galaxias con nucleo activo agns.pdf · adicional de radiación existen varios tipos, incluyendo las...
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GALAXIAS CON NUCLEO ACTIVO
Astronomy Today
An Introduction to Galaxies and Cosmology
► GALAXIAS NORMALES vs. GALAXIAS CON NUCLEO ACTIVO:
ESPECTRO OPTICO Y DISTRIBUCION ESPECTRAL DE ENERGIA (SED)
Las galaxias normales contienen estrellas que son generalmente similares a las estrellas en
nuestra Galaxia, y las galaxias espirales tienen además similitudes a la Vía Láctea en su
contenido en gas y polvo. Sin embargo, las galaxias con núcleo activo muestran una emisión
adicional de radiación
Existen varios tipos, incluyendo las galaxias
Seyfert, cuásares, radio-galaxias y blazares. Se
piensa que en todos estos tipos de galaxias activas,
se libera una enorme cantidad de energía en una
región nuclear diminuta, de forma que el origen del
exceso de radiación se atribuye a la existencia de un
núcleo galáctico activo (AGN). Así, a una galaxia
con núcleo activo, se la puede considerar como una
galaxia normal mas un AGN
2
La maquinaria que potencia un AGN es un misterio. Dicha maquinaria central produce
1011 o mas veces la potencia del Sol, pero ocupa una región algo mayor que el sistema solar.
El escenario estándar para explicar el fenómeno es la presencia de un agujero negro
supermasivo (SMBH), acretando gas y convirtiendo la energía gravitatoria en radiación
electromagnética
ESPECTRO OPTICO
El espectro óptico de una galaxia
normal básicamente contiene
contribuciones de estrellas y gas. El
espectro de una estrella, normalmente
consiste en un continuo térmico con
líneas de absorción. El gas de una
galaxia también es parcialmente
visible, cuando este se encuentra en
nubes calientes conocidas como
regiones HII. Tales regiones HII,
aparecen en zonas con formación
estelar, y son prominentes en galaxias
S e Irr. El espectro óptico de una
región HII consiste en unas cuantas
líneas de emisión
(origen: Prof.
Michael
Richmond)
3
Las regiones HII pueden contribuir sustancialmente a un espectro galáctico, ya que son
objetos muy brillantes. En una galaxia normal, los otros objetos gaseosos que emiten a
longitudes de onda ópticas son los remanentes de supernovas (SNRs) y las nebulosas
planetarias, pero estos son débiles en comparación a las regiones HII. Por otro lado, el polvo
frío en una galaxia normal no emite apreciablemente a longitudes de onda ópticas. El
principal efecto del polvo es la dispersión cromática de la luz. Sin embargo, el polvo frío
puede emitir fuertemente en el IR lejano (λ ~ 100 µm)
En realidad, el espectro de una galaxia normal es la suma de los espectros individuales de sus
estrellas y regiones HII. Existen dos factores a considerar cuando sumamos los espectros de
una población de estrellas para producir el espectro de una galaxia. Primero, diferentes tipos
de estrellas tienen diferentes líneas de absorción en sus espectros. Así, cuando se suman todos
los espectros estelares, las líneas de absorción se diluyen en el continuo global. En segundo
lugar, todas las líneas sufren un desplazamiento al rojo de origen cosmológico (ley de
Hubble), y un desplazamiento adicional de sus longitudes de onda centrales debido al
movimiento peculiar (origen local) de la galaxia. Los movimientos de las estrellas en la
galaxia producen desplazamientos Doppler adicionales que conducen al ensanchamiento de
las líneas espectrales. Como resultado de ambos factores, las líneas de absorción se
desplazan, y se hacen menos pronunciadas y mas anchas
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Las regiones HII en galaxias S e Irr contribuyen significativamente a su espectro óptico.
Cuando se añaden conjuntamente los espectros de regiones HII y estrellas de una galaxia,
las líneas de emisión permanecen tan prominentes como en el espectro individual de una
región HII, salvo que coincidan con líneas de absorción estelar. Sin embargo, diferentes
efectos Doppler también afectan a las líneas de emisión, las cuales se desplazan y ensanchan
(movimiento de las regiones HII dentro de la galaxia)
Ejemplo: Comparación entre el ensanchamiento intrínseco (térmico) y el extrínseco
(movimiento de estrellas/regiones HII)
(λ – λ0) / λ0 = v / c → δλ = δv (λ0 /c)
Consideramos una temperatura típica T ~ 8000 K (algo mayor que la solar, y consistente con
la región HII en la pág. 2). Entonces,
δvT = FWTM (T) = 2 (ln 10)1/2 (2kT/mH)1/2 ~ 35 km s-1
Por otro lado, una galaxia como la Vía Láctea estará caracterizada por una velocidad de
rotación V ~ 220 km s-1 (estrellas y regiones HII en el disco). Si dicha galaxia se observa
con una inclinación típica de 45º, entonces detectaremos velocidades radiales en un rango ~
[- 150, + 150] km s-1, que producen δvEST+RHII ~ 300 km s-1
5
(origen: atlasoftheuniverse.com)
ETA CARINAE
Una característica importante del espectro de regiones HII es la presencia de las llamadas
líneas prohibidas, que se escriben entre corchetes []. Una línea “prohibida” se produce
únicamente en regiones con muy baja densidad de gas. Esto se debe a que el estado excitado
involucrado tiene una vida media tan grande, que para una densidad relativamente alta, los
átomos o iones se desexcitarán mediante colisiones con otras partículas, antes de que los
fotones puedan ser emitidos espontáneamente. Densidades tan bajas no pueden ser alcanzadas
en nuestros laboratorios (incluso en los experimentos de vacío mas avanzados), por lo que
estas líneas “prohibidas” no pueden detectarse en experimentos terrestres, y de ahí su
nombre. Cuando se detectan en una observación astronómica, se puede concluir que se han
generado en una región con densidad extremadamente baja. En espectros de regiones HII
típicas (p. ej., Eta Carinae) aparecen líneas prohibidas intensas de N+ y O++: [NII] a 655 nm y
[OIII] a 501 nm
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¿Como es el espectro de una galaxia normal?
