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Un núcleo galáctico activo ( AGN ) es una región compacta en el centro de una galaxia que tiene una luminosidad mucho más alta de lo normal en al menos una parte del espectro electromagnético con características que indican que la luminosidad no es producida por estrellas . Este exceso de emisión no estelar se ha observado en radio , microondas , infrarrojos , ópticos , ultravioleta , rayos X y rayos gamma.bandas de onda. Una galaxia que alberga un AGN se denomina "galaxia activa". Se teoriza que la radiación no estelar de un AGN es el resultado de la acumulación de materia por un agujero negro supermasivo en el centro de su galaxia anfitriona.

Los núcleos galácticos activos son las fuentes persistentes más luminosas de radiación electromagnética del universo y, como tales, pueden utilizarse como un medio para descubrir objetos distantes; su evolución en función del tiempo cósmico también impone limitaciones a los modelos del cosmos .

Las características observadas de un AGN dependen de varias propiedades, como la masa del agujero negro central, la tasa de acumulación de gas en el agujero negro, la orientación del disco de acreción , el grado de oscurecimiento del núcleo por el polvo y la presencia o ausencia de chorros .

Se han definido numerosas subclases de AGN en función de sus características observadas; los AGN más poderosos se clasifican como cuásares . Un blazar es un AGN con un chorro apuntando hacia la Tierra, en el que la radiación del chorro se ve reforzada por una radiación relativista .

Historia [ editar ]

Quasar 3C 273 observado por el telescopio espacial Hubble .

Durante la primera mitad del siglo XX, las observaciones fotográficas de galaxias cercanas detectaron algunas firmas características de la emisión de AGN, aunque todavía no había una comprensión física de la naturaleza del fenómeno AGN. Algunas observaciones tempranas incluyeron la primera detección espectroscópica de líneas de emisión de los núcleos de NGC 1068 y Messier 81 por Edward Fath (publicado en 1909), [1] y el descubrimiento del jet en Messier 87 por Heber Curtis (publicado en 1918). [2] Más estudios espectroscópicos realizados por astrónomos como Vesto Slipher , Milton Humason yNicholas Mayall notó la presencia de líneas de emisión inusuales en algunos núcleos de galaxias. [3] [4] [5] [6] En 1943, Carl Seyfert publicó un artículo en el que describía observaciones de galaxias cercanas que tenían núcleos brillantes que eran fuentes de líneas de emisión inusualmente amplias. [7] Las galaxias observadas como parte de este estudio incluyeron NGC 1068 , NGC 4151 , NGC 3516 y NGC 7469. Las galaxias activas como estas se conocen como galaxias Seyfert en honor al trabajo pionero de Seyfert.

El desarrollo de la radioastronomía fue un catalizador importante para comprender la AGN. Algunas de las fuentes de radio más temprano detectados son activas cercanas galaxias elípticas como Messier 87 y Centaurus A . [8] Otra fuente de radio, Cygnus A , fue identificada por Walter Baade y Rudolph Minkowski como una galaxia distorsionada por las mareas con un espectro de líneas de emisión inusual , con una velocidad de recesión de 16.700 kilómetros por segundo. [9] La encuesta de radio 3C condujo a un mayor progreso en el descubrimiento de nuevas fuentes de radio, así como a identificar elfuentes de luz visible asociadas con la emisión de radio. En las imágenes fotográficas, algunos de estos objetos tenían una apariencia casi puntual o casi estelar, y se clasificaron como fuentes de radio cuasi estelares (más tarde abreviadas como "cuásares").

El astrofísico armenio soviético Viktor Ambartsumian introdujo los núcleos galácticos activos a principios de la década de 1950. [10] En la Conferencia de Física de Solvay en 1958, Ambartsumian presentó un informe argumentando que "las explosiones en los núcleos galácticos provocan la expulsión de grandes cantidades de masa. Para que ocurran estas explosiones, los núcleos galácticos deben contener cuerpos de gran masa y naturaleza desconocida. Desde este punto en adelante, los Núcleos Galácticos Activos (AGN) se convirtieron en un componente clave en las teorías de la evolución galáctica ". [11] Su idea fue inicialmente aceptada con escepticismo. [12] [13]

