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AGNACTIVE GALACTIC NUCLEI

Facultad de CienciasCTE II2007

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GALAXIAS DE NÚCLEO ACTIVO

• Galaxias Seyfert.• Radio galaxias.• Quasars.• Blazars.

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GALAXIAS SEYFERT

• Carl Seyfert: 1943.– Galaxias con espectros de líneas de

emisión anchas.– En su mayoría espirales.– Núcleo de apariencia “estelar”.

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Galaxia Seyfert Galaxia normal

Fuente puntual

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RADIO GALAXIAS

• Ondas de radio ↔ poder separador.• 1950’s: búsqueda de contrapartes en la

banda visible.• Par de radio fuentes con una galaxia entre

ambas.• Muchas eran elípticas normales, y otras con

particularidades.

6

Galaxia elíptica

60 millones de a.l.

Radio galaxia M87

Jet

2

7

Radio lóbulosRadio lóbulos

Radio galaxia Centaurus A

10 millones de a.l.

8

700 millones de a.l.

9

QUASARS

• Quasi stellar radio sources.• Fuertes emisores de radio.• Originalmente, apariencia estelar.• Interpretación de espectros: grandes redshifts.• Distancias cosmológicas.• Cientos de veces más luminosos que una

galaxia normal.10

Quasar

Galaxia elíptica

9 mil millones de años luz

7 mil millones de años luz

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BLAZARS• Originalmente “estrellas variables”.• 1970’s: BL de la constelación Lacertae.• Rápida y amplia variabilidad de intensidad de

radiación.• Espectro “casi plano”.• Se mide el redshift en mínimo de intensidad.• Distancias cosmológicas.

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CONTINUO DE AGN

• Inicialmente índice espectral α =1.

• Hoy 0.3 < α < 2 sólo constante en radio e infrarrojo.

• No térmica.

Visible

αυ υ −=F

3

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RADIACIÓN SINCROTÓN

• Polarización.• Electrones relativistas cuya distribución de energías es una

ley exponencial.• Fν crece para ν→ 0 (hasta que el plasma de electrones se

vuelve opaco a sí mismo).• Curva característica, distinta a la radiación térmica.

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Seyfert

Seyfert

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ESTIMACIÓN DEL TAMAÑO• Esfera con pulso de luz

simultáneo.• La luz viaja una distancia

adicional:l2 - l1 = R

• El pulso se retarda un máximo de Δt = R/c

• Por ejemplo:Δt = 1día → R = 1 día luz

• Típicamente:Δt = 1hora → R = 7.2 u.a.

122

1 coscos llRl

Rl−=→

+= ϑϑ

121

,1cos1 llRlR

−≈≈→<< ϑ

γtc

cvtcRtcR

cRt

Δ=−Δ=Δ=

=Δ

2

2

1,16

LÍMITE DE EDDINGTON

)104(

105.1

%,7.0

)1(02.0

4

26

31

12

WattL

WattMML

HX

kgmXk

MkGcL

SOL

ED

electrondisp

ED

×=⊕

×=

=

+=

=

−−

π • Límite superior de luminosidad– simetría esférica– fuerza de gravedad– presión de radiación– opacidad debida a la

dispersión por electrones

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RESULTADOS

• Radio de Schwarzchild.• Tamaño típico 7.2 u.a.

• Con la distancia y flujo, se calcula la luminosidad.

• ¿Agujero negro?⊕×>

⊕×

>

<×=

MM

MWatt

LM

LWattL ED

8

31

39

103.3105.1

105

⊕×==

=

MG

RcM

cGMRS

82

2

107.32

2

AGUJERO NEGROSUPERMASIVO

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• Galaxias de tipo temprano.• Típicas líneas de absorción de estrellas gigantes

rojas.

GALAXIAS “NORMALES”

4

19

• Galaxias de tipo intermedio.• Líneas de emisión de Balmer.

– Hα: 656.3 nm (3→2), Hβ: 486.1 nm (4→2).

Hα

Hβ

OII

OIII

GALAXIAS “NORMALES”

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GALAXIAS “NORMALES”

• Galaxias de tipo tardío.• Las líneas de emisión son típicas de regiones HII → se explican con estrellas jóvenes y masivas (fuerte UV) que ionizan el medio interestelar.

HαOII

Hβ OIII

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anchasfinas

finas

Hβ

Hα

Hβ

22

correspondencia

Hβ

Hβ

Hα

23

ENSANCHAMIENTO DOPPLER

22

2⎟⎠⎞

⎜⎝⎛ Δ=↔=

Δλλ

λλ

BkmcT

cv

• Si fuese por temperatura T ~ 108 K

• Presencia de FeIIsugiere sólo T ~ 104 K

• Se debe al efectoDoppler → gas en rápido movimiento.

• Líneas anchas: 1000 a 5000 km/s.

• Líneas angostas: 500 km/s

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GALAXIAS SEYFERT

• La mayoría son espirales.

• Núcleo: importante radiación no estelar.

• Variabilidad de intensidad de radiación.

• Seyfert 1:– Líneas anchas y

angostas.