Galaxia E: continuo con líneas de absorción (p.
ej., NGC 1427). No hay líneas de emisión, ya
que las galaxias E no tienen regiones HII. El
espectro global se asemeja al de una estrella
fría del tipo K, ya que las estrellas gigantes
frías dominan la emisión óptica de la galaxia.
Galaxia S: continuo de luz estelar, con algunas
líneas de absorción asociadas a estrellas, y
líneas de emisión que provienen de las
regiones HII (p. ej., NGC 4750)
NGC 4750
emisión - absorción !
Galaxia “starburst”
HII
Formación estelar intensa → muchas regiones
HII iluminadas por estrellas jóvenes y calientes
→ galaxia activa, pero sin AGN
NGC 1427
observado
sint. pob. est.
(origen: Pickles 1985)
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¿… y el espectro de una galaxia con núcleo activo?
En la figura adjunta vemos el espectro óptico de una
galaxia con AGN. Está claro que las líneas de
emisión son mas intensas y anchas que en el
espectro de una galaxia normal. Son también mas
anchas que las incluidas en el espectro de una
galaxia “starburst”. Es como si hubiésemos añadido
una componente adicional (AGN) al espectro de una
galaxia normal
Las líneas de emisión intensas sugieren que el
AGN contiene gas caliente como el presente en
las regiones HII. Las líneas anchas indican la
existencia de gas extremadamente caliente o en
movimiento rápido
~ 10 nm
Si la anchura de la línea Hβ es de origen térmico, entonces T ~ 3 × 108 K! A temperaturas tan altas, todo el H estaría ionizado, y el resultado es absurdo. De
hecho, las intensidades relativas de varias líneas de emisión permiten estimar una
temperatura del gas T ~ 104 K. Por lo tanto, el ensanchamiento no puede ser de
origen térmico. La alternativa son movimientos de varios miles de km s-1, mucho
mas rápidos que los observados en galaxias normales
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DISTRIBUCION ESPECTRAL DE ENERGIA (SED)
Por ejemplo, el Sol emite radiación UV, rayos X (corona solar ↔ campos magnéticos), IR y
radio (corona, llamaradas …). Así, los espectros de estrellas y regiones HII se extienden fuera
de la región óptica, por lo cual es necesario considerar todos los rangos de longitudes de
onda. El espectro extendido se denomina distribución espectral de energía (SED). A veces,
se denomina espectro óptico a la distribución de intensidad en el UV cercano, el visible y el
IR próximo (300-900 nm), cubriendo la parte mas importante de la SED de una galaxia
normal. Para una galaxia con núcleo activo, la situación es diferente
Como el flujo observado Fλ (p. ej., W m-2 µm-1)
y λ varían sobre varios órdenes de magnitud en la SED, esta se representa en una escala log-log.
En la figura adjunta se muestra la SED del Sol,
con un pico óptico pronunciado, y muy pequeñas
contribuciones en rayos X y radio. Las líneas
discontinuas trazan los flujos máximos y
mínimos en las zonas espectrales donde la
emisión es variable
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GALAXIAS NORMALES
La figura adjunta muestra la SED de una
galaxia S normal. Se asemeja a la SED del
Sol, aunque el pico se sitúa a longitudes
de onda ligeramente mayores, y los flujos
en rayos X, IR y radio son mas
significativos
Binarias de rayos X + SNRs + ISM caliente
Estrellas frías + nubes de polvo + polvo
en el ambiente de regiones HII
SNRs + HI + moléculas (p. ej., CO)
En la figura vemos que Fλ (rayos X) > Fλ (IR lejano). Sin embargo, Fλ se define como el flujo
recibido en una ancho de banda de 1 µm. Así, mientras que en radio e IR lejano este ancho de
banda es una fracción diminuta de las regiones completas, 1 µm abarca las regiones visible,
UV y rayos X. Esto quiere decir que Fλ infravalora la energía emitida por una galaxia en el IR
lejano (y a longitudes de onda de radio) y exagera la contribución en rayos X. Para corregir
este sesgo en Fλ, muchas veces se trabaja con λFλ (W m-2), que permite comparar partes
ampliamente separadas de la SED. Los picos en λFλ (SED normalizada) indican las regiones
en las cuales la potencia recibida es máxima
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SED normalizadaSe confirma que la máxima
emisión se produce a longitudes de
onda ópticas, pero también se
muestra que se radia mas energía
en el IR lejano que en rayos X.
