Galaxa Seyfert
Una galaxa Seyfert ye un tipu de galaxa activa qu'alluga un nucleu activu. Esti nucleu produz llinies espectrales d'emisión de gas altamente ionizado. Son xeneralmente galaxes espirales. La so emisión ye producida pola acreción de materia nel furacu negru supermasivu asitiáu nel so centru.
Historia editar
En 1908 Edward A. Fath afaya llinies d'emisión nun espectru de la "nebulosa espiral" NGC 1068.[1] L'espectru componer de llinies d'absorción xunto con llinies d'emisión como les que se víen nes nebuloses gaseoses. Carl K. Seyfert afaya en 1943 que delles galaxes tienen un nucleu, n'apariencia puntual, que ye l'orixinariu d'estes llinies d'emisión.[2] Este ye'l primer trabayu sistemáticu en busca d'esti tipu especial de galaxes. La emisión d'estes galaxes yera bien paecida a les llinies d'emisión d'una nebulosa planetaria sobreimpreses a un espectru típicu d'una estrella como'l Sol (tipu G). L'anchor de les llinies ye atribuyida por Seyfert al desplazamientu Doppler, d'esta manera llógrense velocidaes d'hasta 8500 km/s na zona nuclear. Esto correspondería con un gas bien caliente que se mueve a alta velocidá, en contraste colos 300 km/s a los que se mueven como permediu les estrelles y el gas d'una galaxa espiral normal.
Carauterístiques de les galaxes Seyfert editar
Les galaxes Seyfert llámense asina n'honor al so descubridor, l'astrónomu d'Estaos Xuníos Carl Seyfert. Son xeneralmente galaxes espirales. En dellos casos la so rexón central ye bien brillosa, tantu que puede clisar al restu de la galaxa en sí.
Espectru editar
El espectru electromagnéticu de les galaxes Seyfert presenta llinies d'emisión d'hidróxenu, heliu, nitróxenu y osíxenu que destaquen pol so rellumu.
Preséntense dos tipos de llinies nel espectru visible:
- Unes llinies relativamente estreches que se presenten en transiciones típicamente prohibíes (transición dipolar magnética o cuadrupolar llétrica) que se denominen llinies prohibíes o a cencielles llinies estreches.
- Otres llinies que se presenten en transiciones dexaes, que pueden ser anches o estreches, y suélense denominar llinies dexaes. Nel casu de que sían anches denominar llinies anches. Según si preséntense o non estes llinies anches falamos de galaxes Seyfert 1 o galaxes Seyfert 2.
Les galaxes Seyfert clasifíquense como Tipu 1 o Tipu 2, dependiendo de si l'espectru amuesa llinies d'emisión estreches y anches, o solamente estreches. Les de Tipu 1 amuesen llinies de recombinación, tanto anches como delgaes, sobrepuestes y llinies prohibíes delgaes; les de Tipu 2 solo amuesen llinies delgaes tanto dexaes como prohibíes. Dellos autores llegaron a ampliar la clasificación dependiendo de les intensidá relativa ente les componentes estreches y anches (p.e. Tipu 1,5 o Tipu 1,9).
Variabilidá editar
La radiación electromagnético proveniente del nucleu de les galaxes Seyfert (tanto como'l continuu como delles llinies d'emisión) varia col tiempu. En ciertos casos varia en menos d'un añu, lo cual implica que la rexón d'emisión tien de tener menos d'un añu lluz de tamañu. Simples cálculos astronómicos indiquen que la radiación proveniente del nucleu ye del orde de 1-100 vegaes la lluminosidá qu'emite una galaxa espiral de tamañu normal, polo que nun dexa de ser estelante qu'una rexón tan "pequeña", del orde d'un añu lluz como se vio, xenere la enerxía equivalente a la qu'emiten miles de millones de galaxes nun tamañu 100 000 vegaes mayor. L'espectru del continuu revela amás que l'orixe de la radiación nun ye térmicu, esto ye, nun ye por cuenta de una acumuladura d'estrelles normales. Amás, el nucleu ye brillosu práuticamente en tol rangu espectral: dende los rayu gamma, pasando por rayos X, rayos ultravioleta, visible, infrarroxu y ondes de radio. Asemeyada cantidá de radiación en tol espectru electromagnéticu nuna rexón tan "pequeña" rique un mecanismu increíblemente enerxéticu.
Orixe de la emisión editar
Atribúyese'l notable anchu de les llinies d'emisión a una distribución de velocidaes relativamente grande nel gas qu'emite la radiación. Si tenemos en cuenta'l efeutu Doppler, esto ye, el desplazamientu de llonxitú d'onda o de frecuencia de la radiación electromagnético por cuenta de la velocidá de la fonte, puédense entós deducir les velocidaes a les que s'atopa'l gas emisor. Estes nubes tienen velocidaes d'ente 500 a 4000 km/s, y créense aniciaes por un conxuntu de nebuloses que tán a cierta distancia d'una fonte central bien intensa de radiación electromagnético.
Cada nube (o conxuntu de nubes) tien una velocidá relativa distinta dende la nuesa llinia de visión, y cuanto más rápidu xire'l gas en redol al furacu negru, más ancha va ser la llinia. Les llinies estreches créense aniciaes nel conxuntu de nubes más esternu onde la velocidá rotacional ye menor, mientres les llinies anches son aniciaes per nubes que tán relativamente cerca de la fonte emisora.