Un gran avance fue la medición del corrimiento al rojo del quásar 3C 273 por Maarten Schmidt , publicado en 1963. [14] Schmidt señaló que si este objeto era extragaláctico (fuera de la Vía Láctea , a una distancia cosmológica) entonces su gran corrimiento al rojo de 0.158 implicaba que era la región nuclear de una galaxia unas 100 veces más poderosa que otras radiogalaxias que habían sido identificadas. Poco después, se utilizaron espectros ópticos para medir los desplazamientos al rojo de un número creciente de quásares, incluido el 3C 48 , incluso más distante con un desplazamiento al rojo de 0,37. [15]

Las enormes luminosidades de estos quásares, así como sus inusuales propiedades espectrales, indicaron que su fuente de energía no podrían ser estrellas ordinarias. La acreción de gas en un agujero negro supermasivo fue sugerida como la fuente del poder de los cuásares en artículos de Edwin Salpeter y Yakov Zeldovich en 1964. [16] En 1969, Donald Lynden-Bell propuso que las galaxias cercanas contienen agujeros negros supermasivos en sus centros como reliquias. de cuásares "muertos", y esa acumulación de agujeros negros fue la fuente de energía para la emisión no estelar en las galaxias Seyfert cercanas. [17] En las décadas de 1960 y 1970, la astronomía de rayos X Las observaciones demostraron que las galaxias y los cuásares de Seyfert son fuentes poderosas de emisión de rayos X, que se origina en las regiones internas de los discos de acreción de los agujeros negros.

Hoy en día, las AGN son un tema importante de investigación astrofísica, tanto observacional como teórica . La investigación de AGN abarca estudios de observación para encontrar AGN en amplios rangos de luminosidad y desplazamiento al rojo, examen de la evolución cósmica y crecimiento de los agujeros negros, estudios de la física de la acreción de agujeros negros y la emisión de radiación electromagnética de AGN, examen de las propiedades de los chorros. y salidas de materia de AGN, y el impacto de la acreción de agujeros negros y la actividad de los cuásares en la evolución de las galaxias .

Modelos [ editar ]

UGC 6093 está clasificada como una galaxia activa, lo que significa que alberga un núcleo galáctico activo. [18]

Durante mucho tiempo se ha argumentado [19] que un AGN debe ser alimentado por acreción de masa en agujeros negros masivos (10 6 a 10 10 veces la masa solar ). Los AGN son compactos y persistentemente extremadamente luminosos. La acreción puede potencialmente dar una conversión muy eficiente de energía potencial y cinética a radiación, y un agujero negro masivo tiene una alta luminosidad de Eddington y, como resultado, puede proporcionar la alta luminosidad persistente observada. Ahora se cree que los agujeros negros supermasivos existen en los centros de la mayoría, si no todas las galaxias masivas, ya que la masa del agujero negro se correlaciona bien con la velocidad de dispersión del bulbo galáctico (elRelación M-sigma ) o con luminosidad abultada. [20] Por lo tanto, se esperan características similares a las de AGN siempre que un suministro de material para la acreción entre dentro de la esfera de influencia del agujero negro central.

Disco de acreción [ editar ]

Artículo principal: disco de acreción

En el modelo estándar de AGN, el material frío cerca de un agujero negro forma un disco de acreción . Los procesos disipativos en el disco de acreción transportan la materia hacia adentro y el momento angular hacia afuera, mientras que el disco de acreción se calienta. El espectro esperado de un disco de acreción alcanza su punto máximo en la banda de ondas óptico-ultravioleta; Además, una corona de material caliente se forma sobre el disco de acreción y puede dispersar fotones de Compton inverso hasta energías de rayos X. La radiación del disco de acreción excita material atómico frío cerca del agujero negro y este, a su vez, irradia en líneas de emisión particulares . Una gran fracción de la radiación del AGN puede estar oscurecida por el gas y el polvo interestelares. cerca del disco de acreción, pero (en una situación de estado estable) esto se volverá a irradiar en alguna otra banda de ondas, muy probablemente la infrarroja.

Chorros relativistas [ editar ]

Artículo principal: chorro relativista
Imagen tomada por el Telescopio Espacial Hubble de un chorro de 5000 años luz de largo expulsado de la galaxia activa M87 . La radiación de sincrotrón azul contrasta con la luz de las estrellas amarillas de la galaxia anfitriona.

