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Galaxia Seyfert

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 de 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] Las estimaciones confirmatorias de la distancia a las galaxias Seyfert y su edad fueron limitadas 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 dichas 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:

Véase también

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.

    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.

    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.

    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

  1. ^ ab Peterson, Bradley M. (1997). Introducción a los núcleos galácticos activos. Cambridge University Press . ISBN 978-0-521-47911-0.
  2. ^ Petrov, GT, ed. (2004). "Núcleos activos de galaxias". Academia Búlgara de Ciencias/Instituto de Astronomía . Consultado el 9 de diciembre de 2013 .
  3. ^ ab Maiolino, R.; Rieke, GH (1995). "Núcleos Seyfert de baja luminosidad y oscurecidos en galaxias cercanas". The Astrophysical Journal . 454 : 95–105. Bibcode :1995ApJ...454...95M. doi : 10.1086/176468 .
  4. ^ Davidsen, Arthur F. (1993). "Astronomía en el ultravioleta lejano en la misión del transbordador espacial Astro-1". Science . 259 (5093): 327–334. Bibcode :1993Sci...259..327D. doi :10.1126/science.259.5093.327. PMID  17832344. S2CID  28201406. Archivado desde el original el 11 de octubre de 2013.
  5. ^ Soper, DE "Seyfert Galaxies". Universidad de Oregon . Archivado desde el original el 23 de octubre de 2013. Consultado el 11 de octubre de 2013 .
  6. ^ ab Seyfert, Carl K. (1943). "Emisión nuclear en nebulosas espirales". The Astrophysical Journal . 97 : 28–40. Código Bibliográfico :1943ApJ....97...28S. doi :10.1086/144488.
  7. ^ "Introducción a las galaxias activas". OpenLearn . The Open University . Consultado el 9 de diciembre de 2013 .
  8. ^ Hubble, Edwin P. (1926). "Nebulosas extragalácticas". The Astrophysical Journal . 64 : 321–369. Código Bibliográfico :1926ApJ....64..321H. doi :10.1086/143018.
  9. ^ Reber, Grote (1944). "Estática cósmica". The Astrophysical Journal . 100 : 279–287. Código Bibliográfico :1944ApJ...100..279R. doi : 10.1086/144668 . S2CID  51638960.
  10. ^ Bolton, JG; Stanley, GJ (1948). "Observaciones sobre la fuente variable de radiación de radiofrecuencia cósmica en la constelación de Cygnus". Revista australiana de investigación científica A . 1 : 58–69. Código Bibliográfico :1948AuSRA...1...58B. doi :10.1071/ch9480058.
  11. ^ Hanbury Brown, R.; Jennison, RC; Das Gupta, MK (1952). "Tamaños angulares aparentes de fuentes de radio discretas: observaciones en Jodrell Bank, Manchester". Nature . 170 (4338): 1061–1063. Código Bibliográfico :1952Natur.170.1061H. doi :10.1038/1701061a0. S2CID  4275818.
  12. ^ Torres-Papaqui, Juan Pablo. "TEMA 1. Introducción a los núcleos galácticos activos: historia y descripción general" (PDF) . Universidad de Guanajuato . Consultado el 8 de octubre de 2013 .
  13. ^ "Secretos en el corazón de NGC 5793". SpaceTelescope.org . Imagen de la semana del telescopio Hubble. 17 de marzo de 2014 . Consultado el 12 de abril de 2014 .
  14. ^ Walker, MF (1968). "Estudios de nebulosas extragalácticas. V. Movimientos en la galaxia Seyfert NGC 1068". The Astrophysical Journal . 151 : 71–97. Bibcode :1968ApJ...151...71W. doi : 10.1086/149420 .
  15. ^ ab Weedman, Daniel W. (1977). "Galaxias Seyfert". Revista anual de astronomía y astrofísica . 15 : 69–95. Código Bibliográfico :1977ARA&A..15...69W. doi :10.1146/annurev.aa.15.090177.000441.
  16. ^ Peterson, SD (1973). "Posiciones ópticas de las galaxias Markarianas". The Astrophysical Journal . 78 (9): 811–827. Bibcode :1973AJ.....78..811P. doi : 10.1086/111488 .
