Galaxia Seyfert - Seyfert galaxy
Las galaxias Seyfert son uno de los dos grupos más grandes de galaxias activas , junto con los cuásares . Tienen núcleos en forma de cuásar (fuentes de radiación electromagnética muy luminosas, distantes y brillantes) con un brillo superficial muy alto cuyos espectros revelan líneas de emisión de alta ionización fuertes , pero a diferencia de los cuásares, sus galaxias anfitrionas son claramente detectables.
Las galaxias Seyfert representan aproximadamente el 10% de todas las galaxias y son algunos de los objetos más estudiados en astronomía , ya que se cree que están alimentadas por los mismos fenómenos que ocurren en los quásares, aunque están más cerca y menos luminosos que los quásares. 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 el mejor diagnóstico de la composición del material circundante.
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 .
Las galaxias Seyfert llevan el nombre de Carl Seyfert , quien describió por primera vez esta clase en 1943.
Descubrimiento
Las galaxias Seyfert fueron detectadas por primera vez en 1908 por Edward A. Fath y Vesto Slipher , que utilizaban el Observatorio Lick para observar los espectros de objetos astronómicos que se pensaba que eran " nebulosas espirales ". Notaron 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 .
En 1926, Edwin Hubble examinó las líneas de emisión de NGC 1068 y otras dos "nebulosas" y las clasificó como objetos extragalácticos . En 1943, Carl Keenan Seyfert descubrió más galaxias similares a NGC 1068 e informó que estas galaxias tienen núcleos estelares muy brillantes que producen amplias líneas de emisión. En 1944 se detectó Cygnus A a 160 MHz, y la detección se confirmó en 1948 cuando se estableció que era una fuente discreta. Su estructura de radio doble se hizo evidente con el uso de interferometría . En los próximos años, se descubrieron otras fuentes de radio , como los restos de supernovas . A fines 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 gran masa (≈10 9 ± 1 masas solares) y la duración de las emisiones nucleares máximas es relativamente corta (> 10 8 años).
En las décadas de 1960 y 1970, se llevó a cabo una investigación para comprender mejor las propiedades de las galaxias Seyfert. Se tomaron algunas medidas directas de los tamaños reales de los núcleos de 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. Existía controversia sobre si los corrimientos al rojo de Seyfert eran de origen cosmológico. Las estimaciones confirmadas 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 tales galaxias y la velocidad constante de la luz no siempre pueden usarse para determinar su edad. En el mismo período de tiempo, se llevaron a cabo investigaciones para estudiar, identificar y catalogar galaxias, incluida Seyferts. A partir de 1967, Benjamin Markarian publicó listas que contenían unos pocos cientos de galaxias que se distinguían por su muy fuerte emisión ultravioleta, y otros investigadores mejoraron las mediciones de la posición de algunas de ellas en 1973. En ese momento, se creía que el 1% de las galaxias espirales son Seyferts. En 1977, se descubrió que muy pocas galaxias Seyfert son elípticas, la mayoría de ellas espirales o espirales barradas. Durante el mismo período de tiempo, se han realizado esfuerzos para recopilar datos espectrofotométricos para las galaxias Seyfert. Resultó obvio que no todos los espectros de las galaxias Seyfert tienen el mismo aspecto, por lo que se han subclasificado de acuerdo con 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 . Más tarde se ha observado que algunos núcleos de Seyfert muestran propiedades intermedias, lo que hace que se subclasifiquen en los tipos 1.2, 1.5, 1.8 y 1.9 (ver Clasificación ). Los primeros estudios de las galaxias Seyfert estaban sesgados al contar solo a los representantes más brillantes de este grupo. Estudios más recientes que cuentan las galaxias con baja luminosidad y núcleos de Seyfert oscurecidos sugieren que el fenómeno de Seyfert es bastante común y ocurre en el 16% ± 5% de las galaxias; de hecho, existen varias docenas de galaxias que exhiben el fenómeno de Seyfert en las inmediaciones (≈27 Mpc) de nuestra propia galaxia. Las galaxias Seyfert forman una fracción sustancial de las galaxias que aparecen en el catálogo de Markarian , una lista de galaxias que muestran un exceso de ultravioleta en sus núcleos.
Caracteristicas
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Un núcleo galáctico activo (AGN) es una región compacta en el centro de una galaxia que tiene un alto de lo normal luminosidad sobre porciones 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 del Universo y su evolución impone limitaciones a los modelos cosmológicos. Dependiendo del tipo, su luminosidad varía a lo largo de una escala de tiempo desde unas pocas horas hasta algunos 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 todas las estrellas constituyentes de la galaxia, mientras que en un quásar, la fuente nuclear es más brillante que las estrellas constituyentes en al menos un factor de 100. Seyfert Las galaxias tienen núcleos extremadamente brillantes, con luminosidades que oscilan entre 10 8 y 10 11 luminosidades solares. Solo alrededor del 5% de ellos son brillantes por radio; sus emisiones son moderadas en rayos gamma y brillantes en rayos X. 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 4.000 km / s (310 a 2.490 mi / s), y se cree que se originan cerca de un disco de acreción que rodea el agujero negro central.