• Seyfert 2:– Sólo líneas angostas.

5

25

RADIO GALAXIAS

• Potentes en radio, más que Seyferts.

• Dos formas:– Core-halo.– Lobe-radio (jets).

• Elípticas o S0.• Importante radiación

no estelar (sincrotón).

• Variabilidad de intensidad de radiación.

• BLRG:– Líneas anchas y

angostas.• NLRG:

– Sólo líneas angostas.

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Quasar

27 28

QUASARS• Quasars y QSO’s.

– Quasars potentes en radio.• P5GHz > 1024.7 W Hz-1

– QSO’s radio poder inferior.• P5GHz = 1022 – 1024 W Hz-1 (<1024.7)

• Quasars, QSO’s, Sy1, BLRG:– Continuo de ley exponencial y líneas de emisión

anchas.• QSO’s más luminosos que Sy1 y BLRG.

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Seyfert 2

Líneas angostas

Líneas anchas

Seyfert 1

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UNIFICACIÓN DE SEYFERTS• Dentro de una Seyfert 2,

parece haber un núcleo de Seyfert 1.

• En la Seyfert 2, materia tapa el núcleo más potente.

• La reflexión polariza la radiación.

• Se percibe por radiación reflejada fuera del núcleo.

6

31

UNIFICACIÓN GLOBAL• Correlación de

luminosidades:– continuo carente de

rasgos (alrededor de 480 nm)

– línea Hα• Sy1, Sy2, BLRG,

NLRG, Quasars y QSO’s lo verifican.

• Continuo produciría la emisión de las líneas.

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GENERACIÓN DE ENERGÍA• Agujero negro y disco

de acreción.• Momento angular y

viscosidad.• Observador lejano:

E = mc2, liberación de energía en reposo.

423.00572.0

2

≤≤=

•

ηη cMLdisk

• Órbitas estables:– r = 3 RS ↔ 5.72% energía de

unión gravitatoria es masa en reposo.

– r = 0.5 RS ↔ 42.23%

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DINÁMICA DEL MODELO

⊕≈×⎟

⎠⎞

⎜⎝⎛

=×

= MG

luzmess

km

GrvM 8

2

2

1015000

1 parsec

1 mes luz34

CONSUMO

• Quasars más luminosos: 1 a 10 M☼por año.

• AGN’s menos luminosos, requieren 10 a 100 veces menos.

423.00572.0

2

≤≤=

•

ηη cMLdisk

Ldisk = LEddington

M = 108 M☼η = 0.1Ldisk = 1.5 × 1039 Watt

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JETS Y LÓBULOS

• Campo magnético:– plasma del disco– agujero negro.

• Mecanismos de colimación.

• Radiación sincrotón.• Doppler beaming.• Esencialmente galaxias

elípticas.36

MODELO UNIFICADO• Agujero negro.• Disco de acreción:

– radiación no térmica.• Nubes que generan líneas

anchas.• Toroide opaco en UV y

visible.• Nubes que generan líneas

finas.• ÁNGULO DE VISIÓN.

7

37 38

39 40

EVOLUCIÓN DE QSO’s

• Un número constante de quasars disminuyen su luminosidad con el tiempo.

• ¿Un mismo objeto evoluciona?

• ¿Se trata de un promedio de objetos de corta vida?

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LA ÉPOCA DE LOS QUASARS

• Mayor número en el pasado.

• Máximo hacia z ~ 2.2.• ¿Formación de los

quasars o problemacon las observaciones?

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¿FORMACIÓN DE GALAXIAS?

• Quasars: en el pasado, mayor acreción de materia por los agujeros negros supermasivos.

• Papel importante de los procesos de mergers: duración relativamente corta.

• Galaxias elípticas en centros de supercúmulos: mergers.

• Interacción gravitatoria: en QSO’s y Seyfert hay 6 veces más que en las galaxias normales.

8

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MODELO EVOLUTIVO

• Quasars y Blazars → Radio galaxias →Galaxias elípticas normales

• QSO’s → Seyfert → Galaxias espirales normales

• Por interacción gravitatoria, una galaxia normal podría transformarse en AGN.

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45

VALORACIONES CRÍTICAS

• El disco es pequeño o no aparece.• ¿Redshifts no debidos a distancias

cosmológicas?• Quasars hoy son muchos rojos y con átomos

pesados: ¿starburst?

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REFERENCIAS

• Curso de astrofísica II. Coziol. Universidad de Guanajuato.http://www.astro.ugto.mx/cursos/astrofisicaII/AstrofisicaII_Parte_II/segunda_parte.htm

• Galaxies and the Universe. Keel. University of Alabama.http://www.astr.ua.edu/keel/galaxies/

• Sitio del Hubble Space Telescope: http://hubblesite.org/

• Physics, structure and fueling of AGN. Osterbrock.• Unified models for AGN and quasars. Antonucci.• Black hole models for AGN. Rees.

• Astronomy Today. Mc Millan, Chaisson.• 21 Century Astronomy. Burstein, Blumenthal, Greely, Smith, Voss,

Wegner, Hester.• An introduction to modern astrophysics. Carroll, Ostlie.