  17. ^ de Vancouleurs, G.; de Vancouleurs, A. (1968). Observaciones fotográficas, fotométricas y espectroscópicas de las galaxias Seyfert . Actas de la Conferencia sobre galaxias Seyfert y objetos relacionados. 14-16 de febrero de 1968. Universidad de Arizona. The Astronomical Journal . Vol. 73, núm. 9. págs. 858-861. Bibcode :1968AJ.....73..858D. doi :10.1086/110717.
  18. ^ Adams, Thomas F. (1977). "Un estudio de las galaxias Seyfert basado en placas de tubos de imágenes a gran escala". Suplemento de la revista Astrophysical Journal . 33 : 19–34. Código Bibliográfico :1977ApJS...33...19A. doi :10.1086/190416.
  19. ^ Weedman, DW (1973). "Un estudio fotométrico de las galaxias markarianas". The Astrophysical Journal . 183 : 29–40. Código Bibliográfico :1973ApJ...183...29W. doi :10.1086/152205.
  20. ^ Osterbrock, DE; Koski, AT (1976). «NGC 4151 y Markarian 6: dos galaxias Seyfert de tipo intermedio». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 176 : 61–66. Bibcode :1976MNRAS.176P..61O. doi : 10.1093/mnras/176.1.61p .
  21. ^ Osterbrock, DE; Martel, A. (1993). "Estudio espectroscópico de la muestra CfA de galaxias Seyfert". The Astrophysical Journal . 414 (2): 552–562. Bibcode :1993ApJ...414..552O. doi :10.1086/173102.
  22. ^ Shlosman, I. (6 de mayo de 1999). "Seyfert Galaxies". Universidad de Kentucky . Consultado el 30 de octubre de 2013 .
  23. ^ Popping, Gergö (18 de julio de 2008). «Galaxias anfitrionas de AGN y su entorno» (PDF) . Universidad de Groningen . Consultado el 9 de diciembre de 2013 .
  24. ^ ab Massi, M. "Active Galaxies" (PDF) . Instituto Max Planck de Radioastronomía . Consultado el 10 de noviembre de 2013 .
  25. ^ Osterbrock, Donald E.; Ferland, Gary J. (2006). Astrofísica de nebulosas gaseosas y núcleos galácticos activos . Sausalito, CA: University Science Books. ISBN 978-1-891389-34-4.
  26. ^ "Un agujero negro hambriento devuelve una galaxia brillante a las sombras". www.eso.org . Consultado el 20 de septiembre de 2016 .
  27. ^ Heinzeller, D.; Duschl, WJ (2007). "Sobre el límite de Eddington en discos de acreción". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 374 (3): 1146–1154. arXiv : astro-ph/0610742 . Código Bibliográfico :2007MNRAS.374.1146H. doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.11233.x . S2CID  9747465.
  28. ^ Yoshida, Shigeru. "El límite de Eddington". Departamento de Física, Universidad de Chiba . Consultado el 7 de diciembre de 2013 .
  29. ^ Blandford, Roger D. "Active Galaxies and Quasistellar Objects, Accretion" (Galaxias activas y objetos cuasistelares, acreción). Base de datos extragaláctica NASA/IPAC . Consultado el 6 de diciembre de 2013 .
  30. ^ Goad, MR; Korista, KT; Ruff, AJ (2012). "La amplia región de la línea de emisión: la confluencia del disco de acreción exterior con el borde interior del toro polvoriento". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 426 (4): 3086–3111. arXiv : 1207.6339 . Bibcode :2012MNRAS.426.3086G. doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21808.x . S2CID  118607563.
  31. ^ Peterson, BM; Horne, K. (2004). "Mapeo de ecos de núcleos galácticos activos". Astronomische Nachrichten . 325 (3): 248–251. arXiv : astro-ph/0407538 . Código Bib : 2004AN....325..248P. doi :10.1002/asna.200310207. S2CID  119387961.
  32. ^ Peterson, BM; Ferrarese, L.; Gilbert, KM; Kaspi, S.; Malkan, MA; et al. (2004). "Masas centrales y tamaños de regiones de líneas anchas de núcleos galácticos activos. II. Un análisis homogéneo de una gran base de datos de mapeo de reverberación". The Astrophysical Journal . 613 (2): 682–699. arXiv : astro-ph/0407299 . Bibcode :2004ApJ...613..682P. doi :10.1086/423269. S2CID  16308360.