Luminosidad de Eddington
Se puede calcular un límite inferior de la masa del agujero negro central utilizando la luminosidad de Eddington . Este límite surge porque la luz exhibe presión de radiación. Suponga que un agujero negro está rodeado por un disco de gas luminoso. Tanto la fuerza gravitacional atractiva que actúa sobre los pares de electrones-iones en el disco como la fuerza repulsiva ejercida por la presión de radiación siguen una ley del cuadrado inverso. Si la fuerza gravitacional ejercida por el agujero negro es menor que la fuerza de repulsión debida a la presión de radiación, la presión de radiación volará el disco.
Emisiones
Las líneas de emisión que se ven en el espectro de una galaxia Seyfert pueden provenir de la superficie del propio disco de acreción, o pueden provenir 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 gira el gas alrededor del agujero negro, más amplia será la línea de emisión. De manera similar, un disco de viento iluminado también tiene una velocidad dependiente de la posición.
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 generales que pueden variar en escalas de tiempo relativamente cortas. El mapeo de reverberación es una técnica que utiliza esta variabilidad para intentar determinar la ubicación y morfología de la región emisora. Esta técnica mide la estructura y la cinemática de la región emisora de la línea ancha 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 sola fuente central. Para 35 AGN, se ha utilizado el mapeo de reverberación para calcular la masa de los agujeros negros centrales y el tamaño de las regiones de línea ancha.
En las pocas galaxias Seyfert de radio alto que se han observado, se cree que la emisión de radio representa la emisión de sincrotrón del chorro. La emisión de infrarrojos se debe a que la radiación en otras bandas es reprocesada por el polvo cerca del núcleo. Se cree que los fotones de mayor energía se crean mediante la dispersión inversa de Compton por una corona de alta temperatura cerca del agujero negro.
Clasificación
Los Seyferts se clasificaron primero como Tipo I o II, según las líneas de emisión mostradas por sus espectros. Los espectros de las galaxias Seyfert de Tipo I muestran líneas amplias 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 mostradas por 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 "prohibido" es un poco engañoso, ya que las transiciones de los electrones que las provocan no están prohibidas, pero son muy improbables.
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 el Tipo 1.5 Seyfert. Los espectros de algunas de estas galaxias han cambiado del Tipo 1.5 al Tipo II en unos pocos años. Sin embargo, la línea de emisión de Hα ancha característica rara vez, si es que alguna vez, ha desaparecido. 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 Tipo II solo porque los componentes amplios de las líneas espectrales han sido muy difíciles de detectar. Algunos creen que todos los Seyferts Tipo II son de hecho Tipo I, donde los componentes amplios de las líneas son imposibles de detectar debido al ángulo en el que nos encontramos con respecto a la galaxia. Específicamente, en las galaxias Seyfert de Tipo I, observamos la fuente central compacta más o menos directamente, por lo que se toman muestras de las nubes de alta velocidad en la región de emisión de línea ancha que se mueve 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. Sin embargo, aún no está claro si esta hipótesis puede explicar todas las diferencias observadas entre los dos tipos.
Galaxias tipo I Seyfert
Los Seyferts 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. 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 fuertemente ionizado. La emisión de línea ancha surge en una región de 0,1 a 1 parsec de ancho. La región de emisión de línea ancha, R BLR , se puede estimar a partir del retardo de tiempo correspondiente al tiempo que tarda la luz en viajar desde la fuente continua hasta el gas emisor de línea.
Galaxias Seyfert de Tipo II
Las galaxias Seyfert de Tipo II tienen el característico núcleo brillante, además de parecer brillantes cuando se ven en longitudes de onda infrarrojas . Sus espectros contienen líneas estrechas asociadas con transiciones prohibidas y líneas más amplias asociadas con transiciones de intercombinación o dipolos fuertes permitidos. NGC 3147 es considerada la mejor candidata para ser una verdadera galaxia Seyfert de Tipo II. En algunas galaxias Seyfert Tipo II, el análisis con una técnica llamada espectro-polarimetría (espectroscopía de luz polarizada componente) reveló regiones oscurecidas Tipo I. En el caso de NGC 1068 , se midió la luz nuclear reflejada en una nube de polvo, lo que llevó a los científicos a creer en la presencia de un toro de polvo oscurecido alrededor de un continuo brillante y un núcleo 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. Este reflejo provoca la polarización .
Galaxias Seyfert de tipo 1.2, 1.5, 1.8 y 1.9
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. Por ejemplo, el Tipo 1.9 solo muestra un componente amplio en la línea Hα , y no en las líneas 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 las Hα. En el Tipo 1.5, la fuerza de las líneas Hα y Hβ son comparables.