Esto último es lo contrario a lo que
sugiere la SED sin normalizar
GALAXIAS CON AGN
La galaxia 3C 273 es una E gigante que
contiene un AGN (cuásar). Vemos que la SED
normalizada es mucho mas plana que la de la
galaxia S normal. Esto indica que existe mucha
mas emisión (en varios órdenes de magnitud)
en rayos X y radio. De hecho, el pico de
emisión está en rayos X/UV (ver la imagen en
rayos X de Chandra), y a este rasgo espectral se
le conoce como el exceso azul (BBB ≡ “big
blue bump”)
rayos
X (origen:
internet)
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Aparte del mencionado exceso azul, en ciertas galaxias con AGN (aunque no en 3C 273)
también aparece un exceso IR. Es decir, la emisión IR es prominente. Una galaxia normal
contiene típicamente 1010-1011 estrellas, y se necesita una fuente nuclear de gran potencia
para explicar los excesos espectrales observados
► CLASIFICACION DE GALAXIAS CON NUCLEO ACTIVO
GALAXIAS SEYFERT
Carl Seyfert (1911-1960) encontró un tipo de galaxias
S que tienen un núcleo inusualmente brillante. En la
figura adjunta, vemos una imagen de NGC 4051 a λ ≈
440 nm (azul). Es una galaxia Seyfert próxima (d ≈ 17
Mpc), y ocupa una región relativamente extensa del
cielo (4,0′×4,5′). Posteriormente, se comprobó que las
galaxias Seyfert muestran un exceso de radiación en
el IR lejano y en otros rangos espectrales (con
respecto a S normales). Algo digno de destacar, es que
dicho exceso de radiación es variable a ciertas
longitudes de onda, incluyendo el rango óptico. La
variabilidad observada implica que la emisión extra
debe provenir de una región diminuta comparada con
la galaxia que la alberga
AGN
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Espectros ópticos de sus núcleos brillantes,
revelan que las galaxias Seyfert (Sy) se
pueden clasificar en diversos tipos,
dependiendo de las anchuras de sus líneas de
emisión. Las Sy 1 tienen dos conjuntos de
líneas de emisión: las estrechas, muchas de
las cuales son líneas prohibidas, están
caracterizadas por anchuras δv ~ 400 km s-1;
mientras que las anchas, consistiendo
exclusivamente en líneas permitidas, tienen
anchuras de hasta 10000 km s-1. Las
primeras se producen en la llamada región
de líneas estrechas (NLR), y las últimas
parecen originarse en nubes mas densas de
gas que forman la región de líneas anchas
(BLR). Estas dos regiones también son
características de otros tipos de galaxias con
AGN. Las Sy 2 solo muestran líneas
estrechas prominentes (las anchas están
ausentes o son muy débiles), y en algunos
tipos intermedios (p. ej. Sy 1.5), hay líneas
anchas y estrechas, aunque las anchas no son
tan fuertes como las vistas en las Sy 1
componentes
ancha y
estrecha
solo
componente
estrecha
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CUASARES
Los cuásares fueron descubiertos en 1963 por Maarten Schmidt. Son objetos de apariencia
estelar (QSO ≡ “quasi-stellar object”), relativamente débiles en el visible, y con espectro
óptico no estelar. La figura adjunta muestra el espectro de 3C 273 (ver pág. 10), que fue el
primer cuásar descubierto en 1963. Su desplazamiento al rojo (z = 0,158) corresponde a una
distancia de ~ 660 Mpc (ley de Hubble: d ∝ z). La inmensa mayoría de los QSOs conocidos
(existen catálogos recientes incluyendo ~ 105 objetos) tienen un z alto, y el mas lejano
(ULAS J1120+0641; Junio de 2011) alcanza un z de 7,1. Por lo tanto, se piensa que un QSO
es un AGN distante y altamente luminoso (para poder ser visto desde la Tierra)
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Los espectros ópticos de QSOs son
similares a los de núcleos Sy 1, con
líneas anchas y estrechas. En la figura
adjunta (arriba), se muestra un
espectro suma de 700 espectros
individuales, corregidos por
desplazamientos al rojo (λ → λ0). Debido a los altos valores de z,
muchas líneas ópticas corresponden a
emisiones UV: λ0 = λ / (1 + z). Por ejemplo, aparece una línea Lyα (λ0 =
121,6 nm; UV lejano/extremo) muy
intensa
La SED normalizada de un QSO
muestra un exceso azul e IR (ver
figura inferior). Los QSOs son
también variables a lo largo del
espectro electromagnético, con
escalas temporales de meses o
incluso días. Además, el 10% de los
QSOs son fuentes intensas en radio
(RLQSOs; ver figura inferior), de
tipo núcleo + “jets”
RQQSOs
RLQSOs
radio
“jet”
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¿Qué galaxias hospedan QSOs?