  33. ^ Haardt, F.; Maraschi, L. (1991). "Un modelo de dos fases para la emisión de rayos X de las galaxias Seyfert". The Astrophysical Journal Letters . 380 : L51–L54. Código Bibliográfico :1991ApJ...380L..51H. doi :10.1086/186171.
  34. ^ "Un viajero que baila la danza de las estrellas y el espacio". SpaceTelescope.org . Imagen de la semana del Hubble. 24 de diciembre de 2012.
  35. ^ "Líneas prohibidas". Encyclopædia Britannica . 2013 . Consultado el 27 de noviembre de 2013 .
  36. ^ "El telescopio de nueva tecnología de ESO vuelve a visitar NGC 6300". Imagen de la semana de ESO . Observatorio Europeo Austral . Consultado el 3 de marzo de 2015 .
  37. ^ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. (2006). Introducción a la astrofísica moderna (2.ª ed.). Addison-Wesley . pp. 1085–1086. ISBN 978-0-321-44284-0.
  38. ^ abc Pradhan, Anil K.; Nahar, Sultana N. (2011). Astrofísica atómica y espectroscopia . Cambridge University Press . Págs. 278–304. ISBN. 978-0-521-82536-8.
  39. ^ Singh, Veeresh; Shastri, Prajval; Risaliti, Guido (2011). "Propiedades espectrales de rayos X de las galaxias Seyfert y el esquema de unificación". Astronomía y Astrofísica . 532 : A84. arXiv : 1101.0252 . Bibcode :2011A&A...532A..84S. doi :10.1051/0004-6361/201016387. S2CID  118486527.
  40. ^ "Un copo de nieve en espiral". spacetelescope.org . Consultado el 9 de mayo de 2016 .
  41. ^ ab Armitage, Phil (2004). "Astrofísica 2, conferencia 27: Galaxias activas: el modelo unificado" (PDF) . Apuntes de la conferencia ASTR 3830. Universidad de Colorado, Boulder . Consultado el 10 de noviembre de 2013 .
  42. ^ "Anillos dorados de formación estelar". SpaceTelescope.org . Imagen de la semana del telescopio Hubble. 9 de junio de 2014 . Consultado el 12 de junio de 2014 .
  43. ^ Morgan, Siobahn. "Galaxias distantes y extrañas". Apuntes del curso de astronomía y material complementario . Universidad del Norte de Iowa . Consultado el 10 de octubre de 2013 .
  44. ^ Matt, G.; et al. (6 de abril de 2012). "El espectro de rayos X de Suzaku de NGC 3147". Astronomía y astrofísica . 540 . A111. arXiv : 1204.0946 . Bibcode :2012A&A...540A.111M. doi :10.1051/0004-6361/201118729. S2CID  59123588.
  45. ^ Barthel, Peter (1991). "Galaxias activas y objetos cuasistelares, interrelaciones de varios tipos". En Maran, Stephen P. (ed.). The Astronomy and Astrophysics Encyclopedia . Wiley-Interscience . ISBN 978-0-471-28941-8.
  46. ^ Osterbrock, DE (1981). "Galaxias Seyfert con líneas de emisión H alfa débiles y anchas". The Astrophysical Journal . 249 : 462–470. Bibcode :1981ApJ...249..462O. doi :10.1086/159306.
  47. ^ "Galaxias Seyfert". Instituto Tecnológico de California . Consultado el 10 de octubre de 2013 .
  48. ^ Ho, Luis C. (1996). "Espectroscopia óptica de LINERs y núcleos Seyfert de baja luminosidad" (PDF) . Serie de conferencias de la ASP . 103 : 103. arXiv : astro-ph/9605190 . Código Bibliográfico :1996ASPC..103..103H.
  49. ^ Heckman, TM (1980). "Un estudio óptico y de radio de los núcleos de galaxias brillantes - Actividad en núcleos galácticos normales". Astronomía y Astrofísica . 87 (1–2): 152–164. Bibcode :1980A&A....87..152H.
  50. ^ Starling, RLC; Page, MJ; Branduardi-Raymont, G.; Breeveld, AA; Soria, R.; et al. (2005). "La galaxia Seyfert-Liner NGC 7213: una observación XMM-Newton ". Astrofísica y ciencia espacial . 300 (1–3): 81–86. arXiv : astro-ph/0412017 . Código Bibliográfico :2005Ap&SS.300...81S. doi :10.1007/s10509-005-1174-y. S2CID  17692793.
  51. ^ Osterbrock, DE; Pogge, RW (1985). "Los espectros de las galaxias de línea estrecha Seyfert 1". The Astrophysical Journal . 297 : 166–176. Código Bibliográfico :1985ApJ...297..166O. doi :10.1086/163513.