Otras galaxias similares a Seyfert
Además de la progresión de Seyfert del Tipo I al Tipo II (incluido el Tipo 1.2 al Tipo 1.9), existen otros tipos de galaxias que son muy similares a Seyferts o que pueden considerarse subclases de ellas. Muy similares a Seyferts 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. Los LINERs comparten una gran cantidad de rasgos con Seyferts de baja luminosidad. De hecho, cuando se ve en luz visible, las características globales de sus galaxias anfitrionas son indistinguibles. Además, ambos muestran una región de emisión de línea ancha, pero la región de emisión de línea en LINERs tiene una densidad más baja que en Seyferts. Un ejemplo de tal galaxia es M104 en la constelación de Virgo, también conocida como la Galaxia Sombrero . Una galaxia que es tanto un LINER como un Seyfert de Tipo I es NGC 7213, una galaxia que está relativamente cerca en comparación con otros AGN. Otra subclase muy interesante son las galaxias Tipo I de línea estrecha (NLSy1), que han sido objeto de una extensa investigación en los últimos años. Tienen líneas mucho más estrechas que las líneas anchas de las galaxias clásicas de Tipo I, espectros de rayos X blandos y duros empinados y una fuerte emisión de Fe [II]. 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. Existen 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 de Tipo II.
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 quásares son las galaxias activas más lejanas, y algunas de ellas se observan a una distancia de 12 mil millones de años luz de distancia. Las galaxias Seyfert están mucho más cerca que los cuásares. Debido a que la luz tiene una velocidad finita, mirar a grandes distancias en el Universo equivale a mirar 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, lo que implica que los núcleos galácticos activos podrían ser las primeras etapas de la evolución galáctica . Esto lleva a la pregunta sobre cuáles serían las contrapartes locales (modernas) de los AGN que se encuentran en grandes corrimientos al rojo. Se ha propuesto que NLSy1s podrían ser las contrapartes de pequeño corrimiento al rojo de los cuásares que se encuentran en grandes corrimientos al rojo (z> 4). Los dos tienen muchas propiedades similares, por ejemplo: alta metalicidad o patrón similar de líneas de emisión (fuerte Fe [II], débil O [III]). Algunas observaciones sugieren que la emisión de AGN del núcleo no es esféricamente simétrica y que el núcleo a menudo muestra simetría axial, con radiación que se escapa en una región cónica. Sobre la base de estas observaciones, se han diseñado modelos para explicar las diferentes clases de AGN debido a sus diferentes orientaciones con respecto a la línea de visión de observación. Estos modelos se denominan modelos unificados. Los modelos unificados explican la diferencia entre las galaxias Tipo I y Tipo II como resultado de que las galaxias Tipo II están rodeadas por toros que oscurecen y que impiden que los telescopios vean la región de la línea ancha. Los quásares y blazares se pueden encajar con bastante facilidad en este modelo. El principal problema de un esquema de unificación de este tipo es tratar de explicar por qué algunos AGN son ruidosos en la radio mientras que otros son silenciosos. Se ha sugerido que estas diferencias pueden deberse a diferencias en el giro del agujero negro central.
Ejemplos de
Aquí hay algunos ejemplos de galaxias Seyfert:
- Circinus Galaxy , 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 Whirlpool, una de las galaxias más conocidas del cielo
- Messier 66 (NGC 3627), parte del triplete Leo
- Messier 77 (NGC 1068), una de las primeras galaxias Seyfert clasificadas
- 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, tiene un megamaser de vapor de agua en su núcleo visto por la línea de 22 GHz de orto-H 2 O.
- NGC 262 , un ejemplo de una galaxia con un halo HI gaseoso extendido
- NGC 1097 , tiene cuatro chorros ópticos estrechos que salen de su núcleo
- NGC 1275 , cuyo agujero negro central produce la nota si bemol más baja jamás registrada
- NGC 1365 , notable por su agujero negro central que gira casi a la velocidad de la luz
- NGC 1566 , una de las primeras galaxias Seyfert clasificadas
- NGC 1672 , tiene un núcleo envuelto por intensas regiones de estallido estelar
- NGC 1808 , también una galaxia estelar
- NGC 3079 , 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 estelar
- NGC 4151 , 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 de gas en espiral muy larga que rodea su centro visto en infrarrojo.
- NGC 4945 , una galaxia relativamente cercana a Centaurus A.
- NGC 5033 , tiene un núcleo de Seyfert desplazado de su centro cinemático.
- NGC 5548 , un ejemplo de galaxia lenticular Seyfert
- 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
- NGC 6264 , un Seyfert II con un AGN asociado.
- NGC 7479 , una galaxia espiral con brazos 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
Seyfert galaxia Messier 51
Galaxia Seyfert Messier 88
Galaxia Seyfert Centaurus A
Ver también
- Región de línea de emisión nuclear de baja ionización - Tipo de núcleo galáctico
Notas
Referencias
enlaces externos
- Galaxias activas y quásares en NASA.gov
- Galaxias Seyfert en SEDS.org
- Galaxias Seyfert en ESA.int