Debido a que los QSOs son objetos muy
distantes, ha sido difícil estudiar las
galaxias que los hospedan. Observaciones
recientes muestran que dichas galaxias no
tienen una morfología única: algunas son
miembros de sistemas en interacción o
fusión [ver casos (c-f) en la figura
adjunta], mientras que otras son E [caso
(b) en la figura adjunta] o S normales
[caso (a) en la figura adjunta]. Los
RLQSOs suelen estar en galaxias en
interacción o E, y los RQQSOs son
núcleos activos de galaxias E y S
Existe una corriente minoritaria dentro del campo de la astrofísica, que considera a
los QSOs como objetos próximos. El alto z observado se explicaría mediante algún
mecanismo diferente a la ley de Hubble. Sin embargo, la asociación con las galaxias
remotas que los hospedan, las huellas de objetos interviniendo (absorción/extinción)
en sus líneas de visión con zint ≤ z, y la formación de mas de 100 sistemas lente
gravitatoria (QSOs múltiples) solo pueden explicarse si los QSOs son los AGNs
mas remotos y luminosos
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RADIO-GALAXIAS
Las radio-galaxias muestran regiones enormes de emisión en radio, usualmente
caracterizadas por dos radio-lóbulos, que se extienden mas allá de su estructura visible. La
primera radio-galaxia que se descubrió fue Cygnus A. Es la mas brillante de las conocidas, y
sus radio-mapas incluyen dos lóbulos, uno a cada lado del núcleo compacto [ver la figura
adjunta (izquierda)]. Es evidente la presencia de un chorro estrecho (“jet”) a la derecha del
AGN (la situación no es tan clara a su izquierda), que parece una eyección de materia
conectando el núcleo y el lóbulo
E gigante
Los “jets” de radio-galaxias mas débiles, se observan en pares y son estructuras mas
dispersas (no tan estrechos). Estas galaxias tienen núcleos brillantes, pero sus radio-
lóbulos son relativamente débiles y difusos. En la figura adjunta (derecha) aparece
M84, que es una radio-galaxia en el cúmulo de Virgo
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El núcleo de una radio-galaxia tiene
propiedades similares a las de otras clases de
AGNs: líneas de emisión en espectros ópticos,
SED normalizada mucho mas amplia que la
de una galaxia normal, y variabilidad. Al
igual que las galaxias Sy, las radio-galaxias se
clasifican en dos tipos: radio-galaxias con
líneas anchas (BLRG) o radio-galaxias que
solo contienen líneas estrechas (NLRG)
BLRG
Centaurus A
(radio-galaxia
mas próxima)
radio-mapa
visible + radio-lóbulos
internos
E + polvo
rayos X
núcleo
“jet”
Se piensa que la radio-galaxia
Centaurus A se formó mediante la
colisión de una S y una E masiva, y
el polvo son los restos del disco de la
S. M87 (Virgo A) es también una
radio-galaxia en el centro del cúmulo
de Virgo, que en el visible aparece
como una E gigante. La mayoría de
las radio-galaxias son elípticas
M87 (luz roja)
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BLAZARES
Los blazares tienen apariencia estelar, pero se han identificado como una clase de AGNs
diferente a los QSOs a finales del siglo pasado. Son variables sobre escalas de tiempo
pequeñas, y son fuentes intensas y variables en radio. Existen dos subclases: los objetos BL
Lac residen mayoritariamente en galaxias E, tienen espectros sin líneas de emisión (o son
extremadamente débiles) y están relativamente cerca (bajo z), mientras que los objetos
variables violentamente en el óptico (OVVs) tienen líneas de emisión anchas mas fuertes y
mayores valores de z
ννννFνννν = λλλλFλλλλ
sincrotrón Compton
inverso
BL
Lac
E (zabs → zBL Lac !)
(origen: internet)
emisión sincrotrón
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► MAQUINARIA CENTRAL DE AGNs
TAMAÑO Y LUMINOSIDAD
Hay dos métodos básicos de estimar tamaños de AGNs: diámetro
angular y variabilidad. El diámetro angular puede relacionarse con la
distancia y el diámetro lineal, mediante
llll = 4,85 × 10-6 θθθθ(″) d
Por otro lado, el AGN mas próximo es NGC 4395 (núcleo Sy), a una
distancia de 4,3 Mpc. Este AGN local no puede resolverse con el HST,
de forma que podemos afirmar que θ(″) ≤ 0,05 (límite de resolución con el HST). El límite superior sobre θ y la distancia conocida permiten
deducir un límite superior sobre el tamaño de NGC 4395:
Para AGNs mas distantes, este límite sería mayor, y así, menos relevante.