Algunos discos de acreción producen chorros de flujos gemelos, altamente colimados y rápidos que emergen en direcciones opuestas desde cerca del disco. La dirección de la eyección del chorro está determinada por el eje del momento angular del disco de acreción o el eje de rotación del agujero negro. El mecanismo de producción del chorro y de hecho la composición del chorro a escalas muy pequeñas no se comprenden en la actualidad debido a que la resolución de los instrumentos astronómicos es demasiado baja. Los chorros tienen sus efectos de observación más obvios en la banda de ondas de radio, donde se puede utilizar interferometría de línea de base muy larga para estudiar la radiación de sincrotrón que emiten a resoluciones de escalas subparsec . Sin embargo, irradian en todas las bandas de ondas desde la radio hasta el rango de rayos gamma a través delsincrotrón y el proceso de dispersión inversa de Compton , por lo que los chorros de AGN son una segunda fuente potencial de cualquier radiación continua observada.

AGN radiativamente ineficiente [ editar ]

Existe una clase de soluciones "radiativamente ineficientes" para las ecuaciones que gobiernan la acreción. El más conocido de ellos es el flujo de acreción dominado por advección (ADAF), [21] pero existen otras teorías. En este tipo de acreción, que es importante para las tasas de acreción muy por debajo del límite de Eddington , la materia en acreción no forma un disco delgado y, en consecuencia, no irradia de manera eficiente la energía que adquirió cuando se acercó al agujero negro. La acreción radiativamente ineficiente se ha utilizado para explicar la falta de una fuerte radiación de tipo AGN de ​​los agujeros negros masivos en los centros de las galaxias elípticas en cúmulos, donde de lo contrario podríamos esperar altas tasas de acreción y, en consecuencia, altas luminosidades. [22] Se esperaría que los AGN radiativamente ineficientes carecieran de muchos de los rasgos característicos de los AGN estándar con un disco de acreción.

Aceleración de partículas [ editar ]

Los AGN son una fuente candidata de rayos cósmicos de alta y ultra alta energía (véase también Mecanismo centrífugo de aceleración ) .

Características de observación [ editar ]

No existe una única firma de observación de un AGN. La siguiente lista cubre algunas de las características que han permitido que los sistemas se identifiquen como AGN.

  • Emisión del continuo óptico nuclear. Esto es visible siempre que haya una vista directa del disco de acreción. Los chorros también pueden contribuir a este componente de la emisión de AGN. La emisión óptica tiene una dependencia aproximada de la ley de potencia de la longitud de onda.
  • Emisión de infrarrojos nucleares. Esto es visible siempre que el disco de acreción y su entorno se oscurecen por el gas y el polvo cerca del núcleo y luego se vuelven a emitir ("reprocesamiento"). Al tratarse de una emisión térmica, se puede distinguir de cualquier emisión relacionada con un chorro o un disco.
  • Amplias líneas de emisión óptica. Estos provienen de material frío cercano al agujero negro central. Las líneas son anchas porque el material emisor gira alrededor del agujero negro a altas velocidades, lo que provoca un rango de cambios Doppler de los fotones emitidos.
  • Líneas de emisión óptica estrechas. Estos provienen de material frío más distante y, por lo tanto, son más estrechos que las líneas generales.
  • Emisión de radio continuo. Esto siempre se debe a un jet. Muestra un espectro característico de la radiación de sincrotrón.
  • Emisión continua de rayos X. Esto puede surgir tanto de un chorro como de la corona caliente del disco de acreción a través de un proceso de dispersión: en ambos casos muestra un espectro de ley de potencia. En algunos AGN radio silenciosos hay un exceso de emisión de rayos X suaves además del componente de ley de potencia. El origen de las radiografías blandas no está claro en la actualidad.
  • Emisión de línea de rayos X. Este es el resultado de la iluminación de elementos pesados ​​fríos por el continuo de rayos X que causa la fluorescencia de las líneas de emisión de rayos X, la más conocida de las cuales es la característica de hierro alrededor de 6,4 keV . Esta línea puede ser estrecha o amplia: las líneas de hierro ampliadas relativísticamente pueden usarse para estudiar la dinámica del disco de acreción muy cerca del núcleo y, por lo tanto, la naturaleza del agujero negro central.

