Hispanopedia Wiki
Articulo de referencia

núcleo galáctico activo

Un núcleo galáctico activo ( AGN ) es una región compacta en el centro de una galaxia que emite una cantidad significativa de energía en todo el espectro electromagnético , con ...

Hispanopedia WikiContenido en espanolLectura gratuita

Un núcleo galáctico activo ( AGN ) es una región compacta en el centro de una galaxia que emite una cantidad significativa de energía en todo el espectro electromagnético , con características que indican que esta luminosidad no es producida por las estrellas . Se han observado tales emisiones no estelares en exceso en las bandas de radio , microondas , infrarrojo , óptico , ultravioleta , rayos X y rayos gamma . Una galaxia que alberga un AGN se denomina galaxia activa . Se postula que la radiación no estelar de un AGN es el resultado de la acreción de materia por un agujero negro supermasivo en el centro de su galaxia anfitriona. El agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea no está activo actualmente, pero se cree que lo estuvo hace unos 8 mil millones de años.

Los núcleos galácticos activos son las fuentes persistentes más luminosas de radiación electromagnética en el universo y, como tales, pueden usarse como un medio para descubrir objetos distantes; su evolución en función del tiempo cósmico también impone restricciones a los modelos del cosmos . Las características observadas de un AGN dependen de varias propiedades como la masa del agujero negro central, la tasa de acreción de gas sobre el agujero negro, la orientación del disco de acreción , el grado de oscurecimiento del núcleo por polvo y la presencia o ausencia de chorros . Se han definido numerosas subclases de AGN en función de sus características observadas; los AGN más potentes se clasifican como cuásares . Un blazar es un AGN con un chorro apuntando hacia la Tierra, en el que la radiación del chorro se ve potenciada por el colimación relativista .

Historia

El cuásar 3C 273 fue observado por el Telescopio Espacial Hubble . El chorro relativista de 3C 273 aparece a la izquierda del brillante cuásar, y las cuatro líneas rectas que apuntan hacia afuera desde la fuente central son picos de difracción causados ​​por la óptica del telescopio.

Durante la primera mitad del siglo XX, las observaciones fotográficas de galaxias cercanas detectaron algunas firmas características de emisión de núcleos galácticos activos, aunque todavía no había una comprensión física de la naturaleza del fenómeno AGN. Algunas de las primeras observaciones incluyeron la primera detección espectroscópica de líneas de emisión de los núcleos de NGC 1068 y Messier 81 por Edward Fath (publicado en 1909), [ 1 ] y el descubrimiento del chorro en Messier 87 por Heber Curtis (publicado en 1918). [ 2 ] Estudios espectroscópicos adicionales por astrónomos como Vesto Slipher , Milton Humason y Nicholas Mayall notaron la presencia de líneas de emisión inusuales en algunos núcleos de galaxias. [ 3 ] [ 4 ] [ 5 ] [ 6 ] En 1943, Carl Seyfert publicó un artículo en el que describió observaciones de galaxias cercanas que tenían núcleos brillantes que eran fuentes de líneas de emisión inusualmente anchas. [ 7 ] Las galaxias observadas como parte de este estudio incluyeron NGC 1068 , NGC 4151 , NGC 3516 y NGC 7469. Las galaxias activas como estas se conocen como galaxias Seyfert en honor al trabajo pionero de Seyfert.

El desarrollo de la radioastronomía fue un catalizador importante para la comprensión de los AGN. Algunas de las primeras fuentes de radio detectadas son galaxias elípticas activas cercanas , como Messier 87 y Centaurus A. [ 8 ] Otra fuente de radio, Cygnus A , fue identificada por Walter Baade y Rudolph Minkowski como una galaxia distorsionada por las mareas con un espectro de líneas de emisión inusual, con una velocidad de recesión de 16 700 kilómetros por segundo. [ 9 ] El estudio de radio 3C condujo a un mayor progreso en el descubrimiento de nuevas fuentes de radio, así como a la identificación de las fuentes de luz visible asociadas con la emisión de radio. En imágenes fotográficas, algunos de estos objetos tenían una apariencia casi puntual o cuasiestelar, y fueron clasificados como fuentes de radio cuasiestelares (más tarde abreviadas como "cuásares").