El valor obtenido (≤ 1pc) es extraordinariamente pequeño en términos
galácticos, ya que incluso la estrella mas próxima al Sol está situada a
mas de 1 pc, y el disco estelar de la Galaxia tiene un diámetro de 30 kpc
llll ≤ 1 pc
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El continuo en los espectros ópticos de AGNs, varia apreciablemente sobre una escala
temporal de 1 año. Además, el continuo en rayos X de muchos AGNs varia sobre escalas de
tiempo de algunas horas (~ 104 seg; ver la variabilidad en rayos X de MCG–6–30–15). Esta
variabilidad conduce a una ligadura mas fuerte sobre el tamaño de AGNs
104 seg
Sy MCG–6–30–15
La idea básica para transformar una escala
de tiempo de variabilidad ∆t en diámetro lineal l, se esquematiza en la figura
inferior. Si la fluctuación de brillo en la
fuente no es instantánea, aparece un
ensanchamiento temporal adicional ∆t*, de forma que ∆tobs = ∆t + ∆t* = l/c + ∆t*.
Entonces,
l l l l ≤ c ∆∆∆∆tobs
∆∆∆∆t = llll /c
Usando una ∆tobs ~ 104 seg, se obtiene un límite superior:
l l l l ≤ 10-4 pc
La fuente de rayos X del AGN cabe dentro del
sistema solar ! La variabilidad de AGNs depende
de λλλλ, y variaciones en rayos X son mas rápidas que las ópticas, y estas mas que las IR → l l l l (λλλλ) !
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La luminosidad de un AGN puede expresarse en términos de la luminosidad de la Vía
Láctea (LVL = L* = 2 × 1010 L
◎). Primero, podemos considerar una galaxia Seyfert. En el
óptico, el núcleo Sy es tan brillante como el resto de la galaxia, la cual radia básicamente a
longitudes de onda ópticas. Además, dicho núcleo Sy tiene una fuerte emisión en el UV e IR,
en cuyos rangos radia al menos 3 veces su luminosidad óptica. Así, se puede concluir que
para una galaxia Sy típica, el AGN tiene al menos 4 veces la luminosidad del resto de la
galaxia. Un QSO es aún mas luminoso que un núcleo Sy, y en una radio-galaxia, el AGN
puede emitir menos energía óptica que un núcleo Sy. Sin embargo, un análisis del mecanismo
por el cual brillan los lóbulos, muestra que la potencia inyectada desde el AGN debe exceder
apreciablemente la luminosidad de una galaxia normal. Finalmente, un blazar parece ser
incluso mas luminoso que un QSO
La conclusión es que los AGNs tienen luminosidades ≥ 1011 L◎= 4
× 1037W, y estas son generadas en volúmenes diminutos. Como un
valor típico, podemos tomar LAGN ~ 1038W. Este es el problema
básico para explicar la naturaleza física de un AGN: produce diez
veces la potencia (luminosidad) de una galaxia en el volumen
correspondiente a una estrella ! El mecanismo responsable de tal
producción de energía se llama maquinaria central
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AGUJERO NEGRO SUPERMASIVO Y DISCO DE ACRECCION
La combinación de un tamaño muy pequeño: RSch = 2GM/c2 = (2GM
�/c2) (M/M
�) ~ 3
(M/M�) km ~ 10-13 (M/M
�) pc ~ 10-7 – 10-4 pc para M ~ 106 – 109M
�, y un campo
gravitatorio muy fuerte, hace atractivo a un agujero negro supermasivo (SMBH) como
maquinaria central en AGNs
Existe evidencia de un SMBH de ~ 3 × 106M� en el centro de la Vía Láctea, y es razonable
suponer la existencia de un SMBH en el centro de muchas (quizás todas las) galaxias.
Algunos de estos SMBHs pueden ser motores de gran actividad como la que se produce en
los alrededores de ciertos agujeros negros con masa estelar. Se suele tomar M ~ 108M� como
la masa estándar para el SMBH en el centro de AGNs
colisión nubes
gas → captura
disco de
acreción (DA)
↓
fricción
(viscosidad)
↓
calentamiento
y trayectorias
espirales
M
dM/dt
Centro de un AGN: disco de gas
caliente emitiendo radiación
electromagnética desde sus dos caras,
una de las cuales está orientada hacia
nosotros !