Tipos de galaxias activas [ editar ]

Es conveniente dividir AGN en dos clases, convencionalmente llamadas radio silencioso y radio fuerte. Los objetos radio-ruidosos tienen contribuciones de emisión tanto del chorro (s) como de los lóbulos que inflan los chorros. Estas contribuciones de emisión dominan la luminosidad del AGN en longitudes de onda de radio y posiblemente en algunas o todas las demás longitudes de onda. Los objetos radio silenciosos son más simples ya que el chorro y cualquier emisión relacionada con el chorro pueden despreciarse en todas las longitudes de onda.

La terminología de AGN a menudo es confusa, ya que las distinciones entre diferentes tipos de AGN a veces reflejan diferencias históricas en cómo se descubrieron o clasificaron inicialmente los objetos, en lugar de diferencias físicas reales.

AGN radio silencioso [ editar ]

  • Regiones de líneas de emisión nuclear de baja ionización (LINER). Como sugiere el nombre, estos sistemas solo muestran regiones de líneas de emisión nuclear débiles y ninguna otra firma de emisión de AGN. Es discutible [23] si todos estos sistemas son verdaderos AGN (alimentados por acreción en un agujero negro supermasivo). Si lo son, constituyen la clase de luminosidad más baja de AGN radio silencioso. Algunos pueden ser análogos radio silenciosos de las radiogalaxias de baja excitación (ver más abajo).
  • Galaxias Seyfert . Seyferts fue la primera clase distinta de AGN en ser identificada. Muestran emisión continua nuclear de rango óptico, líneas de emisión estrechas y ocasionalmente anchas, ocasionalmente una fuerte emisión de rayos X nucleares y, a veces, un débil chorro de radio a pequeña escala. Originalmente se dividieron en dos tipos conocidos como Seyfert 1 y 2: los Seyfert 1 muestran fuertes líneas de emisión amplias, mientras que los Seyfert 2 no, y los Seyfert 1 tienen más probabilidades de mostrar una fuerte emisión de rayos X de baja energía. Existen varias formas de elaboración de este esquema: por ejemplo, los Seyfert 1 con líneas amplias relativamente estrechas a veces se denominan Seyfert 1 de línea estrecha. Las galaxias anfitrionas de Seyferts suelen ser galaxias espirales o irregulares.
  • Cuásares radio silenciosos/ QSOs. Estas son versiones esencialmente más luminosas de Seyfert 1s: la distinción es arbitraria y generalmente se expresa en términos de una magnitud óptica límite. Los quásares eran originalmente 'cuasi-estelares' en imágenes ópticas, ya que tenían luminosidades ópticas que eran mayores que las de su galaxia anfitriona. Siempre muestran una fuerte emisión continua óptica, emisión continua de rayos X y líneas de emisión óptica anchas y estrechas. Algunos astrónomos usan el término QSO (objeto cuasi-estelar) para esta clase de AGN, reservando 'quásar' para objetos radio-ruidosos, mientras que otros hablan de quásares radio-silenciosos y radio-ruidosos. Las galaxias anfitrionas de los quásares pueden ser espirales, irregulares o elípticas. Existe una correlación entre la luminosidad del quásar y la masa de su galaxia anfitriona,en que los quásares más luminosos habitan las galaxias más masivas (elípticas).
  • 'Quasar 2s'. Por analogía con los Seyfert 2, estos son objetos con luminosidades parecidas a los de un cuásar pero sin una fuerte emisión óptica continua o emisión de línea ancha. Son escasos en las encuestas, aunque se han identificado varios posibles candidatos de cuásar 2.

AGN de ​​radio alto [ editar ]

Consulte el artículo principal Radio galaxy para una discusión sobre el comportamiento a gran escala de los chorros. Aquí, solo se discuten los núcleos activos.

