Galaxia activa

De Wikipedia, la enciclopedia libre.
Saltar a navegación Saltar a búsqueda
El núcleo activo del M51 Vortex Galaxy .

Una galaxia activa es una galaxia donde una fracción significativa de la energía es emitida por objetos distintos de los componentes normales de una galaxia: estrellas , polvo y gas interestelar . Esta energía, dependiendo del tipo de galaxia activa, puede ser emitida a lo largo de todo el espectro electromagnético , ondas de radio , infrarrojos , visibles , ultravioleta , rayos X y rayos gamma .

A menudo se usa la abreviatura AGN (núcleos galácticos activos, núcleos galácticos activos), porque todas las galaxias activas parecen estar impulsadas por una región compacta ubicada en su centro. Algunas de estas regiones emiten chorros de materia que pueden ser muy largos y transportan energía a estructuras extendidas (como en las radiogalaxias ). Pero en todos los casos es el núcleo, el llamado motor central , la fuente de energía.

Los núcleos galácticos activos son las más brillantes de las fuentes persistentes de radiación electromagnética en el universo, y el estudio de su evolución puede hacer importantes contribuciones a los modelos cosmológicos que buscan explicar el origen del universo.

Descubrimiento

El concepto de núcleos galácticos activos fue propuesto a principios de la década de 1950 por el físico soviético Viktor Amazaspovič Ambarcumjan . Inicialmente, la idea de actividad por núcleos galácticos fue recibida con cierto escepticismo, pero las observaciones de los años siguientes, incluido el descubrimiento de cuásares, emisiones de radio en galaxias, explosiones en núcleos, llevaron a una aceptación general del concepto de AGN. [1]

Descripción

Según el modelo estándar de los AGN, la energía que los alimenta es generada por la materia que cae dentro de un agujero negro supermasivo con una masa entre 1 millón y 10 mil millones de veces la del Sol. [2]

Cuando la materia cae hacia el agujero negro, su momento angular la obliga a formar un disco de acreción alrededor del agujero negro. La fricción calienta la materia y cambia su estado a plasma , y este material en movimiento cargado produce un fuerte campo magnético . El material que se mueve dentro de este campo magnético produce grandes cantidades de radiación de sincrotrón y radiación térmica en forma de rayos X. De hecho, la temperatura cerca del agujero negro es de millones y quizás miles de millones de grados, en este último caso miles de veces más caliente que el centro del Sol. A menudo, se observan chorros que se originan en el disco de acreción, aunque el mecanismo que conduce a la formación de estos chorros es poco conocido.

Todo este proceso, impulsado por la gravedad del agujero negro, es muy eficiente para transformar la materia en energía: casi el 50% de la materia que cae se puede convertir en energía, frente a los pocos puntos porcentuales de fusión nuclear que alimentan las estrellas, y el décimas del uno por ciento de la fisión nuclear de los reactores nucleares contemporáneos.

Se cree que cuando el agujero negro ha engullido todo el gas y el polvo en su vecindad, el núcleo simplemente deja de emitir grandes cantidades de radiación y la galaxia se vuelve "normal". Este modelo está respaldado por observaciones que sugieren la presencia de un agujero negro supermasivo pero silencioso en el centro de la Vía Láctea y muchas otras galaxias, y explica fácilmente por qué los cuásares eran mucho más comunes en las primeras edades del Universo , cuando había más disponible. "combustible".

Este modelo también explica los diferentes tipos de núcleos galácticos activos, que se cree que son similares entre sí, pero que pueden aparecer de manera muy diferente según el ángulo desde el que se miren y la cantidad de materia que cae en el agujero negro.

Un corolario de este modelo es que una galaxia que alguna vez estuvo activa, pero que ahora es normal después de quedarse sin materia alrededor del agujero negro (como parece ser nuestra Vía Láctea ), algún día puede "volver a encenderse" si llega nueva materia cerca del núcleo.

