Galaxia Seyfert

Clase de galaxias activas con núcleos muy brillantes

La galaxia Circinus , una galaxia Seyfert de tipo II

Las galaxias Seyfert son uno de los dos grupos más grandes de galaxias activas , junto con las galaxias anfitrionas de cuásares . Tienen núcleos similares a los cuásares (fuentes muy luminosas de radiación electromagnética que se encuentran fuera de nuestra propia galaxia) con brillos superficiales muy altos cuyos espectros revelan fuertes líneas de emisión de alta ionización ^[1] , pero a diferencia de los cuásares, sus galaxias anfitrionas son claramente detectables ^{[2] .}

Las galaxias Seyfert representan alrededor del 10% de todas las galaxias ^[3] y son algunos de los objetos más intensamente estudiados en astronomía , ya que se cree que están alimentadas por los mismos fenómenos que ocurren en los cuásares, aunque están más cerca y son menos luminosas que estos. Estas galaxias tienen agujeros negros supermasivos en sus centros que están rodeados por discos de acreción de material en caída. Se cree que los discos de acreción son la fuente de la radiación ultravioleta observada. Las líneas de emisión y absorción ultravioleta proporcionan los mejores diagnósticos para la composición del material circundante. ^[4]

Vistas en luz visible , la mayoría de las galaxias Seyfert parecen galaxias espirales normales , pero cuando se estudian bajo otras longitudes de onda, queda claro que la luminosidad de sus núcleos es de intensidad comparable a la luminosidad de galaxias enteras del tamaño de la Vía Láctea . ^[5]

Las galaxias Seyfert reciben su nombre en honor a Carl Seyfert , quien describió esta clase por primera vez en 1943. ^[6]

Descubrimiento

NGC 1068 ( Messier 77 ), una de las primeras galaxias Seyfert clasificadas

Las galaxias Seyfert fueron detectadas por primera vez en 1908 por Edward A. Fath y Vesto Slipher , quienes utilizaban el Observatorio Lick para observar los espectros de objetos astronómicos que se pensaba que eran " nebulosas espirales ". Observaron que NGC 1068 mostraba seis líneas de emisión brillantes , lo que se consideró inusual ya que la mayoría de los objetos observados mostraban un espectro de absorción correspondiente a las estrellas . ^[7]

En 1926, Edwin Hubble observó las líneas de emisión de NGC 1068 y otras dos "nebulosas" similares y las clasificó como objetos extragalácticos . ^[8] En 1943, Carl Keenan Seyfert descubrió más galaxias similares a NGC 1068 e informó que estas galaxias tienen núcleos estelares muy brillantes que producen líneas de emisión anchas. ^[6] En 1944, Cygnus A se detectó a 160 MHz, ^[9] y la detección se confirmó en 1948 cuando se estableció que era una fuente discreta. ^[10] Su doble estructura de radio se hizo evidente con el uso de interferometría . ^[11] En los siguientes años, se descubrieron otras fuentes de radio como los remanentes de supernova . A finales de la década de 1950, se descubrieron características más importantes de las galaxias Seyfert, incluido el hecho de que sus núcleos son extremadamente compactos (< 100 pc, es decir, "no resueltos"), tienen una masa elevada (≈10 ^{9 ± 1} masas solares) y la duración de las emisiones nucleares máximas es relativamente corta (> 10 ⁸ años). ^[12]

NGC 5793 es una galaxia Seyfert ubicada a más de 150 millones de años luz de distancia en la constelación de Libra. ^[13]

En los años 1960 y 1970, se llevaron a cabo investigaciones para comprender mejor las propiedades de las galaxias Seyfert. Se tomaron algunas mediciones directas de los tamaños reales de los núcleos Seyfert y se estableció que las líneas de emisión en NGC 1068 se produjeron en una región de más de mil años luz de diámetro. ^[14] Existía controversia sobre si los corrimientos al rojo de Seyfert eran de origen cosmológico. ^[15] La confirmación de las estimaciones de la distancia a las galaxias Seyfert y su edad fue limitada ya que sus núcleos varían en brillo en una escala de tiempo de unos pocos años; por lo tanto, los argumentos que involucran la distancia a tales galaxias y la velocidad constante de la luz no siempre pueden usarse para determinar su edad. ^[15] En el mismo período de tiempo, se habían realizado investigaciones para estudiar, identificar y catalogar galaxias, incluidas las Seyfert. A partir de 1967, Benjamin Markarian publicó listas que contenían unos pocos cientos de galaxias que se distinguían por su emisión ultravioleta muy fuerte, y en 1973 otros investigadores mejoraron las mediciones de la posición de algunas de ellas. ^[16] En ese momento, se creía que el 1% de las galaxias espirales eran Seyferts. ^[17] En 1977, se descubrió que muy pocas galaxias Seyfert eran elípticas, y la mayoría de ellas eran galaxias espirales o espirales barradas. ^[18] Durante el mismo período de tiempo, se han realizado esfuerzos para recopilar datos espectrofotométricos de las galaxias Seyfert. Se hizo evidente que no todos los espectros de las galaxias Seyfert tienen el mismo aspecto, por lo que se han subclasificado según las características de sus espectros de emisión . Se ha ideado una división simple en los tipos I y II, con las clases dependiendo del ancho relativo de sus líneas de emisión . ^[19] Más tarde se ha observado que algunos núcleos de Seyfert muestran propiedades intermedias, lo que ha dado lugar a su subclasificación en los tipos 1.2, 1.5, 1.8 y 1.9 (véase Clasificación). ^{[20] [21]} Los primeros estudios de galaxias Seyfert estaban sesgados al contar solo a los representantes más brillantes de este grupo. Estudios más recientes que cuentan galaxias con baja luminosidad y núcleos Seyfert oscurecidos sugieren que el fenómeno Seyfert es en realidad bastante común, y que se produce en el 16% ± 5% de las galaxias; de hecho, existen varias docenas de galaxias que exhiben el fenómeno Seyfert en las proximidades (≈27 Mpc) de nuestra propia galaxia. ^[3] Las galaxias Seyfert forman una fracción sustancial de las galaxias que aparecen en el catálogo Markarian , una lista de galaxias que muestran un exceso de ultravioleta en sus núcleos. ^[22]

Características

Imágenes ópticas y ultravioleta del agujero negro en el centro de NGC 4151, una galaxia Seyfert

Un núcleo galáctico activo (AGN) es una región compacta en el centro de una galaxia que tiene una luminosidad más alta de lo normal en partes del espectro electromagnético . Una galaxia que tiene un núcleo activo se llama galaxia activa. Los núcleos galácticos activos son las fuentes más luminosas de radiación electromagnética en el Universo, y su evolución impone restricciones a los modelos cosmológicos. Dependiendo del tipo, su luminosidad varía en una escala de tiempo que va desde unas pocas horas hasta unos pocos años. Las dos subclases más grandes de galaxias activas son los cuásares y las galaxias Seyfert, siendo la principal diferencia entre las dos la cantidad de radiación que emiten. En una galaxia Seyfert típica, la fuente nuclear emite en longitudes de onda visibles una cantidad de radiación comparable a la de las estrellas constituyentes de toda la galaxia, mientras que en un cuásar, la fuente nuclear es más brillante que las estrellas constituyentes por al menos un factor de 100. ^{[1] [23]} Las galaxias Seyfert tienen núcleos extremadamente brillantes, con luminosidades que oscilan entre 10 ⁸ y 10 ¹¹ luminosidades solares. Solo alrededor del 5% de ellas son brillantes en radio; sus emisiones son moderadas en rayos gamma y brillantes en rayos X. ^{[24] Sus} espectros visible e infrarrojo muestran líneas de emisión muy brillantes de hidrógeno , helio , nitrógeno y oxígeno . Estas líneas de emisión exhiben un fuerte ensanchamiento Doppler , lo que implica velocidades de 500 a 4000 km/s (310 a 2490 mi/s), y se cree que se originan cerca de un disco de acreción que rodea el agujero negro central. ^[25]

Luminosidad de Eddington

La galaxia activa Markarian 1018 tiene un agujero negro supermasivo en su núcleo. ^[26]

Se puede calcular un límite inferior para la masa del agujero negro central utilizando la luminosidad de Eddington . ^[27] Este límite surge porque la luz exhibe presión de radiación. Supongamos que un agujero negro está rodeado por un disco de gas luminoso. ^[28] Tanto la fuerza gravitatoria atractiva que actúa sobre los pares electrón-ion en el disco como la fuerza repulsiva ejercida por la presión de radiación siguen una ley del cuadrado inverso. Si la fuerza gravitatoria ejercida por el agujero negro es menor que la fuerza repulsiva debida a la presión de radiación, el disco será expulsado por la presión de radiación. ^{[29] [nota 1]}

Modelo de un núcleo galáctico activo. El agujero negro central está rodeado por un disco de acreción, que a su vez está rodeado por un toro. Se muestran la región de línea ancha y la región de emisión de línea estrecha, así como los chorros que salen del núcleo.

Emisiones

Las líneas de emisión que se observan en el espectro de una galaxia Seyfert pueden provenir de la superficie del propio disco de acreción o de nubes de gas iluminadas por el motor central en un cono de ionización. La geometría exacta de la región emisora ​​es difícil de determinar debido a la mala resolución del centro galáctico. Sin embargo, cada parte del disco de acreción tiene una velocidad diferente en relación con nuestra línea de visión y cuanto más rápido gire el gas alrededor del agujero negro, más ancha será la línea de emisión. De manera similar, un viento de disco iluminado también tiene una velocidad que depende de la posición. ^[30]

Se cree que las líneas estrechas se originan en la parte exterior del núcleo galáctico activo, donde las velocidades son más bajas, mientras que las líneas anchas se originan más cerca del agujero negro. Esto se confirma por el hecho de que las líneas estrechas no varían de forma detectable, lo que implica que la región emisora ​​es grande, al contrario de las líneas anchas que pueden variar en escalas de tiempo relativamente cortas. El mapeo de reverberación es una técnica que utiliza esta variabilidad para tratar de determinar la ubicación y la morfología de la región emisora. Esta técnica mide la estructura y la cinemática de la región emisora ​​de líneas anchas observando los cambios en las líneas emitidas como respuesta a los cambios en el continuo. El uso del mapeo de reverberación requiere la suposición de que el continuo se origina en una única fuente central. ^[31] Para 35 AGN, el mapeo de reverberación se ha utilizado para calcular la masa de los agujeros negros centrales y el tamaño de las regiones de líneas anchas. ^[32]

En las pocas galaxias Seyfert con ruido de radio que se han observado, se cree que la emisión de radio representa la emisión de sincrotrón del chorro. La emisión infrarroja se debe a la radiación en otras bandas que está siendo reprocesada por el polvo cerca del núcleo. Se cree que los fotones de mayor energía son creados por la dispersión Compton inversa por una corona de alta temperatura cerca del agujero negro. ^[33]

Clasificación

NGC 1097 es un ejemplo de galaxia Seyfert. En el centro de la galaxia se encuentra un agujero negro supermasivo con una masa de 100 millones de masas solares. La zona que rodea al agujero negro emite grandes cantidades de radiación procedente de la materia que cae en él. ^[34]

Las galaxias Seyfert se clasificaron inicialmente como de tipo I o II, dependiendo de las líneas de emisión que mostraban sus espectros. Los espectros de las galaxias Seyfert de tipo I muestran líneas anchas que incluyen tanto líneas permitidas, como H I, He I o He II, como líneas prohibidas más estrechas, como O III. También muestran algunas líneas permitidas más estrechas, pero incluso estas líneas estrechas son mucho más anchas que las líneas que muestran las galaxias normales. Sin embargo, los espectros de las galaxias Seyfert de tipo II muestran solo líneas estrechas, tanto permitidas como prohibidas. Las líneas prohibidas son líneas espectrales que ocurren debido a transiciones de electrones que normalmente no están permitidas por las reglas de selección de la mecánica cuántica , pero que aún tienen una pequeña probabilidad de ocurrir espontáneamente. El término "prohibidas" es ligeramente engañoso, ya que las transiciones de electrones que las causan no están prohibidas, sino que son altamente improbables. ^[35]

NGC 6300 es una galaxia de tipo II en la constelación austral de Ara . ^[36]

En algunos casos, los espectros muestran líneas permitidas tanto anchas como estrechas, por lo que se clasifican como un tipo intermedio entre el Tipo I y el Tipo II, como las Seyfert de Tipo 1.5. Los espectros de algunas de estas galaxias han cambiado del Tipo 1.5 al Tipo II en cuestión de unos pocos años. Sin embargo, la característica línea ancha de emisión Hα rara vez, o nunca, ha desaparecido. ^[37] El origen de las diferencias entre las galaxias Seyfert de Tipo I y Tipo II aún no se conoce. Hay algunos casos en los que las galaxias se han identificado como de Tipo II solo porque los componentes anchos de las líneas espectrales han sido muy difíciles de detectar. Algunos creen que todas las Seyfert de Tipo II son de hecho de Tipo I, donde los componentes anchos de las líneas son imposibles de detectar debido al ángulo en el que nos encontramos con respecto a la galaxia. En concreto, en las galaxias Seyfert de tipo I, observamos la fuente compacta central de forma más o menos directa, por lo que tomamos muestras de las nubes de alta velocidad en la región de emisión de línea ancha que se mueven alrededor del agujero negro supermasivo que se cree que está en el centro de la galaxia. Por el contrario, en las galaxias Seyfert de tipo II, los núcleos activos están oscurecidos y solo se ven las regiones exteriores más frías ubicadas más lejos de la región de emisión de línea ancha de las nubes. Esta teoría se conoce como el "esquema de unificación" de las galaxias Seyfert. ^{[38] [39]} Sin embargo, aún no está claro si esta hipótesis puede explicar todas las diferencias observadas entre los dos tipos. ^[38]

Galaxias Seyfert de tipo I

NGC 6814 es una galaxia Seyfert con una fuente de radiación de rayos X altamente variable. ^[40]

Las estrellas Seyfert de tipo I son fuentes muy brillantes de luz ultravioleta y rayos X , además de la luz visible que proviene de sus núcleos. Tienen dos conjuntos de líneas de emisión en sus espectros: líneas estrechas con anchos (medidos en unidades de velocidad) de varios cientos de km/s, y líneas anchas con anchos de hasta 10 ⁴ km/s. ^[41] Las líneas anchas se originan por encima del disco de acreción del agujero negro supermasivo que se cree que alimenta la galaxia, mientras que las líneas estrechas se producen más allá de la región de la línea ancha del disco de acreción. Ambas emisiones son causadas por gas altamente ionizado. La emisión de la línea ancha surge en una región de 0,1 a 1 pársec de ancho. La región de emisión de la línea ancha, R _BLR , se puede estimar a partir del retraso de tiempo correspondiente al tiempo que tarda la luz en viajar desde la fuente continua hasta el gas que emite la línea. ^[24]

Galaxias Seyfert de tipo II

NGC 3081 es conocida como una galaxia Seyfert de tipo II, caracterizada por su deslumbrante núcleo. ^[42]

Las galaxias Seyfert de tipo II tienen el núcleo brillante característico, además de parecer brillantes cuando se observan en longitudes de onda infrarrojas . ^[43] Sus espectros contienen líneas estrechas asociadas con transiciones prohibidas y líneas más anchas asociadas con transiciones permitidas de dipolo fuerte o intercombinación. ^[38] NGC 3147 se considera la mejor candidata para ser una verdadera galaxia Seyfert de tipo II. ^[44] En algunas galaxias Seyfert de tipo II, el análisis con una técnica llamada espectropolarimetría (espectroscopia del componente de luz polarizada ) reveló regiones oscurecidas de tipo I. En el caso de NGC 1068 , se midió la luz nuclear reflejada de una nube de polvo, lo que llevó a los científicos a creer en la presencia de un toro de polvo oscurecedor alrededor de un núcleo continuo brillante y de línea de emisión amplia. Cuando la galaxia se ve de lado, el núcleo se observa indirectamente a través de la reflexión del gas y el polvo por encima y por debajo del toro. Esta reflexión causa la polarización . ^[45]

Galaxias Seyfert de tipo 1.2, 1.5, 1.8 y 1.9

NGC 1275 , una galaxia Seyfert de tipo 1.5

En 1981, Donald Osterbrock introdujo las notaciones Tipo 1.5, 1.8 y 1.9, donde las subclases se basan en la apariencia óptica del espectro, y las subclases numéricamente más grandes tienen componentes de línea ancha más débiles en relación con las líneas estrechas. ^[46] Por ejemplo, el Tipo 1.9 solo muestra un componente ancho en la línea Hα , y no en las líneas de Balmer de orden superior . En el Tipo 1.8, se pueden detectar líneas anchas muy débiles en las líneas Hβ así como en Hα, incluso si son muy débiles en comparación con Hα. En el Tipo 1.5, la fuerza de las líneas Hα y Hβ son comparables. ^[47]

Otras galaxias similares a Seyfert

Messier 94 , una galaxia con un núcleo LINER similar al de Seyfert

Además de la progresión Seyfert del Tipo I al Tipo II (incluyendo el Tipo 1.2 al Tipo 1.9), hay otros tipos de galaxias que son muy similares a las Seyfert o que pueden considerarse como subclases de ellas. Muy similares a las Seyfert son las radiogalaxias de emisión de línea estrecha de baja ionización (LINER), descubiertas en 1980. Estas galaxias tienen fuertes líneas de emisión de átomos débilmente ionizados o neutros, mientras que las líneas de emisión de átomos fuertemente ionizados son relativamente débiles en comparación. Las LINER comparten una gran cantidad de rasgos con las Seyfert de baja luminosidad. De hecho, cuando se ven en luz visible, las características globales de sus galaxias anfitrionas son indistinguibles. Además, ambas muestran una amplia región de emisión de líneas, pero la región de emisión de líneas en las LINER tiene una densidad menor que en las Seyfert. ^[48] Un ejemplo de una galaxia de este tipo es M104 en la constelación de Virgo, también conocida como la galaxia del Sombrero . ^[49] Una galaxia que es a la vez una LINER y una Seyfert Tipo I es NGC 7213 , una galaxia que está relativamente cerca en comparación con otros AGN. ^[50] Otra subclase muy interesante son las galaxias de línea estrecha Tipo I (NLSy1), que han sido objeto de una amplia investigación en los últimos años. ^[51] Tienen líneas mucho más estrechas que las líneas anchas de las galaxias clásicas Tipo I, espectros de rayos X duros y blandos empinados y una fuerte emisión de Fe[II]. ^[52] Sus propiedades sugieren que las galaxias NLSy1 son AGN jóvenes con altas tasas de acreción, lo que sugiere una masa de agujero negro central relativamente pequeña pero creciente. ^[53] Hay teorías que sugieren que las NLSy1 son galaxias en una etapa temprana de evolución, y se han propuesto vínculos entre ellas y galaxias infrarrojas ultraluminosas o galaxias Tipo II. ^[54]

Evolución

La mayoría de las galaxias activas están muy distantes y muestran grandes desplazamientos Doppler . Esto sugiere que las galaxias activas ocurrieron en el Universo temprano y, debido a la expansión cósmica , se están alejando de la Vía Láctea a velocidades muy altas. Los cuásares son las galaxias activas más lejanas, algunas de ellas se observan a distancias de 12 mil millones de años luz de distancia. Las galaxias Seyfert están mucho más cerca que los cuásares. ^[55] Debido a que la luz tiene una velocidad finita, mirar a grandes distancias en el Universo es equivalente a mirar hacia atrás en el tiempo. Por lo tanto, la observación de núcleos galácticos activos a grandes distancias y su escasez en el Universo cercano sugiere que eran mucho más comunes en el Universo temprano, ^[56] lo que implica que los núcleos galácticos activos podrían ser etapas tempranas de la evolución galáctica . Esto lleva a la pregunta sobre cuáles serían las contrapartes locales (modernas) de los AGN encontrados en grandes desplazamientos al rojo. Se ha propuesto que los NLSy1 podrían ser las contrapartes de los cuásares que se encuentran en grandes corrimientos al rojo ( z > 4). Ambos tienen muchas propiedades similares, por ejemplo: metalicidades altas o patrones similares de líneas de emisión (Fe [II] fuerte, O [III] débil). ^[57] Algunas observaciones sugieren que la emisión de AGN desde el núcleo no es esféricamente simétrica y que el núcleo a menudo muestra simetría axial, con radiación escapando en una región cónica. Con base en estas observaciones, se han ideado modelos para explicar las diferentes clases de AGN como resultado de sus diferentes orientaciones con respecto a la línea de visión de observación. Dichos modelos se denominan modelos unificados. Los modelos unificados explican la diferencia entre las galaxias de tipo I y tipo II como resultado de que las galaxias de tipo II están rodeadas por toros que oscurecen y evitan que los telescopios vean la región de líneas anchas. Los cuásares y los blazares se pueden ajustar con bastante facilidad a este modelo. ^[58] El principal problema de este esquema de unificación es tratar de explicar por qué algunos AGN tienen un nivel de emisión de radio alto mientras que otros tienen un nivel de emisión de radio bajo. Se ha sugerido que estas diferencias pueden deberse a diferencias en el giro del agujero negro central. ^[41]

Ejemplos

A continuación se muestran algunos ejemplos de galaxias Seyfert:

• Galaxia Circinus , que tiene anillos de gas expulsados ​​de su centro.
• Centaurus A o NGC 5128 , aparentemente la galaxia Seyfert más brillante vista desde la Tierra; una galaxia elíptica gigante y también clasificada como una radiogalaxia notable por su chorro relativista que abarca más de un millón de años luz de longitud.
• Cygnus A , la primera radiogalaxia identificada y la fuente de radio más brillante del cielo vista en frecuencias superiores a 1 GHz
• Messier 51a (NGC 5194), la Galaxia del Remolino, una de las galaxias más conocidas del cielo ^[59]
• Messier 64 (NGC 4826), con dos discos que giran en sentido contrario y que tienen aproximadamente la misma masa
• Messier 66 (NGC 3627), una parte del Triplete Leo
• Messier 77 (NGC 1068), una de las primeras galaxias Seyfert clasificadas ^[60]
• Messier 81 (NGC 3031), la segunda galaxia Seyfert más brillante del cielo después de Centaurus A
• Messier 88 (NGC 4501), miembro del gran cúmulo de Virgo y una de las galaxias Seyfert más brillantes del cielo
• Messier 106 (NGC 4258), una de las galaxias Seyfert más conocidas, ^{[61] [62]} que tiene un megamáser de vapor de agua en su núcleo visto por la línea de 22 GHz de orto-H ₂ O ^[63]
• NGC 262 , un ejemplo de galaxia con un halo HI gaseoso extendido ^[64]
• NGC 1097 , que tiene cuatro estrechos chorros ópticos que salen de su núcleo
• NGC 1275 , cuyo agujero negro central produce la nota si bemol más baja jamás registrada ^[65]
• NGC 1365 , notable por su agujero negro central que gira casi a la velocidad de la luz ^[66]
• NGC 1566 , una de las primeras galaxias Seyfert clasificadas ^[60]
• NGC 1672 , que tiene un núcleo envuelto por intensas regiones de formación estelar
• NGC 1808 , también una galaxia con brotes de formación estelar
• NGC 3079 , que tiene una burbuja gigante de gas caliente que sale de su centro
• NGC 3185 , miembro del grupo Hickson 44
• NGC 3259 , también una potente fuente de rayos X
• NGC 3783 , también una potente fuente de rayos X
• NGC 3982 , también una galaxia con brotes de formación estelar
• NGC 4151 , que tiene dos agujeros negros supermasivos en su centro
• NGC 4395 , un ejemplo de una galaxia de bajo brillo superficial con un agujero negro de masa intermedia en su centro
• NGC 4725 , una de las galaxias Seyfert más cercanas y brillantes a la Tierra; tiene una nube espiral de gas muy larga que rodea su centro y que se puede ver en el infrarrojo.
• NGC 4945 , una galaxia relativamente cercana a Centaurus A
• NGC 5033 , tiene un núcleo Seyfert desplazado de su centro cinemático
• NGC 5548 , un ejemplo de galaxia Seyfert lenticular
• NGC 6240 , también clasificada como una galaxia infrarroja ultraluminosa (ULIRG)
• NGC 6251 , la radiogalaxia de baja excitación más brillante en rayos X del catálogo 3CRR ^[67]
• NGC 6264, un Seyfert II con un AGN asociado
• NGC 7479 , una galaxia espiral con brazos de radio que se abren en dirección opuesta a los brazos ópticos
• NGC 7742 , una galaxia espiral no barrada; también conocida como la Galaxia del Huevo Frito
• IC 2560 , una galaxia espiral con un núcleo similar a NGC 1097
• Se prevé que SDSS J1430+2303 , un Seyfert I, albergará un sistema binario de agujeros negros supermasivos muy cerca del punto de fusión

• 
  Galaxia Seyfert Messier 51
• 
  Galaxia Seyfert Messier 88
• 
  Galaxia Seyfert Centaurus A

Véase también

• Región de línea de emisión nuclear de baja ionización  – Tipo de núcleo galáctico

Notas

1. La fuerza gravitacional F _grav del agujero negro se puede calcular usando: donde G es la constante gravitacional , m _p es la masa del protón y M _BH , r son la masa y el radio del agujero negro respectivamente. $${\displaystyle F_{\text{grav}}={\frac {GM_{\textrm {BH}}m_{p}}{r^{2}}}}$$

   Derivamos la fuerza radiativa externa F _rad como lo hacemos para las estrellas asumiendo simetría esférica: donde p es el momento, t es el tiempo, c es la velocidad de la luz , E es la energía, σ _t es la sección transversal de Thomson y L es la luminosidad. $${\displaystyle F_{\textrm {rad}}={\frac {dp}{dt}}={\frac {1}{c}}{\frac {dE}{dt}}={\frac {1}{c}}\sigma _{t}{\frac {L}{4\pi r^{2}}}}$$

   La luminosidad del agujero negro debe ser menor que la luminosidad de Eddington L _Edd , es decir, que se da cuando: donde M _☉ es la masa del Sol y L _☉ es la luminosidad solar. $${\displaystyle L<L_{\textrm {Edd}}}$$ $${\displaystyle {\begin{aligned}F_{\textrm {rad}}&=F_{\textrm {grav}}\\L&={\frac {4\pi r^{2}c}{\sigma _{t}}}F_{\text{rad}}={\frac {4\pi r^{2}c}{\sigma _{t}}}F_{\text{grav}}\\&={\frac {4\pi r^{2}c}{\sigma _{t}}}\cdot {\frac {GM_{\text{BH}}m_{p}}{r^{2}}}\\&={\frac {4\pi cGM_{\textrm {BH}}m_{p}}{\sigma _{t}}}\\&=1.3\times 10^{38}{\frac {M_{\textrm {BH}}}{M_{\odot }}}\,\mathrm {erg/s} \\&=30000{\frac {M_{\textrm {BH}}}{M_{\odot }}}L_{\odot }\end{aligned}}}$$

   Por lo tanto, dada la luminosidad observada (que sería menor que la luminosidad de Eddington), se puede estimar un límite inferior aproximado para la masa del agujero negro central en el centro de una galaxia activa. Esta derivación es una aproximación ampliamente utilizada; pero cuando se tiene en cuenta la geometría real de los discos de acreción, se descubre que los resultados pueden diferir considerablemente del valor clásico.

Referencias

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Enlaces externos

• Galaxias y cuásares activos en NASA.gov
• Galaxias Seyfert en SEDS.org
• Galaxias Seyfert en ESA.int