El astrofísico soviético-armenio Viktor Ambartsumian introdujo el concepto de núcleos galácticos activos a principios de la década de 1950. [ 10 ] En la Conferencia Solvay sobre Física de 1958, Ambartsumian presentó un informe en el que argumentaba que «las explosiones en los núcleos galácticos provocan la expulsión de grandes cantidades de masa. Para que se produzcan estas explosiones, los núcleos galácticos deben contener cuerpos de enorme masa y naturaleza desconocida. A partir de este momento, los núcleos galácticos activos (AGN) se convirtieron en un componente clave de las teorías de la evolución galáctica». [ 11 ] Su idea fue recibida inicialmente con escepticismo. [ 12 ] [ 13 ]

Un gran avance fue la medición del corrimiento al rojo del cuásar 3C 273 por Maarten Schmidt , publicada en 1963. [ 14 ] Schmidt señaló que si este objeto era extragaláctico (fuera de la Vía Láctea , a una distancia cosmológica), entonces su gran corrimiento al rojo de 0,158 implicaba que era la región nuclear de una galaxia aproximadamente 100 veces más potente que otras radiogalaxias que se habían identificado. Poco después, se utilizaron espectros ópticos para medir los corrimientos al rojo de un número creciente de cuásares, incluido 3C 48 , aún más distante con un corrimiento al rojo de 0,37. [ 15 ]

Las enormes luminosidades de estos cuásares, así como sus inusuales propiedades espectrales, indicaban que su fuente de energía no podía ser estrellas ordinarias. La acreción de gas sobre un agujero negro supermasivo fue sugerida como la fuente de energía de los cuásares en artículos de Edwin Salpeter y Yakov Zeldovich en 1964. [ 16 ] En 1969, Donald Lynden-Bell propuso que las galaxias cercanas contienen agujeros negros supermasivos en sus centros como reliquias de cuásares "muertos", y que la acreción de agujeros negros era la fuente de energía para la emisión no estelar en galaxias Seyfert cercanas. [ 17 ] En las décadas de 1960 y 1970, las primeras observaciones de astronomía de rayos X demostraron que las galaxias Seyfert y los cuásares son fuentes poderosas de emisión de rayos X, que se origina en las regiones internas de los discos de acreción de agujeros negros.

En la actualidad, los núcleos galácticos activos (AGN) constituyen un tema central de la investigación astrofísica, tanto observacional como teórica . La investigación sobre AGN abarca estudios observacionales para detectarlos en amplios rangos de luminosidad y corrimiento al rojo, el estudio de la evolución cósmica y el crecimiento de los agujeros negros, estudios de la física de la acreción de agujeros negros y la emisión de radiación electromagnética por parte de los AGN, el análisis de las propiedades de los chorros y las eyecciones de materia de los AGN, y el impacto de la acreción de agujeros negros y la actividad de los cuásares en la evolución de las galaxias .

Modelos

Desde finales de la década de 1960 se ha argumentado [ 18 ] que un AGN debe estar alimentado por la acreción de masa sobre agujeros negros masivos (de 10⁶ a 10¹⁰ veces la masa solar ). Los AGN son compactos y persistentemente extremadamente luminosos. La acreción puede potencialmente dar una conversión muy eficiente de energía potencial y cinética en radiación, y un agujero negro masivo tiene una alta luminosidad de Eddington . Como resultado, puede proporcionar la alta luminosidad persistente observada. Ahora se cree que existen agujeros negros supermasivos en los centros de la mayoría, si no de todas, las galaxias masivas, ya que la masa del agujero negro se correlaciona bien con la dispersión de velocidad del bulbo galáctico (la relación M-sigma ) o con la luminosidad del bulbo. [ 19 ] Por lo tanto, se esperan características similares a las de un AGN siempre que un suministro de material para la acreción se encuentre dentro de la esfera de influencia del agujero negro central.