Según investigaciones recientes, la activación de agujeros negros supermasivos en el centro de las galaxias que dan lugar a los AGN se debe a la caída en el núcleo galáctico de nubes de gas como la Nube de Smith : la caída de estas nubes provoca el nacimiento de estrellas y proporciona materia para alimentar los agujeros negros. La caída de estas nubes se produce con intervalos irregulares y el AGN tan pronto como haya terminado de incorporar la masa de la nebulosa volvería a un estado de reposo hasta la próxima caída [3] . Para la misma masa, las galaxias que contienen agujeros negros supermasivos ralentizarían la formación de estrellas en su interior. La actividad del núcleo estaría estrechamente relacionada con la formación de estrellas dentro de la galaxia relativa. El núcleo activo inhibiría el enfriamiento de gases que de otro modo se dispersarían permitiendo la formación de estrellas. [4] [5]

Brillo

Los núcleos galácticos activos son compactos, pero extremadamente brillantes y duraderos; de hecho, su brillo no se limita a intervalos de tiempo cortos, como en el caso de las supernovas , sino que es persistente porque, dada la gran masa del agujero negro que proporciona la energía necesaria para alimentarlas, su límite de Eddington es muy alto. Se cree que un agujero negro supermasivo está en el centro de la mayoría de las galaxias y su masa se correlaciona con la dispersión de velocidades en la protuberancia (la protuberancia que se encuentra a menudo en el centro de las galaxias) y con su brillo. [6]

Este alto y constante brillo de los AGN también se ha aprovechado como herramienta para calcular distancias cósmicas. [7] El método se basa en la comparación entre la magnitud absoluta de las galaxias y la magnitud aparente vista desde la Tierra.

AGN con baja eficiencia radiativa

También hay un grupo de soluciones de baja eficiencia radiativa para las ecuaciones que gobiernan la acreción , las más conocidas de las cuales son los flujos de acreción dominados por advección (ADAF, flujo de acreción dominado por advección). [8]

En estos tipos de acreción, especialmente importantes para las tasas de acreción por debajo del límite de Eddington , el material de acreción no forma una espiral para formar un disco delgado y, en consecuencia, no irradia la energía que adquirió durante la fase de crecimiento, acercándose al agujero negro. Se ha planteado la hipótesis de que esta acreción de baja eficiencia radiativa explica la falta de fuertes emisiones de agujeros negros masivos en el centro de galaxias elípticas en cúmulos, donde en cambio esperaríamos grandes velocidades de acreción y, en consecuencia, altas luminosidades. [9] Se espera que los núcleos activos con baja eficiencia radiativa carezcan de muchas de las características típicas de los AGN con discos de acreción.

Tipos de galaxias activas

Un chorro de 5.000 años luz (equivalente a unos 50.000.000 millones de kilómetros) es emitido por la galaxia activa M87 (cuyo núcleo es el círculo amarillo en la parte superior izquierda). Los electrones se aceleran hacia afuera hasta casi la velocidad de la luz, emitiendo luz azul. Imagen tomada por el telescopio espacial Hubble . [10]
Hércules A , observado en luz visible, parece ser una galaxia elíptica normal; sin embargo, cuando se ve en la frecuencia de la onda de radio, son visibles dos chorros de plasma de más de un millón de años luz de longitud. [11]

Las galaxias activas se pueden dividir en dos grupos, dependiendo de si presentan una fuerte emisión de ondas de radio o si son relativamente tranquilas desde este punto de vista. En los objetos fuertemente activos, la luminosidad en las ondas de radio, pero probablemente también en otras frecuencias, está dominada por los chorros y lóbulos que son influenciados por ellos; en los objetos en reposo, las emisiones asociadas con los chorros son insignificantes.
Sin embargo, la terminología utilizada para distinguir los núcleos activos no siempre es unívoca, ya que a veces refleja las diferencias históricas relacionadas con el período de descubrimiento, más que las diferencias reales desde un punto de vista físico.

Las galaxias Seyfert , los quásares y los blazares son los principales tipos de AGN que emiten radiaciones energéticas ( rayos X y gamma ). Los quásares, en particular, parecen ser los objetos más brillantes del universo conocido.

Núcleos con fuertes emisiones de radio.

