Galàxia activa

Una galàxia es diu activa quan una fracció significativa de la radiació electromagnètica que emet no és deguda als components "normals" d'una galàxia (estrelas, pols i gas interestelar), estes lliberen radiació (tant radiació lluminosa com d'un atre tipo). El terme núcleu actiu de galàxia (AGN, per les seues sigles en anglés) s'usa freqüentment per a denominar este tipo d'objecte, ya que l'energia emesa per les galàxies actives es deu aparentment a una regió compacta en el seu centre. En alguns casos, esta regió central emet chorrada de partícules que s'estenen per grans distàncies, provocant emissió des de regions esteses, si be en tots els casos la font última de l'energia emesa és la regió central. El model teòric més acceptat unifica distints tipos d'objectes, tals com a galàxies seyfert, quasares i blazars, els que aparenten ser distints per l'àngul d'inclinament en el cel. Segons el model unificat, l'energia es genera per matèria (gas i pols) que cau a un forat negre supermasivo, d'entre ___* $1 0^{6}$ y $1 0^{9}$ masses solars. El material en caure forma un disc d'acreció, per la conservació de moment angular. El calfament per fricció causa que el material es transforme en plasma i genere un camp magnètic a través del mecanisme alfa. L'acreció és altament eficient per a transformar matèria en energia, podent convertir fins a la mitat de la massa en repòs de la matèria en energia (en comparació, per eixemple, al chicotet percentage d'eficiència de la fusió nuclear). Es creu que quan el forat negre ha consumit tot el gas i pols del seu veïnat, la galàxia activa deixa d'emetre grans cantitats d'energia i es transforma en una galàxia normal. Este model es recolza en lo que sembla ser un forat negre supermasivo sense activitat en el centre de la Via Làctea i atres galàxies propenques. També este model explica el fet de que els quasars siguen molt més freqüents en l'univers primerenc. Les galàxies actives es dividixen en dos grups: les que resulten molt lluents en ser observades en un radiotelescopio (ràdio-loud AGN) i les que no (ràdio-quiet AGN).

Història

En 1909 Edward A. Fath descobrix Llínea espectrallínees d'emissió en un espectre de la "nebulosa espiral" NGC 1068.^[1] L'espectre es componia de llínees d'absorció junt en llínees d'emissió com les que es veen en les nebuloses gaseoses. Carl K. Atres estudis espectroscópicos realisats per astrònoms com Vesto Slipher, Milton Humason i Nicholas Mayall varen notar la presència de llínees d'emissió inusuals en alguns núcleus de galàxies.^[2]^[3]^[4]^[5] Seyfert descobrix en 1943 que algunes galàxies tenen un núcleu, en apariència puntual, que és l'originari d'estes llínees d'emissió.^[6] Est és el primer treball sistemàtic en busca d'este tipo especial de galàxies. L'emissió d'estes galàxies era molt semblada a les llínees d'emissió d'una nebulosa planetària sobreimpresas a un espectre típic d'una estrela com el Sol (tipo G). L'esgambi de les llínees és atribuïda per Seyfert al desplaçament Doppler, d'esta manera s'obtenen velocitats de fins a 8500 km/s en la zona nuclear. Açò es correspondria en un gas molt calent que es mou a alta velocitat, en contrast en els 300 km/s als que es mouen com a promig les estreles i el gas d'una galàxia espiral normal. A este tipo de galàxies se'ls denomina galàxies Seyfert. En els anys 50 i 60 les galàxies actives adquirixen un paper important en l'astronomia que aplega fins a hui dia. Despuix del desenroll inicial de la radioastronomía pels pioners en esta àrea com Jansky i Reber s'escomencen a realisar les primeres exploracions del cel en radi, buscant posicions precises de les fonts i l'identificació òptica d'estes. Smith en 1951 obté posicions precises per a Cyg A, Cas A i atres fonts. En estes posicions, Baade i Minkowski en 1954 identifiquen ópticamente Cyg A i Cas A, podent estimar-se les seues distàncies a partir dels seus espectres. S'observen galàxies molt distorsionades com l'orige d'esta emissió. Estes fonts presentaven lluminositat altíssimes en radi, inclús més forts que en visible. Es descobrixen més vesprada un tipo de galàxies en núcleus molt lluents en llongituts d'ona de radi, a les que cridarien "ràdio estreles", que, despuix de comprovar que eren fonts extragalácticas passen a denominar-se cuásars. Estos cuásares són galàxies del tipo de Cyg A situats a grans distàncies.