Esta descripción ye concordante col fechu de que nun se detecta variación nes llinies estreches, lo que trai que la rexón que les emite ta alloñada de la fonte central; en contraste, les llinies anches son variables a escales de tiempu curties.
La rexón qu'emite les llinies delgaes ye llamada NLR (narrow line region, rexón de llinies delgaes) y créese que ta conformada por un conxuntu de nubes asitiaes ente 1 a 1000 pc de la fonte central d'emisión. La so densidá ye lo suficientemente baxa como pa producir, amás de les tradicionales llinies de recombinación d'hidróxenu y d'heliu, emisión de llinies prohibíes, esto ye, emisión proveniente de ciertos átomos neutros o ionizados que n'estaos escitaos pueden producir radiación electromagnético de bien baxa probabilidá d'emisión pola mor precisamente de la baxa densidá reinante ellí.
La rexón qu'emite les llinies anches ye llamada BLR (broad line region, rexón de llinies anches). Probablemente allúguese a unos 0,05 pc de la fonte central y la so densidá ye mayor que la de la NLR, lo suficiente como para nun formar llinies prohibíes. Pero sí llinies de recombinación d'hidróxenu y heliu.
Modelu unificáu editar
El modelu ellaboráu nos postreros 40 años qu'esplica esta fenomenoloxía ye'l siguiente: esiste nel centru d'eses galaxes un furacu negru supermasivu, con mases del orde de 10⁸-10⁹ mases solares. A poques unidaes astronómiques atópase un discu de material gaseoso que ta sometíu a fuercies mafoses con una enorme turbulencia y que por cuenta de esto cai escontra'l furacu negru. Esto trai una notable perda d'enerxía potencial gravitacional, que ye enorme, teniendo en cuenta la enorme masa del cuerpu central. La perda de la enerxía potencial traducir nuna enorme lliberación d'enerxía radiante, principalmente na rexón del ultravioleta y los rayos X. Esta rexón fonte conozse como discu de acreción. La radiación proveniente d'ellí ye tan intensa que fai perder electrones a los átomos qu'integren nubes que tán en rexones yá bastante alloñaes. Dizse entós que la fonte ye emisora de radiación fotoionizante. Les nubes de gas se ionizan pero tarde o aína el sistema entra n'equilibriu: hai ionización, pero tamién el procesu inversu: recombinación. Estonces les nubes cercanes (BLR) como alloñaes (NLR) conviértense elles mesmes n'emisores de radiación. Pa esplicar por qué hai unes galaxes Seyfert de Tipu 1 y otres de Tipu 2 introduzse un elementu extra: la presencia d'un material oscurecedor ente la NLR y la BLR en forma de toroide, conformáu por polvu y gas molecular. Una galaxa ye de tipu Seyfert 2 porque vista dende la Tierra tien una orientación tal que'l toroide torga la observación de la BLR: solo vemos llinies delgaes. Una galaxa ye de tipu Seyfert 1 porque al ser reparada dende la Tierra la so orientación ye tal que'l toroide nun torgar la observación de la rexón más cercana al discu de acreción, esto ye, la BLR.[3].
En delles galaxes de Tipu 2, les componentes anches de les llinies de recombinación pueden ser reparaes en lluz polarizao porque la lluz ye esvalixada por un halo caliente y gaseosu qu'arrodia al nucleu, dexando reparales indireutamente. Esti efeutu foi reparáu per primer vegada na galaxa NGC 1068, una Seyfert de Tipu 2.[4].
Referencies editar
- ↑ Fath, Y. A. (1908). «Bulletin Number 149 - The spectra of some spiral nebulae and globular star clusters.». Lick Observatory Bulletin 5. 71-77. http://adsabs.harvard.edu/abs/1908LicOB...5...71F.
- ↑ Seyfert, C. K. (1943). «Nuclear Emission in Spiral Nebulae.». Astrophysical Journal 97. 28-+. http://adsabs.harvard.edu/abs/1943ApJ....97...28S.
- ↑ Antonucci, Robert (1993). «Unified models for active galactic nuclei and quasars». Annual review of astronomy and astrophysics 31. 473-521. http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ARA%26A..31..473A.
- ↑ Antonucci, R. R. J. y Miller, J. S. (1985). «Spectropolarimetry and the nature of NGC 1068». Astrophysical Journal 297. 621-632. http://adsabs.harvard.edu/abs/1985ApJ...297..621A.
Bibliografía editar
- Osterbrock, Donald Y.; Gary J. Ferland (2006). Astrophysics of Gaseous Nebulae and Active Galactic Nuclei, 2ª, Sausalito, CA: University Science Books. ISBN 1-891389-34-3.
- Kembhavi, Ajit K.; Narlikar, Jayant V. (1999). Quasars and active galactic nuclei : an introduction. Cambridge, O.K.: Cambridge University Press. ISBN 0-521-47477-9.
Enllaces esternos editar
Wikimedia Commons tien conteníu multimedia tocante a Galaxa Seyfert.
Datos: Q213930- Multimedia: Seyfert galaxies