  • Las galaxias de Markarian son inherentemente galaxias más brillantes que emiten predominantemente luz azul desde la zona central. Hay dos tipos principales de galaxias Markarianas: galaxias sy galaxias d. Las 'd's están compuestas principalmente por estrellas gigantes azules, mientras que las' s 'tienen un núcleo muy condensado con una apariencia estelar o casi estelar.
  • Los cuásares activos en ondas de radio se comportan como otros, con el agregado de una emisión de un chorro, por lo que muestran un espectro continuo en las líneas de emisión visibles, anchas y estrechas, fuertes emisiones de rayos X junto con emisiones de radio y nucleares.
  • Los blazares, los objetos BL lacertae y los cuásares ópticamente violentamente variables (OVV) se caracterizan por emisiones de radio y X de rápida variación y polarización óptica. Los objetos BL Lacertae no muestran líneas de emisión, ni anchas ni estrechas, por lo que su desplazamiento al rojo solo puede determinarse a partir del espectro de la galaxia anfitriona. Las características de las líneas de emisión pueden estar intrínsecamente ausentes o simplemente cubiertas por el componente variable; en el último caso, las líneas de emisión se distinguen sólo si el componente variable es débil. [12] Los cuásares de OVV se comportan como otros con la adición del componente rápidamente variable. En ambos casos se cree que la emisión variable se origina en un chorro relativista orientado casi en nuestro campo visual. Los efectos relativistas amplifican tanto el brillo del chorro como la magnitud de la variabilidad.
  • Las radiogalaxias son un grupo heterogéneo de galaxias que exhiben extensas emisiones radioeléctricas y nucleares. Las otras propiedades son bastante heterogéneas. Se pueden dividir en dos categorías amplias, excitación alta o baja. [13] [14] Los tipos de excitación baja no muestran líneas de emisión estrechas o anchas fuertes, y las débiles mostradas pueden resultar de un mecanismo de excitación diferente. [15] Las emisiones nucleares y visibles son compatibles con las que se originan únicamente en un avión. [16] [17] Actualmente parecen ser los mejores candidatos para los AGN de ​​baja eficiencia radiativa.
    Por otro lado, los objetos muy excitados (radiogalaxias de banda estrecha) tienen líneas de emisión similares a las de Seyfert-2. El pequeño grupo de radiogalaxias de banda ancha, que exhiben emisiones nucleares y visibles relativamente fuertes, [18] probablemente también incluye objetos que de hecho son simplemente cuásares de radio con poca luz. Las galaxias anfitrionas, independientemente del tipo de líneas de emisión, son casi siempre elípticas .
    La mayoría de las radiogalaxias tienen enormes lóbulos simétricos, desde los cuales se emite la mayor parte de la radiación. Algunos muestran uno o dos chorros (el ejemplo más famoso es el M87 en el cúmulo de Virgo ) que salen directamente del núcleo y se dirigen hacia los lóbulos. Se cree que los chorros son manifestaciones visibles de los chorros de partículas de alta energía que alimentan los lóbulos.

Algunos de los diferentes tipos de galaxias activas están vinculados por modelos unificados , en los que en realidad son el mismo objeto visto desde diferentes ángulos. La absorción por el polvo presente en la galaxia, y los efectos relativistas de un chorro tan poderoso de cara al observador, son la causa de las diferencias en estos modelos. Los dos modelos unificados principales vinculan las diferentes clases de galaxias Seyfert y radiogalaxias, quásares y blazares.

Un estudio [19] realizado con el satélite Swift en la banda espectral de rayos X ha planteado la hipótesis de que la diferenciación del tipo de galaxias activas (tipo I y tipo II) dependería fundamentalmente de la cantidad de material que aumenta el agujero negro central. y de la consiguiente cantidad de radiación que emite, independientemente del ángulo de visión. [20]

Nota

  1. ^ http://www.astroscu.unam.mx/massive_stars/news/news24.pdf
  2. ^ D. Lynden-Bell, Núcleos galácticos como viejos quásares colapsados , en Nature , vol. 223, n. 5207, 1969, págs. 690–694, Bibcode : 1969 Nat . 223..690L , DOI : 10.1038 / 223690a0 .
  3. ^ McKernan B., Maller A., ​​Ford S., Una nueva ruta de entrega a los núcleos galácticos: impactos de nubes de halo cálido . https://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/1006/1006.0169v1.pdf
  4. ^ (EN) Ignacio Martín-Navarro et al., Formación de estrellas regulada por agujero negro en galaxias masivas ( resumen ), en Nature, 1 de enero de 2018, DOI : 10.1038 / nature24999 .
  5. ↑ Los agujeros negros regulan la formación de estrellas en las galaxias , en lescienze.it , 3 de enero de 2018.
  6. ^ A. Marconi, LK Hunt, La relación entre la masa del agujero negro, la masa abultada y la luminosidad del infrarrojo cercano , en The Astrophysical Journal , vol. 589, n. 1, 2003, págs. L21 - L24, código Bib : 2003ApJ ... 589L..21M , DOI : 10.1086 / 375804 , arXiv : astro-ph / 0304274 .
  7. ^ D. Watson, KD Denney, M. Vestergaard, TM Davis: Una nueva medida de distancia cosmológica usando AGN . 21. Septiembre de 2011. de.arxiv.org/abs/1109.4632v1 (astro-ph.CO)
  8. ^ R. Narayan, I. Yi, Acreción dominada por advección: una solución auto-similar , en Astrophys. J , vol. 428, 1994, págs. L13, código bibliográfico : 1994ApJ ... 428L..13N , DOI : 10.1086 / 187381 , arXiv : astro-ph / 9403052 .
  9. ^ AC Fabian, Rees, MJ Rees, La luminosidad de acreción de un agujero negro masivo en una galaxia elíptica , en Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , vol. 277, n. 2, 1995, págs. L55 - L58, Bibcode : 1995MNRAS.277L..55F , arXiv : astro-ph / 9509096 .
  10. ^ Un reflector cósmico . http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/galaxy/quasar_active-nucleus/2000/20/fastfacts/
  11. ^ (EN) A Multi-Wavelength View of Radio Galaxy Hercules A , en nasa.gov, NASA, 29 de noviembre de 2012. Recuperado el 7 de noviembre de 2013.
  12. ^ RC Vermeulen, PM Ogle, HD Tran, IWA Browne, MH Cohen, ACS Readhead, GB Taylor, RW Goodrich, ¿Cuándo BL Lac no es BL Lac? , en The Astrophysical Journal Letters , vol. 452, n. 1, 1995, págs. 5-8, Código Bibliográfico : 1995ApJ ... 452L ... 5V , DOI : 10.1086 / 309716 .
  13. ^ RG Hine, Longair, MS Longair, Espectros ópticos de 3 radiogalaxias CR , en Royal Astronomical Society, Monthly Notices , vol. 188, 1979, págs. 111-130, Bibcode : 1979MNRAS.188..111H .
  14. ^ RA Laing, CR Jenkins, JV Wall, SW Unger, Espectrofotometría de una muestra completa de fuentes de radio 3CR: implicaciones para modelos unificados , en el primer simposio de Stromlo: la física de las galaxias activas. Serie de conferencias ASP ,, vol. 54, 1994.
  15. ^ SA Baum, EL Zirbel, CP O'Dea, Hacia la comprensión de la dicotomía de Fanaroff-Riley en la morfología y el poder de la fuente de radio , en The Astrophysical Journal , vol. 451, 1995, pág. 88, código bibliográfico : 1995ApJ ... 451 ... 88B , DOI : 10.1086 / 176202 .
  16. ^ M. Chiaberge, A. Capetti, A. Celotti, Comprensión de la naturaleza de los núcleos ópticos FRII: un nuevo plano de diagnóstico para las radiogalaxias , en Referencia del diario: Astron. Astrophys , vol. 394, n. 3, 2002, págs. 791–800, Bibcode : 2002A & A ... 394..791C , DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20021204 , arXiv : astro-ph / 0207654 .
  17. ^ MJ Hardcastle, DA Evans, JH Croston, Los núcleos de rayos X de las fuentes de radio de desplazamiento al rojo intermedio , en Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , vol. 370, n. 4, 2006, págs. 1893-1904, Bibcode : 2006MNRAS.370.1893H , DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2006.10615.x , arXiv : astro-ph / 0603090 .
  18. ^ SA Grandi, DE Osterbrock, Espectros ópticos de radiogalaxias , en Astrophysical Journal , vol. 220, Parte 1, 1978, pág. 783, Bibcode : 1978ApJ ... 220..783G , DOI : 10.1086 / 155966 .
  19. ^ (EN) Claudio Ricci y otros, Los entornos cercanos de los agujeros negros de acumulación masiva están moldeados por retroalimentación radiativa en arxiv.org, 27 de septiembre de 2017.
  20. ^ Inaf (editado por), Agn: cuando el agujero negro marca la diferencia , en media.inaf.it . Consultado el 28 de septiembre de 2017 .

Bibliografía

Otros proyectos

enlaces externos

Control de autoridad LCCN (EN) sh93000826 · GND (DE) 4233554-1
Obtenido de " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=active_Galaxy&oldid=120566217 "