Sandage (1965) troba una gran població d'objectes que, encara sense tindre una emissió forta en radi, s'assembla en tots els demés aspectes als cuásars. Estos objectes presenten una gran emissió en ultravioleta (UV) sobre l'òptic i són coneguts com QSO (de Quasi-Stellar Objets). Es troba un paralisme entre estos objectes, situats en núcleus de galàxies molt lluntanes, en les galàxies Seyfert. Més vesprada es troben galàxies emissores de radi d'un tipo denominat Blac, galàxies en regions nuclears emissores de baixa ionisació (LINERs) i atres galàxies en una fenomenologia pareguda. Totes les característiques comunes varen dur a postular l'idea d'un orige comú de tots estos diferents objectes englobant-els dins del concepte d'AGN.

Models

Durant molt temps s'ha argumentat que un AGN deu ser alimentat per acrecimiento de massa sobre forats negres massius (10⁶ a 10¹⁰ voltes la massa solar). Els AGN són compactes i extremadament lluminosos. L'acreció pot potencialment donar una conversió molt eficient d'energia potencial i cinètica en radiació, i un forat negre massiu té una alta lluminositat d'Eddington, i com a resultat, pot proporcionar l'alta lluminositat persistent observada. Actualment es creu que existixen forats negres supermasivos en els centres de la majoria de les galàxies massives, si no de totes, ya que la massa del forat negre es correlaciona be en la dispersió de velocitat del bulbo galàctic (la relació M-sigma) o en la lluminositat del bulbo. Aixina que, s'esperen característiques similars a les del AGN sempre que el suministrament de material per a l'acreció es produïxca dins de l'esfera d'influència del forat negre central.

Disc d'acreció

Artícul principal → Disc d'acreció.

En el model estàndar d'AGN, el material fret propenc a un forat negre forma un disc d'acreció. Els processos disipatius en el disc d'acreció transporten la matèria cap a l'interior i el moment angular cap a l'exterior, al mateix temps que provoquen el calfament del disc d'acreció. L'espectre esperat d'un disc d'acreció alcança el seu màxim en la banda d'ones òptiques-ultravioletas; ademés, per damunt del disc d'acreció es forma una corona de material calent que pugues dispersió Compton inversa. [fins a energies de rajos X. La radiació del disc d'acreció excita el material atòmic fredor propenca al forat negre i este, a la seua volta, irradia en determinades llínees d'emissió. Una gran fracció de la radiació del AGN pot quedar enfosquida pel gas interestelar i el pols propencs al disc d'acreció, pero (en una situació d'estat estacionario) es tornarà a irradiar en alguna atra banda d'ona, molt provablement la infrarroja.

Jets relativistes

Artícul principal → Jet (astronomia).

. Alguns discs d'acreció produïxen chorrada d'eixida bessons, molt colimados i ràpits, que emergixen en direccions opostes des de prop del disc. La direcció d'eyecció de la chorrada ve determinada per l'eix de moment angular del disc d'acreció o per l'eix d'espin del forat negre. En l'actualitat no es coneix el mecanisme de producció de les chorrada ni la seua composició a escals molt chicotetes degut a que la resolució dels instruments astronòmics és massa baixa. Les chorrada tenen els seus efectes observacionals més evidents en la banda d'ones de radi, a on pot utilisar-se l'interferometría de molt llarga base per a estudiar la radiació sincrotrón que emeten a resolucions d'escals sub-parsec. No obstant, irradian en totes les bandes d'ones, des de la de radi fins a la gama de rajos gamma, a través del sincrotrón i del procés de dispersió Compton inversa, per lo que les chorrada AGN són una segona font potencial de qualsevol radiació observada en el continu.

AGN radiativamente ineficientes

Existix una classe de solucions "radiativamente ineficientes" a les equacions que governen l'acreció. Existixen vàries teories, pero la més coneguda és la del Fluix d'acreció dominat per l'advecció (ADAF). En este tipo d'acreció, que és important per a taxes d'acreció molt per baix del llímit d'Eddington, la matèria que es acreta no forma un disc prim i, en conseqüència, no radia eficientemente l'energia que va adquirir en acostar-se al forat negre. L'acreció radiativamente ineficaç s'ha utilisat per a explicar la falta de radiació intensa de tipo AGN de forats negres massius en els centres de galàxies elíptiques en cúmuls, a on d'un atre modo podríem esperar altes taxes d'acreció i lluminositat correspondientemente altes. S'esperaria que els AGN radiativamente ineficientes cariren de molts de les traces característiques dels AGN estàndar en disc d'acreció.