  • Los cuásares radio-ruidosos se comportan exactamente como los cuásares radio-silenciosos con la adición de emisión de un chorro. Por lo tanto, muestran una fuerte emisión óptica continua, líneas de emisión anchas y estrechas y una fuerte emisión de rayos X, junto con una emisión de radio nuclear y, a menudo, extendida.
  • Las clases de “ blazares ” ( objetos BL Lac y cuásares OVV ) se distinguen por emisiones ópticas, de radio y rayos X polarizadas rápidamente variables. Los objetos BL Lac no muestran líneas de emisión óptica, anchas o estrechas, por lo que sus desplazamientos al rojo solo pueden determinarse a partir de características en los espectros de sus galaxias anfitrionas. Las características de la línea de emisión pueden estar intrínsecamente ausentes o simplemente inundadas por el componente variable adicional. En el último caso, las líneas de emisión pueden volverse visibles cuando el componente variable está en un nivel bajo. [24]Los cuásares OVV se comportan más como cuásares estándar de radio alto con la adición de un componente rápidamente variable. En ambas clases de fuentes, se cree que la emisión variable se origina en un chorro relativista orientado cerca de la línea de visión. Los efectos relativistas amplifican tanto la luminosidad del chorro como la amplitud de la variabilidad.
  • Radiogalaxias. Estos objetos muestran emisiones de radio nucleares y extendidas. Sus otras propiedades de AGN son heterogéneas. Se pueden dividir en general en clases de excitación baja y alta. [25] [26] Los objetos de baja excitación no muestran líneas de emisión estrechas o anchas fuertes, y las líneas de emisión que tienen pueden ser excitadas por un mecanismo diferente. [27] Su emisión nuclear óptica y de rayos X es consistente con originarse puramente en un chorro. [28] [29]Pueden ser los mejores candidatos actuales para AGN con acreción radiativamente ineficiente. Por el contrario, los objetos de alta excitación (radiogalaxias de línea estrecha) tienen espectros de líneas de emisión similares a los de Seyfert 2. La pequeña clase de radiogalaxias de línea ancha, que muestran una emisión de continuo óptico nuclear relativamente fuerte [30] probablemente incluye algunos objetos que son simplemente cuásares de baja luminosidad radio-ruidosos. Las galaxias anfitrionas de las radiogalaxias, cualquiera que sea su tipo de línea de emisión, son siempre esencialmente elípticas.
Características de diferentes tipos de galaxias.
Tipo de galaxiaActivo

núcleos

Líneas de emisiónRayos XExceso deFuerte

radio

ChorrosVariableRadio

fuerte

EstrechoAmplioUVIR lejano
NormalNodébilNodébilNoNoNoNoNoNo
TRANSATLÁNTICOdesconocidodébildébildébilNoNoNoNoNoNo
Seyfert IsísísíalgunosalgunossípocosNosíNo
Seyfert IIsísíNoalgunosalgunossípocosNosíNo
Quásarsísísíalgunossísíalgunosalgunossíalgunos
BlazarsíNoalgunossísíNosísísísí
BL LacsíNono / desmayarsesísíNosísísísí
OVVsíNomás fuerte que BL LacsísíNosísísísí
Radio galaxiasíalgunosalgunosalgunosalgunossísísísísí

Unificación de especies de AGN [ editar ]

Los modelos unificados proponen que diferentes clases de observación de AGN son un solo tipo de objeto físico observado en diferentes condiciones. Los modelos unificados actualmente favorecidos son "modelos unificados basados ​​en la orientación", lo que significa que proponen que las diferencias aparentes entre los diferentes tipos de objetos surgen simplemente debido a sus diferentes orientaciones para el observador. [31] [32] Sin embargo, se debaten (ver más abajo).

Unificación silenciosa de radio [ editar ]

A bajas luminosidades, los objetos a unificar son las galaxias Seyfert. Los modelos de unificación proponen que en Seyfert 1s el observador tiene una visión directa del núcleo activo. En Seyfert 2s, el núcleo se observa a través de una estructura de oscurecimiento que evita una visión directa del continuo óptico, la región de línea ancha o la emisión de rayos X (suaves). La idea clave de los modelos de acreción dependientes de la orientación es que los dos tipos de objetos pueden ser iguales si solo se observan ciertos ángulos de la línea de visión. La imagen estándar es de un toro.de material oscurecedor que rodea el disco de acreción. Debe ser lo suficientemente grande para oscurecer la región de la línea ancha, pero no lo suficientemente grande para oscurecer la región de la línea estrecha, que se ve en ambas clases de objetos. Los Seyfert 2 se ven a través del toro. Fuera del toro hay material que puede dispersar parte de la emisión nuclear en nuestra línea de visión, lo que nos permite ver un continuo óptico y de rayos X y, en algunos casos, líneas de emisión amplias, que están fuertemente polarizadas, lo que muestra que tienen dispersos y demostrando que algunos Seyfert 2 realmente contienen Seyfert 1 ocultos. Las observaciones infrarrojas de los núcleos de Seyfert 2 también apoyan esta imagen.

A mayor luminosidad, los quásares ocupan el lugar de los Seyfert 1, pero, como ya se mencionó, los correspondientes 'quásares 2' son esquivos en la actualidad. Si no tienen el componente de dispersión de Seyfert 2s, serían difíciles de detectar excepto a través de su luminosa línea estrecha y emisión de rayos X duros.

Unificación de radio fuerte [ editar ]

Históricamente, el trabajo en la unificación de radio-alto se ha concentrado en cuásares de alta luminosidad a radio-alto. Estos pueden unificarse con radiogalaxias de línea estrecha de una manera directamente análoga a la unificación de Seyfert 1/2 (pero sin la complicación de mucho en la forma de un componente de reflexión: las radiogalaxias de línea estrecha no muestran un continuo óptico nuclear o X reflejado componente de rayos, aunque ocasionalmente muestran una emisión polarizada de línea ancha). Las estructuras de radio a gran escala de estos objetos proporcionan evidencia convincente de que los modelos unificados basados ​​en la orientación son realmente ciertos. [33] [34] [35]La evidencia de rayos X, cuando está disponible, respalda la imagen unificada: las radiogalaxias muestran evidencia de oscurecimiento de un toro, mientras que los quásares no, aunque se debe tener cuidado ya que los objetos radio-ruidosos también tienen un componente relacionado con chorro suave no absorbido y alto La resolución es necesaria para separar las emisiones térmicas del entorno de gas caliente a gran escala de las fuentes. [36] En ángulos muy pequeños de la línea de visión, domina la radiación relativista y vemos un blazar de alguna variedad.

Sin embargo, la población de radiogalaxias está completamente dominada por objetos de baja luminosidad y baja excitación. Estos no muestran líneas de emisión nuclear fuertes, anchas o estrechas, tienen continuos ópticos que parecen estar completamente relacionados con el chorro, [28] y su emisión de rayos X también es consistente con los que provienen puramente de un chorro, sin elementos nucleares muy absorbidos. componente en general. [29] Estos objetos no se pueden unificar con los cuásares, aunque incluyen algunos objetos de alta luminosidad cuando se mira la emisión de radio, ya que el toro nunca puede ocultar la región de línea estrecha en la extensión requerida, y dado que los estudios infrarrojos muestran que tienen sin componente nuclear oculto: [37]de hecho, no hay evidencia de un toro en estos objetos. Lo más probable es que formen una clase separada en la que solo sean importantes las emisiones relacionadas con el chorro. En pequeños ángulos de la línea de visión, aparecerán como objetos BL Lac. [38]

Críticas a la unificación del silencio radioeléctrico [ editar ]

En la literatura reciente sobre AGN, que está sujeta a un intenso debate, un conjunto creciente de observaciones parece estar en conflicto con algunas de las predicciones clave del Modelo Unificado, por ejemplo, que cada Seyfert 2 tiene un núcleo Seyfert 1 oscurecido (un amplio espectro oculto). -región de línea).

Por lo tanto, no se puede saber si el gas en todas las galaxias Seyfert 2 está ionizado debido a la fotoionización de una única fuente continua no estelar en el centro o debido a la ionización de choque de, por ejemplo, estallidos estelares nucleares intensos. Los estudios espectropolarimétricos [39] revelan que sólo el 50% de Seyfert 2 muestran una región de línea ancha oculta y, por lo tanto, dividen las galaxias Seyfert 2 en dos poblaciones. Las dos clases de poblaciones parecen diferir por su luminosidad, donde los Seyfert 2 sin una región de línea ancha oculta son generalmente menos luminosos. [40] Esto sugiere que la ausencia de la región de la línea ancha está relacionada con la baja proporción de Eddington y no con el oscurecimiento.