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Como la luminosidad total del DA en torno al SMBH vale LDA ≈≈≈≈ 0,1 (dM/dt) c2, para
producir LDA ~ 1038W (AGN típico) se necesita un ritmo de acreción de masa dM/dt ~ 0,2
M◎/ año. Vemos que el mecanismo de conversión de masa en radiación es mucho mas
eficiente (~ 10%) que la fusión termonuclear de H en estrellas (eficiencia ~ 0,7%), aunque se
requiere la acreción de una fracción significativa de la masa solar cada año. Se piensa que el
ritmo de acreción necesario para producir ~ 1038W, e incluso ritmos de acreción mayores,
son viables en un AGN. Por ejemplo, la Vía Láctea tiene el 10% de su materia ordinaria en
forma gaseosa, y así, dispone de al menos 1010 M◎de gas
Para un DA con luminosidad de ~ 1038W, la radiación es tan intensa que ejerce una presión
importante (hacia el exterior) sobre el material cayendo. Si la fuerza debida a la presión de
radiación compensase exactamente la fuerza gravitatoria, la acreción cesaría. Considerar un
átomo de gas próximo al radio mas externo del DA. La fuerza que ejerce la presión de
radiación es proporcional a la luminosidad L, mientras que la fuerza de la gravedad es
proporcional a la masa del SMBH (considerando despreciable la masa del DA). Si igualamos
ambas fuerzas (límite de Eddington), se debe llegar a una ecuación del tipo LE = cte × M,
donde LE es la luminosidad (el límite) de Eddington. Cálculos detallados conducen a LE (W)
= 1,3 × 1031 (M/M�), que es un límite superior sobre la luminosidad producida por un SMBH
de masa M. Dicho límite es una estimación grosera, ya que se supone que el material
capturado es H ionizado (hipótesis razonable) y la acreción es esférica (simplificación). La
conclusión principal es que a mayor masa, está permitida una mayor luminosidad. Así, para
LDA ~ 1038W, se necesitan al menos ~ 8 × 106M
�. En otras palabras, se requiere un SMBH
con M ~ 108M� para explicar la luminosidad de QSOs
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¿Qué regiones de la SED están asociadas a la acreción interna hacia el SMBH?
El DA estándar es geométricamente delgado y opticamente grueso, y su emisión está
estratificada. Es decir, diferentes anillos (con diferente radio R), emitirán radiación de cuerpo
negro a diferente temperatura TDA(R). El perfil radial de temperatura (en K) puede
aproximarse como
TDA(R) ≈ 2,2 × 105 [(dM/dt)/1026 gr s-1]1/4 [M/108 M
◎◎◎◎]1/4 [R/1014 cm]-3/4
TDA (max) ~ 105 K
TDA (300 RSch)
~ 4440 K
exceso
azul
(BBB)
TDA(R) ~ 3,2 × 105 (RSch/R)
3/4 K
λ λ λ λ ~ 29 nm (UV extremo)
λ λ λ λ ~ 653 nm (luz roja)
El continuo óptico y UV se produce en el DA
Corona muy caliente (electrones con E ~
10-100 keV) rodeando al SMBH:
Compton inverso sobre fotones UV →
continuo en rayos X
(origen: internet)
(origen: Classical
disc physics, G.
Lodato)
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JETS
Galaxias albergando QSOs y radio-galaxias, a menudo muestran estructuras estrechas que
emanan de sus AGNs, y se extienden hasta varios cientos de kpc de los mismos. Si
realmente se trata de chorros de partículas energéticas, eyectadas desde una región próxima a
la maquinaria central, ¿qué relación tienen con el DA? ¿cómo se producen?
Una idea básica es que los jets están probablemente alineados con el eje de rotación del
disco (es la única dirección privilegiada del escenario de acreción interna). Sin embargo, no
está claro el mecanismo por el cual la materia que inicialmente se precipita sobre el SMBH
en el DA, acaba siendo eyectada a lo largo del eje de rotación a velocidades relativistas
1111
Un mecanismo que se ha sugerido para explicar los jets,
se basa en la hipotética existencia de una estructura 3D
en las proximidades del SMBH (acreción 2D →
acreción 3D para R ~ RSch). Esta estructura debe formar
un par de chimeneas opuestas y alineadas con el eje de
rotación. Dentro de estas chimeneas, la presión de la
radiación causa la aceleración y eyección de materia a lo
largo del eje de rotación del DA. Sin embargo, este
escenario no es capaz de producir haces de partículas
eyectadas con suficiente energía como para explicar las
propiedades observadas en jets reales
2222
26(origen: Magnetic field of relativistic jets in AGN, M. Roca-Sogorb)
El campo magnético debe jugar un papel relevante, ya
que puede enrollarse en forma de hélice magnética,
transfiriendo momento angular del DA a lo largo de las
líneas de campo y arrastrando el material con el. El gas
quedaría ligado a las líneas de campo magnético, las
cuales colimarían el plasma. El jet emite en todo el
espectro electromagnético (desde radio hasta muy alta
energía) vía los procesos sincrotrón y Compton inverso
(→ blazares !)
3333
Si los jets son eyectados a lo largo del eje de
rotación del disco, produciéndose dos jets en
sentidos opuestos en cada AGN, ¿por qué los
RLQSOs y las radio-galaxias mas potentes
parecen tener un solo jet? Se cree que realmente
se producen dos jets idénticos, pero solo uno es
visible. Mas concretamente, se originan 2 jets a
velocidades altamente relativistas, uno en el
hemisferio que contiene la dirección del
observador, y el otro en el hemisferio opuesto, y
entonces aparece el efecto llamado “relativistic
beaming”
27
► COMPLETANDO EL MODELO DE AGNs
La maquinaria central de un AGN es un SMBH, rodeado por un DA con corona y
jets internos que emergen perpendicularmente al DA (?). Esta maquinaria central
está rodeada por nubes de gas relativamente denso, que se mueve con velocidades
altas (→ proximidad al SMBH; BLR generando las líneas ópticas anchas), las
cuales, a su vez, están rodeadas por una estructura toroidal de gas y polvo
(emisión IR !), y este toroide polvoriento, está rodeado por nubes de gas con baja
densidad y movimientos mas lentos que los de las nubes mas internas (NLR
produciendo las líneas ópticas estrechas). Los jets internos se prolongan mas allá
de los límites de la galaxia que hospeda al AGN, y terminan en radio-lóbulos
28
TOROIDE POLVORIENTO
La primera razón para introducir una estructura toroidal de gas y polvo en el modelo, es la
fuerte emisión IR que se observa en muchos AGNs. Las partículas de polvo (granos de
grafito) se calientan en el campo de radiación de la maquinaria central (DA + corona), hasta
que alcanzan una temperatura que conduce a un régimen de equilibrio: el ritmo de
producción de energía es igual al ritmo al que se recibe energía. Como el polvo se vaporiza
(o sublima) a temperaturas por encima de los 2000 K, el toroide debe tener temperaturas T ≤
2000 K. Suponiendo que los granos de polvo radian como cuerpos negros, se puede estimar
el rango de longitudes de onda que serán emitidas desde dicha estructura toroidal
La ley de desplazamiento de Wien relaciona la temperatura de un cuerpo negro y la
longitud de onda a la cual el flujo es máximo:
λλλλmax (µµµµm) = 2,9 × 103 / T (K)
En el radio mas interno del toroide (T ~ 2000 K) la emisión tiene una longitud de
onda característica λ ~ 1,5 µm. Por otro lado, granos mas alejados del centro del AGN son mas fríos, y su emisión tendrá máximos a longitudes de onda mayores. Así,
la estructura polvorienta radia en el IR, a longitudes de onda λ ≥ 1,5 µm. Aunque el espectro emitido por los granos de polvo no es de tipo cuerpo negro, se puede
justificar mas detalladamente que
el polvo toroidal produce el continuo IR
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Esta claro que el toroide polvoriento reprocesa rayos X y UV de la maquinaria central en
radiación IR, con las longitudes de onda mas cortas (IR cercano) produciéndose en las partes
mas internas y calientes del mismo
Los AGNs son muy variables en rayos X, UV y visible. Sin embargo, su emisión IR varia
mucho mas lentamente. Estas observaciones son consistentes con un toroide con mayor
extensión que la fuente de radiación visible-UV (DA), y mucho mayor tamaño que la fuente
compacta de alta energía (rayos X coronales). Es posible obtener una estimación grosera del
radio interno del toroide polvoriento. Se trata de estimar la distancia a la cual la temperatura
alcanza los 2000 K, que es la máxima temperatura que permite la existencia de grafito no
vaporizado (temperatura de sublimación). Si la maquinaria central tiene una luminosidad L,
entonces el flujo a un radio R vale L/4πR2. Un grano de polvo con radio a, intercepta la
radiación en un área πa2 (ver la figura adjunta), y si no hay reflexión, la potencia absorbida es Pobs = πa
2 (L/4πR2) = La2/4R2
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La temperatura del grano de polvo crece hasta que la potencia emitida por radiación térmica
es igual a la potencia absorbida (a T menores, el grano es un radiador ineficiente: absorbe
mas energía que la que emite, y se calienta). Si el grano se comporta como un cuerpo negro,
podemos escribir (ley LRT)
Pem = 4πa2σT4 , y entonces: Pabs = Pem→ R = (L / 16πσT4)1/2. Para L ~ 1038W y Tsub ~ 2000 K, se obtiene el
radio de sublimación para el polvo
Rsub = (L / 16πσπσπσπσTsub4)1/2 ~ 0,05 pc
Un cálculo mas riguroso, teniendo en cuenta la eficiencia de los granos de grafito para
absorber y emitir radiación, conduce a Rsub = 0,2 pc. Este radio interno del toroide es 2
órdenes de magnitud mayor que un DA típico. Por ejemplo, RDA = 300 RSch ~ 0,003 pc
La estructura toroidal es compacta y no puede
resolverse. Sin embargo, una imagen óptica
(HST) de las regiones centrales de NGC 4261
revela la presencia de un disco de gas y polvo
que rodea al AGN (radio de ~ 100 pc). Estos
discos pudieran ser las despensas de las que se
alimentan los SMBHs: disco externo →
toroide → DA → SMBH
NGC 4261
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REGIONES DE LINEAS DE EMISION
La maquinaria central está rodeada por nubes de gas algo mas externas, que son comunes en
nuestra Galaxia y otras galaxias. Estas nubes gaseosas son iluminadas por un continuo de
rayos X y UV, absorben los fotones, y emiten las líneas características de los gases que las
forman. El gas mas abundante en nubes galácticas es H, de modo que es de esperar la
presencia de líneas intensas Hα, Hβ, etc en los espectros de AGNs. ¿Qué otras líneas podemos esperar? Si nos fijamos en las regiones HII en la Vía Láctea (nubes de gas
irradiadas por estrellas azules luminosas), también debemos esperar líneas ópticas intensas de
N y O: [NII] y [OIII]. Las líneas que aparecen en los espectros ópticos de AGNs son
justamente las esperadas para gas con una composición estándar
BLR: está constituida por nubes relativamente densas y relativamente próximas al SMBH.