disco de acreción

En el modelo estándar de AGN, el material frío cercano a un agujero negro forma un disco de acreción . Los procesos disipativos en el disco de acreción transportan materia hacia adentro y momento angular hacia afuera, mientras que provocan que el disco de acreción se caliente. El espectro esperado de un disco de acreción alcanza su máximo en la banda de longitud de onda óptico-ultravioleta; además, se forma una corona de material caliente sobre el disco de acreción que puede dispersar fotones por efecto Compton inverso hasta energías de rayos X. La radiación del disco de acreción excita el material atómico frío cercano al agujero negro, y este a su vez irradia en líneas de emisión particulares . Una gran fracción de la radiación del AGN puede estar oscurecida por el gas y el polvo interestelar cerca del disco de acreción, pero (en una situación de estado estacionario) esta será re-irradiada en alguna otra banda de longitud de onda, muy probablemente en el infrarrojo.

chorros relativistas

Imagen tomada por el Telescopio Espacial Hubble de un chorro de 5000 años luz de longitud expulsado por la galaxia activa M87 . La radiación sincrotrón azul contrasta con la luz estelar amarilla de la galaxia anfitriona.

Algunos discos de acreción producen chorros gemelos, altamente colimados y de flujo rápido que emergen en direcciones opuestas desde cerca del disco. [ 20 ] La dirección de la eyección del chorro está determinada por el eje de momento angular del disco de acreción o el eje de rotación del agujero negro. El mecanismo de producción del chorro y, de hecho, la composición del chorro a escalas muy pequeñas no se comprenden en la actualidad debido a que la resolución de los instrumentos astronómicos es demasiado baja. Los chorros tienen sus efectos observacionales más obvios en la banda de ondas de radio, donde la interferometría de muy larga base se puede utilizar para estudiar la radiación sincrotrón que emiten a resoluciones de escalas subparsec . Sin embargo, irradian en todas las bandas de ondas desde el radio hasta el rango de rayos gamma a través del proceso de dispersión sincrotrón y Compton inverso , por lo que los chorros de AGN son una segunda fuente potencial de cualquier radiación continua observada.

AGN radiativamente ineficiente

Existe una clase de soluciones "radiativamente ineficientes" a las ecuaciones que rigen la acreción. Existen varias teorías, pero la más conocida es el Flujo de Acreción Dominado por Advección (ADAF). [ 21 ] En este tipo de acreción, que es importante para tasas de acreción muy por debajo del límite de Eddington , la materia acrecentada no forma un disco delgado y, en consecuencia, no irradia eficientemente la energía que adquirió al acercarse al agujero negro. La acreción radiativamente ineficiente se ha utilizado para explicar la falta de radiación fuerte tipo AGN de ​​agujeros negros masivos en los centros de galaxias elípticas en cúmulos, donde de otro modo podríamos esperar altas tasas de acreción y luminosidades correspondientemente altas. [ 22 ] Se esperaría que los AGN radiativamente ineficientes carecieran de muchas de las características típicas de los AGN estándar con un disco de acreción.

Aceleración de partículas

Los AGN son una fuente candidata de rayos cósmicos de alta y ultra alta energía (véase también Mecanismo centrífugo de aceleración ) .