El factor de cobertura del toro puede desempeñar un papel importante. Algunos modelos de toro [41] [42] predicen cómo Seyfert 1s y Seyfert 2s pueden obtener diferentes factores de cobertura a partir de una dependencia de la luminosidad y la tasa de acreción del factor de cobertura del toro, algo respaldado por estudios en la radiografía de AGN. [43] Los modelos también sugieren una dependencia de la tasa de acreción de la región de la línea ancha y proporcionan una evolución natural de motores más activos en Seyfert 1s a Seyfert 2 más "muertos" [44] y pueden explicar la ruptura observada de la modelo unificado a baja luminosidad [45] y la evolución de la región de la línea ancha. [46]

Si bien los estudios de AGN individuales muestran desviaciones importantes de las expectativas del modelo unificado, los resultados de las pruebas estadísticas han sido contradictorios. La deficiencia más importante de las pruebas estadísticas mediante comparaciones directas de muestras estadísticas de Seyfert 1s y Seyfert 2s es la introducción de sesgos de selección debido a criterios de selección anisotrópicos. [47] [48]

El estudio de las galaxias vecinas en lugar de las propias AGN [49] [50] [51] sugirió en primer lugar que el número de vecinas era mayor para Seyfert 2 que para Seyfert 1, en contradicción con el Modelo Unificado. Hoy, habiendo superado las limitaciones anteriores de tamaños de muestra pequeños y selección anisotrópica, los estudios de vecinos de cientos a miles de AGN [52] han demostrado que los vecinos de Seyfert 2 son intrínsecamente más polvorientos y más formadores de estrellas que Seyfert 1s y una conexión entre Tipo de AGN, morfología de la galaxia anfitriona e historial de colisiones. Además, los estudios de agrupamiento angular [53]de los dos tipos de AGN confirman que residen en diferentes entornos y muestran que residen dentro de halos de materia oscura de diferentes masas. Los estudios de entorno de AGN están en consonancia con los modelos de unificación basados ​​en la evolución [54] en los que los Seyfert 2 se transforman en Seyfert 1 durante la fusión, lo que respalda los modelos anteriores de activación de núcleos Seyfert 1 impulsada por la fusión.

Si bien aún prevalece la controversia sobre la solidez de cada estudio individual, todos están de acuerdo en que los modelos de unificación AGN basados ​​en ángulos de visión más simples están incompletos. Seyfert-1 y Seyfert-2 parecen diferir en la formación de estrellas y la potencia del motor AGN. [55]

Si bien aún podría ser válido que un Seyfert 1 oculto pueda aparecer como un Seyfert 2, no todos los Seyfert 2 deben albergar un Seyfert 1 oculto. Los mecanismos de variabilidad de algunos AGN que varían entre los dos tipos en escalas de tiempo muy cortas, y la conexión del tipo de AGN con el medio ambiente a pequeña y gran escala siguen siendo cuestiones importantes para incorporar en cualquier modelo unificado de núcleos galácticos activos.

Usos cosmológicos y evolución [ editar ]

Durante mucho tiempo, las galaxias activas mantuvieron todos los récords de los objetos de mayor desplazamiento al rojo conocidos en el espectro óptico o de radio, debido a su alta luminosidad. Todavía tienen un papel que desempeñar en los estudios del universo temprano, pero ahora se reconoce que un AGN da una imagen muy sesgada de la galaxia "típica" de alto corrimiento al rojo.

La mayoría de las clases luminosas de AGN (radio-ruidoso y radio-silencioso) parecen haber sido mucho más numerosas en el universo temprano. Esto sugiere que los agujeros negros masivos se formaron temprano y que las condiciones para la formación de AGN luminosos eran más comunes en el universo temprano, como una disponibilidad mucho mayor de gas frío cerca del centro de las galaxias que en la actualidad. También implica que muchos objetos que alguna vez fueron quásares luminosos ahora son mucho menos luminosos o están completamente inactivos. La evolución de la población de AGN de ​​baja luminosidad se comprende mucho menos debido a la dificultad de observar estos objetos con altos corrimientos al rojo.

Ver también [ editar ]

  • Relación M – sigma
  • Quasar  : núcleo galáctico activo que contiene un agujero negro supermasivo
  • Radio galaxia  : tipos de núcleos galácticos activos que son muy luminosos en longitudes de onda de radio
  • Chorro relativista  : haz de materia ionizada que fluye a lo largo del eje de un objeto astronómico giratorio.
  • Agujero negro supermasivo  : el tipo de agujero negro más grande; generalmente se encuentra en el centro de las galaxias

Referencias [ editar ]

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Enlaces externos [ editar ]

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