El radio típico de la BLR es del orden de ~ 0,01 pc, y así, RBLR << Rsub. A esta distancia del
SMBH, las velocidades orbitales son de varios 103 km s-1, lo cual es consistente con la
velocidad típica de 5000 km s-1 que se mide mediante los ensanchamientos Doppler. Las
nubes de gas están completamente expuestas a la radiación de la maquinaria central, y
alcanzan temperaturas altas: TBLR ~ 104 K ~ TRHII (el polvo estará vaporizado en esta región).
La BLR de un AGN típico, consiste en ~ 1010 nubes cubriendo ~ 10% del cielo visto desde el
centro del AGN. La masa total de gas es < 10 M◎. Se piensa que todos los AGNs tienen una
BLR, pero a veces no se puede detectar (ausencia de líneas anchas), debido al oscurecimiento
(extinción) causado por el toroide cuando el observador está en una dirección próxima al
plano del sistema DA + toroide polvoriento
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NLR: está situada mucho mas lejos que la BLR, ya que las velocidades orbitales son de 200-
900 km s-1. Como v2 ∝ 1/R, una disminución de la velocidad en un factor 10, significa una
aumento de R en un factor 100: RNLR ~ 102 RBLR ~ 1 pc. La NLR está fuera del toroide, y por
lo tanto, siempre se puede ver dicha región de un AGN. Las líneas estrechas se verán
siempre, incluso si las líneas anchas de la BLR están oscurecidas
UNIFICACION DE AGNs: RADIO-EMISION, LUMINOSIDAD Y GEOMETRIA
LRQQSO > LSy
Sy/RQQSO
RG/RLQSO/Blazar
Fermi LAT (30 MeV-
300 GeV)
(origen: NASA/Kim Shiflett)
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► QSOs MULTIPLES
En 1979, Denis Walsh y dos colaboradores descubrieron un QSO doble (Q0957 + 561), es
decir, un par de QSOs casi idénticos (brillos ópticos y desplazamientos al rojo similares) y
separados por solo ~ 6″. Posteriormente se encontró una galaxia elíptica gigante (cD) entre
ambos objetos “gemelos”, confirmando que se trataba de un efecto lente fuerte. Hoy en día se
conocen mas de 100 casos de QSOs múltiples (principalmente dobles y cuádruples), que se
han convertido en una herramienta astronómica básica para estudiar la estructura de las
fuentes (QSOs), así como la distribución de materia (oscura) en galaxias relativamente
lejanas que actúan como lentes gravitatorias
Q0957+561
CRUZ DE
EINSTEIN
(origen: R.M. Ros,
Gravitational
lenses in the
classroom)
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Problemas
1.- Un AGN a 50 Mpc, no puede resolverse mediante un telescopio óptico con un
límite de resolución angular de 0.1″. Por otro lado, el AGN es variable sobre una
escala de tiempo de una semana. Calcular el límite superior sobre su tamaño, usando
ambas ligaduras (diámetro angular y variabilidad).
2.- Calcular la luminosidad total de un AGN a una distancia de 200 Mpc, si dicho
núcleo galáctico activo tiene el mismo brillo óptico que una galaxia como la Vía
Láctea a una distancia de 100 Mpc. Suponer que 1/5 de la energía del AGN se
produce a longitudes de onda ópticas.
3.- Se define la eficiencia radiativa de un disco de acreción (ηηηη) como LDA =
ηηηη(dM/dt)c2. Considerando el disco Newtoniano estándar de la figura adjunta,
demostrar que η η η η ≈ 0,1. Obtener la relación LDA/LE, y discutir si la acreción de un
AGN típico es sub-Eddington (LDA < LE), Eddington (LDA ~ LE) o super-Eddington
(LDA > LE). Suponer que la luminosidad total del AGN está dominada por el BBB
(emisión óptica-UV).
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4.- Estimar el ritmo de acreción de masa en un núcleo Seyfert cuya luminosidad
óptica-UV es dos veces la luminosidad de la Vía Láctea.
5.- En el centro de una galaxia hay un SMBH con M ~ 108 M◎◎◎◎. El material de su
entorno es capturado con un ritmo de acreción dM/dt ~ 1 M◎◎◎◎/año, formándose un
disco de gas caliente (Newtoniano) alrededor del agujero negro central. También se
encuentra que la radiación de mas alta energía emitida por el disco es variable, con
cambios en la luminosidad sobre una escala temporal de ~ 2 horas.
(a) Calcular el radio de Schwartzschild del SMBH
(b) Teniendo en cuanta la escala temporal de variabilidad, estimar el diámetro de la
fuente de mas alta energía. ¿Te parece razonable el resultado?
(c) Calcular la luminosidad del disco de acreción en luminosidades solares y W. ¿Se
trata de acreción sub-Eddington?
(d) Encontrar la temperatura máxima del disco. Suponiendo que el disco emite como
un cuerpo negro, ¿qué tipo de radiación electromagnética se libera a dicha
temperatura máxima?