Características de observación

Entre las muchas características interesantes de los AGN: [ 23 ]

Tipos

Los AGN observados se agrupan en docenas de clases diferentes, a veces superpuestas. [ 23 ] Los AGN se clasifican según múltiples criterios. Dos AGN pueden pertenecer al mismo grupo según observaciones en una longitud de onda y a grupos diferentes según observaciones en otra longitud de onda. Se cree que estas cuestiones reflejan las etapas iniciales de la comprensión de los AGN. Las clasificaciones basadas en observaciones aún no se han interpretado con modelos físicos consistentes. [ 24 ]

Uno de los criterios es la relación de emisión radioeléctrica a óptica o parámetro de sonoridad radioeléctrica, R=L5GRAMOHzLB,{\displaystyle R={\frac {L_{5GHz}}{L_{B}}},} dóndeL5GRAMOHz{\displaystyle L_{5GHz}}es la luminosidad en la  banda de radio de 5 GHz yLB{\displaystyle L_{B}}es la luminosidad óptica. El AGN conR≫10{\displaystyle R\gg 10}yL5GRAMOHz>1025Jy{\displaystyle L_{5GHz}>10^{25}{\textrm {Jy}}}Se denominan radiofuertes, de lo contrario son radiosilenciosos. Esta relación es sospechosa en casos donde la emisión óptica puede estar oscurecida por polvo y luz estelar directa a lo largo de la línea hacia el AGN. Alternativamente, esta división puede definirse como un corte de luminosidad de radio en una frecuencia fija, por ejemploL1.4GRAMOHz>1024W/Hz.{\displaystyle L_{1,4GHz}>10^{24}{\textrm {W}}/{\textrm {Hz}}.}[ 24 ]

Un segundo criterio es la existencia de líneas de emisión anchas en el espectro óptico: el tipo 1 tiene líneas anchas, pero el tipo 2 no. [ 25 ]

AGN silenciosa en radio

Cuando la galaxia asociada a un AGN es ópticamente resoluble, se denomina galaxia Seyfert . Estas se clasifican como de tipo 1 o tipo 2 según la existencia de líneas de emisión anchas. [ 25 ]

  • Cuásares radio-silenciosos o QSO. Estos son esencialmente versiones más luminosas de las galaxias Seyfert 1. La distinción entre radio-fuertes y radio-silenciosos es arbitraria y generalmente se expresa en términos de una magnitud óptica límite o una relación de luminosidad óptica a radio. [ 26 ] Los cuásares eran originalmente 'cuasiestelares' en imágenes ópticas, porque tenían luminosidades ópticas mayores que la de su galaxia anfitriona. Siempre muestran una fuerte emisión continua óptica, emisión continua de rayos X y líneas de emisión ópticas anchas y estrechas. Algunos astrónomos usan el término QSO (Objeto Cuasiestelar) para esta clase de AGN, reservando 'cuásar' para los objetos radio-fuertes, mientras que otros astrónomos hablan de cuásares radio-silenciosos y radio-fuertes. Las galaxias anfitrionas de los cuásares pueden ser espirales, irregulares o elípticas. Existe una correlación entre la luminosidad del cuásar y la masa de su galaxia anfitriona, de modo que los cuásares más luminosos habitan las galaxias más masivas (elípticas).
  • Cuásares 2. Por analogía con las galaxias Seyfert 2, se trata de objetos con luminosidades similares a las de los cuásares, pero sin una fuerte emisión continua nuclear óptica ni emisión de líneas anchas. Son escasos en los estudios, aunque se han identificado varios posibles candidatos a cuásares 2.

AGN con gran volumen de radio

Existen varios subtipos de núcleos galácticos activos con alta emisión de radio.

  • Los cuásares con emisión de radio intensa se comportan exactamente igual que los cuásares sin emisión de radio, con la diferencia de que presentan emisión proveniente de un chorro. Por lo tanto, muestran una fuerte emisión continua óptica, líneas de emisión anchas y estrechas, y una fuerte emisión de rayos X, junto con emisión nuclear y, a menudo, emisión de radio extendida.
  • Los " blazares " ( objetos BL Lacertae (BL Lac) y cuásares de variabilidad óptica violenta (OVV) ) se distinguen por emisiones ópticas, de radio y de rayos X polarizadas y de rápida variabilidad. Los objetos BL Lac no muestran líneas de emisión ópticas, ni anchas ni estrechas, por lo que sus corrimientos al rojo solo pueden determinarse a partir de características en los espectros de sus galaxias anfitrionas. