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AGN
ACTIVE GALACTIC NUCLEI
Facultad de Ciencias
CTE II
2007
1
GALAXIAS DE NÚCLEO ACTIVO
•
•
•
•
Galaxias Seyfert.
Radio galaxias.
Quasars.
Blazars.
2
GALAXIAS SEYFERT
• Carl Seyfert: 1943.
– Galaxias con espectros de líneas de
emisión anchas.
– En su mayoría espirales.
– Núcleo de apariencia “estelar”.
3
Galaxia Seyfert
Galaxia normal
Fuente puntual
4
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.
5
Radio galaxia M87
Galaxia elíptica
60 millones de a.l.
Jet
6
Radio galaxia Centaurus A
10 millones de a.l.
Radio lóbulos
Radio lóbulos
7
700 millones de a.l.
8
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.
9
7 mil millones de años luz
Galaxia
elíptica
Quasar
9 mil millones de años luz
10
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
F  
Visible
a
• Inicialmente índice
espectral a =1.
• Hoy 0.3 < a < 2 sólo
constante en radio e
infrarrojo.
• No térmica.
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RADIACIÓN SINCROTÓN
• Polarización.
• Electrones relativistas cuya distribución de energías es una
ley exponencial.
• Fn crece para n → 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
14
ESTIMACIÓN DEL TAMAÑO
l1  R
cos  
l2
 R  l2 cos   l1
R
 1  cos   1, R  l2  l1
l1
R
Dt 
c
v 2 cDt
R  cDt , R  cDt 1  2 
c

• Esfera con pulso de luz
simultáneo.
• La luz viaja una distancia
adicional:
l2 - l1 = R
• El pulso se retarda un
máximo de Dt = R/c
• Por ejemplo:
Dt = 1día → R = 1 día luz
• Típicamente:
Dt = 1hora → R = 7.2 u.a.
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LÍMITE DE EDDINGTON
4Gc
M
k
k dispelectron  0.02 (1  X ) m 2 kg 1
LED 
X  0 .7 , % H
M
Watt
M
 4  10 26 Watt )
LED  1.5  1031
( LSOL
• Límite superior de
luminosidad
–
–
–
–
simetría esférica
fuerza de gravedad
presión de radiación
opacidad debida a la
dispersión por electrones
16
RESULTADOS
L  5 1039 Watt  LED
L
M
M
31
1.5 10 Watt
• Con la distancia y flujo,
se calcula la luminosidad.
• ¿Agujero negro?
M  3.3 108 M 
2GM
RS  2
c
Rc 2
M
 3.7 108 M 
2G
• Radio de Schwarzchild.
• Tamaño típico 7.2 u.a.
AGUJERO NEGRO
SUPERMASIVO
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GALAXIAS “NORMALES”
• Galaxias de tipo temprano.
• Típicas líneas de absorción de estrellas gigantes
rojas.
18
GALAXIAS “NORMALES”
Ha
OII
Hb
OIII
• Galaxias de tipo intermedio.
• Líneas de emisión de Balmer.
– Ha: 656.3 nm (3→2), Hb: 486.1 nm (4→2).
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GALAXIAS “NORMALES”
Ha
OII
Hb
OIII
• 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.
20
finas
Hb
anchas
Ha
finas
Hb
21
correspondencia
Hb
Ha
Hb
22
ENSANCHAMIENTO DOPPLER
D
v

 c
mc  D 
 T


2k B   
2
2
• Si fuese por temperatura
T ~ 108 K
• Presencia de FeII
sugiere sólo T ~ 104 K
• Se debe al efecto
Doppler → 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.
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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.
25
Quasar
26
27
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
29
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.
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UNIFICACIÓN GLOBAL
• Correlación de
luminosidades:
– continuo carente de
rasgos (alrededor de 480
nm)
– línea Ha
• 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.

Ldisk   M c 2
0.0572    0.423
•
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
2
km 

 5000
 1 mes luz
2
v r 
s 
M

 108 M 
G
G
1 parsec
1 mes luz
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CONSUMO

Ldisk   M c
2
0.0572    0.423
Ldisk = LEddington
M = 108 M☼
 = 0.1
Ldisk = 1.5 × 1039 Watt
• Quasars más
luminosos: 1 a 10 M☼
por año.
• AGN’s menos
luminosos, requieren
10 a 100 veces menos.
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JETS Y LÓBULOS
• Campo magnético:
– plasma del disco
– agujero negro.
• Mecanismos de
colimación.
• Radiación sincrotón.
• Doppler beaming.
• Esencialmente galaxias
elípticas.
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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.
36
37
38
39
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?
40
LA ÉPOCA DE LOS QUASARS
• Mayor número en el
pasado.
• Máximo hacia z ~ 2.2.
• ¿Formación de los
quasars o problema
con las observaciones?
41
¿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.
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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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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
• Astronomy Today. Mc Millan, Chaisson.
• 21 Century Astronomy. Burstein, Blumenthal, Greely, Smith, Voss,
Wegner, Hester.
• An introduction to modern astrophysics. Carroll, Ostlie.
• 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.
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