Característiques observacionals

No existix una única firma observacional d'un AGN. La següent llista cobrix algunes de les característiques que han permés identificar sistemes com AGN.

Emissió de continu òptic nuclear. És visible sempre que hi haja una visió directa del disc d'acreció. Les chorrada també poden contribuir a este component de l'emissió AGN. L'emissió òptica depén de la llongitut d'ona en forma de llei de potència.
Emissió infrarroja nuclear. És visible sempre que el disc d'acreció i el seu entorn queden amagats pel gas i la pols pròxims al núcleu i es tornen a emetre ("reprocesamiento"). En tractar-se d'una emissió tèrmica, pot distinguir-se de qualsevol emissió relacionada en la chorrada o el disc.
Llínees d'emissió òptiques amples. Procedixen de material fret propenc al forat negre central. Les llínees són amples perque el material emissor gira al voltant del forat negre a gran velocitat, lo que provoca una série de desplaçaments Doppler dels fotons emesos.
Llínees d'emissió òptiques estretes. Procedixen de material fret més distant, per lo que són més estretes que les llínees amples.

Emissió de radi continu. Es deu sempre a una chorrada. Mostra un espectre característic de la radiació sincrotrón.
Emissió de rajos X continus. Pot procedir tant d'una chorrada com de la corona calenta del disc d'acreció a través d'un procés de dispersió: en abdós casos mostra un espectre power-law. En alguns AGN radiosilenciosos hi ha un excés d'emissió de rajos X blans ademés de la component de llei de potència. L'orige dels rajos X blans no està clar en l'actualitat.
Emissió de llínees de rajos X. És el resultat de l'allumenament d'elements pesats fredor pel continu de rajos X que causa fluorescència de llínees d'emissió de rajos X, la més coneguda de les quals és la característica del ferro al voltant de 6,4 keV. Esta llínea pot ser estreta o ampla: llínees de ferro eixamplades relativísticamente pot utilisar-se per a estudiar la dinàmica del disc d'acreció molt prop del núcleu i, per tant, la naturalea del forat negre central.

Resum

Els núcleus actius de galàxia es poden resumir de forma general en la següent taula:

Diferències entre galàxies en núcleu actiu i galàxies normals
Tipo de Galàxia	Núcleu Actiu	Llínees d'Emissió		Rajos X	Excés de ! rowspan=2 \| Font de Ràdio		Jets	Variable	Radi loud
Tipo de Galàxia	Núcleu Actiu	Prima	Ampla	Rajos X	UV	ANAR lluntà	Jets	Variable	Radi loud
Normal	No	Dèbil	No	Dèbil	No	No	No	No	No	No
Starburst	No	Sí	No	Alguna cosa	No	Sí	Dèbil	No	No	No
Seyfert I	Sí	Sí	Sí	Parcial^[†]	Parcial^[†]	Sí	Dèbil	No	Sí	No
Seyfert II	Sí	Sí	No	Parcial^[†]	Parcial^[†]	Sí	Dèbil	Sí	Sí	No
Cuásar	Sí	Sí	Sí	Parcial^[†]	Sí	Sí	Parcial^[†]	Parcial^[†]	Sí	10%
Blazar	Sí	No	Sí^[†]	Sí	Sí	No	Sí	Sí	Sí	Sí
Blac	Sí	No	Dèbil	Sí	Sí	No	Dèbil	Sí	Sí	Sí
Cuásar OVV	Sí	No	Fort^[‡]	Sí	Sí	No	Fort	Sí	Sí	Sí
Radiogalaxia	Sí	Sí^[†]	Sí^[†]	Parcial^[†]	Parcial^[†]	Sí	Sí	Sí	Sí	Sí

^{[†] Algunes} ^{[‡] En major mida que les Blac}

Vore també

Referències

Este artícul conté una traducció derivada de «Galaxia activa» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.

[1] Plantilla:Cite journalast1=Fath

[2] Plantilla:Cite journalast1=Slipher

[3] Plantilla:Cite journalast1=Humason

[4] Plantilla:Cite journalast1=Mayall

[5] Plantilla:Cite journalast1=Mayall

[6] Plantilla:Cite journalast1=Seyfert

[7] «Làsers i forats negres supermasivos».

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]