Upload
amaris
View
70
Download
0
Embed Size (px)
DESCRIPTION
AGN ACTIVE GALACTIC NUCLEI. Facultad de Ciencias CTE II 2007. GALAXIAS DE NÚCLEO ACTIVO. Galaxias Seyfert. Radio galaxias. Quasars. Blazars. GALAXIAS SEYFERT. Carl Seyfert: 1943. Galaxias con espectros de líneas de emisión anchas. En su mayoría espirales. - PowerPoint PPT Presentation
Citation preview
1
AGNACTIVE GALACTIC NUCLEI
Facultad de Ciencias
CTE II
2007
2
GALAXIAS DE NÚCLEO ACTIVO
• Galaxias Seyfert.
• Radio galaxias.
• Quasars.
• Blazars.
3
GALAXIAS SEYFERT
• Carl Seyfert: 1943.– Galaxias con espectros de líneas de
emisión anchas.– En su mayoría espirales.– Núcleo de apariencia “estelar”.
4
Galaxia Seyfert Galaxia normal
Fuente puntual
5
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
7
Radio lóbulos
Radio 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
11
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.
12
CONTINUO DE AGN
• Inicialmente índice espectral =1.
• Hoy 0.3 < < 2 sólo constante en radio e infrarrojo.
• No térmica.
Visible
F
13
RADIACIÓN SINCROTÓN
• Polarización.• Electrones relativistas cuya distribución de energías es una
ley exponencial.• F crece para → 0 (hasta que el plasma de electrones se
vuelve opaco a sí mismo).• Curva característica, distinta a la radiación térmica.
14
Seyfert
Seyfert
15
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 t = R/c• Por ejemplo:t = 1día → R = 1 día luz• Típicamente:t = 1hora → R = 7.2 u.a.
122
1 coscos llRl
Rl
121
,1cos1 llRl
R
tc
c
vtcRtcR
c
Rt
2
2
1,
16
LÍMITE DE EDDINGTON
)104(
105.1
%,7.0
)1(02.0
4
26
31
12
WattL
WattM
ML
HX
kgmXk
Mk
GcL
SOL
ED
electrondisp
ED
• Límite superior de luminosidad– simetría esférica
– fuerza de gravedad
– presión de radiación
– opacidad debida a la dispersión por electrones
17
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
103.3
105.1
105
MG
RcM
c
GMRS
82
2
107.32
2
AGUJERO NEGROSUPERMASIVO
18
• Galaxias de tipo temprano.• Típicas líneas de absorción de estrellas gigantes
rojas.
GALAXIAS “NORMALES”
19
• Galaxias de tipo intermedio.• Líneas de emisión de Balmer.
– H: 656.3 nm (3→2), H: 486.1 nm (4→2).
H
H
OII
OIII
GALAXIAS “NORMALES”
20
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.
HOII
H OIII
21
anchas
finas
finas
H
H
H
22
correspondencia
H
H
H
23
ENSANCHAMIENTO DOPPLER
22
2
Bk
mcT
c
v
• 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
24
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.
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.
26
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.
29
Seyfert 2
Líneas angostas
Líneas anchas
Seyfert 1
30
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.
31
UNIFICACIÓN GLOBAL
• Correlación de luminosidades:– continuo carente de
rasgos (alrededor de 480 nm)
– línea H
• Sy1, Sy2, BLRG, NLRG, Quasars y QSO’s lo verifican.
• Continuo produciría la emisión de las líneas.
32
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
cMLdisk
• Órbitas estables:
– r = 3 RS ↔ 5.72% energía de unión gravitatoria es masa en reposo.
– r = 0.5 RS ↔ 42.23%
33
DINÁMICA DEL MODELO
MG
luzmess
km
G
rvM 8
2
2
1015000
1 parsec
1 mes luz
34
CONSUMO
• Quasars más luminosos: 1 a 10 M☼ por año.
• AGN’s menos luminosos, requieren 10 a 100 veces menos.
423.00572.0
2
cMLdisk
Ldisk = LEddington
M = 108 M☼
= 0.1
Ldisk = 1.5 × 1039 Watt
35
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.
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?
41
LA ÉPOCA DE LOS QUASARS
• Mayor número en el pasado.
• Máximo hacia z ~ 2.2.• ¿Formación de los
quasars o problema con las observaciones?
42
¿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.
43
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.
44
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?
46
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.