  52. ^ Boller, T.; Brandt, WN; Fink, H. (1996). "Propiedades de rayos X suaves de galaxias de línea estrecha Seyfert 1". Astronomía y Astrofísica . 305 : 53. arXiv : astro-ph/9504093 . Código Bibliográfico :1996A&A...305...53B.
  53. ^ Mathur, S.; Grupe, D. (2005). "Crecimiento de agujeros negros por acreción". Astronomía y Astrofísica . 432 (2): 463–466. arXiv : astro-ph/0407512 . Bibcode :2005A&A...432..463M. doi :10.1051/0004-6361:20041717. S2CID  15736260.
  54. ^ Komossa, Stefanie (abril de 2008). "Galaxias Seyfert 1 de línea estrecha". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Serie de Conferencias . 32 : 86–92. arXiv : 0710.3326 . Código Bib : 2008RMxAC..32...86K.
  55. ^ "Galaxias y cuásares activos". NASA / GSFC . Consultado el 21 de noviembre de 2013 .
  56. ^ "Cuásares". Notas de la clase de Astronomía 162. Universidad de Tennessee , Departamento de Física y Astronomía . Consultado el 21 de noviembre de 2013 .
  57. ^ Mathur, S. (2000). "Galaxias de línea estrecha Seyfert 1 y evolución de galaxias y galaxias activas". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 314 (4): L17. arXiv : astro-ph/0003111 . Bibcode :2000MNRAS.314L..17M. doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03530.x . S2CID  18989750.
  58. ^ Halliday, Ian (1969). "Avances en astronomía: galaxias Seyfert y cuásares". Revista de la Real Sociedad Astronómica de Canadá . 63 : 91. Código Bibliográfico :1969JRASC..63...91H.
  59. ^ Scalzi, John (2003). La guía aproximada del universo . Guías aproximadas. pág. 250. ISBN 978-1-85828-939-7.
  60. ^ ab de Vaucouleurs, Gérard (abril de 1973). "Galaxias del sur. VI. Distribución de la luminosidad en la galaxia Seyfert NGC 1566". The Astrophysical Journal . 181 : 31–50. Bibcode :1973ApJ...181...31D. doi :10.1086/152028.
  61. ^ Humphreys, EML; Greenhill, LJ; Reid, MJ; Argon, AL; Moran, JM (2004). "Mejora de la distancia del máser a NGC 4258". Boletín de la Sociedad Astronómica Americana . 36 : 1468. Código Bibliográfico :2004AAS...205.7301H.
  62. ^ Nemiroff, R.; Bonnell, J., eds. (15 de febrero de 2000). "M106: una galaxia espiral con un núcleo extraño". Imagen astronómica del día . NASA .
  63. ^ "M106". SIMBAD . Centre de données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 1 de julio de 2014 .
  64. ^ Bekhti, Nadya Ben; Winkel, Benjamín; Richter, Philipp; Kerp, Jürgen; Klein, Ulrich (septiembre de 2011). "Sobre el origen de los halos de galaxias gaseosas: gas de baja densidad en el halo de la Vía Láctea". En von Berlepsch, Regina (ed.). Acercándonos: el cosmos en alta resolución . Reunión anual de la Astronomische Gesellschaft. Universidad de Bonn. 15 y 16 de septiembre de 2010. Reseñas de astronomía moderna. vol. 23. John Wiley e hijos. págs. 117-130. arXiv : 1102.5205 . doi :10.1002/9783527644384.ch7. ISBN 9783527411139.
  65. ^ Fabian, AC; Sanders, JS; Allen, SW; Crawford, CS; Iwasawa, K.; et al. (septiembre de 2003). "Una observación profunda del cúmulo de Perseo con Chandra: choques y ondulaciones". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 344 (3): L43–L47. arXiv : astro-ph/0306036 . Bibcode :2003MNRAS.344L..43F. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06902.x . S2CID  11086312.
  66. ^ Reynolds, Christopher S. (28 de febrero de 2013). "Astrofísica: agujeros negros en un giro". Nature . 494 (7438): 432–433. Bibcode :2013Natur.494..432R. doi : 10.1038/494432a . PMID  23446411.
  67. ^ Evans, DA; Summers, AC; Hardcastle, MJ; Kraft, RP; Gandhi, P.; et al. (noviembre de 2011). "La visión de Suzaku de la conexión disco-chorro en la radiogalaxia de baja excitación NGC 6251". The Astrophysical Journal Letters . 741 (1): L4. arXiv : 1109.6584 . Código Bibliográfico :2011ApJ...741L...4E. doi :10.1088/2041-8205/741/1/L4. S2CID  50061438.

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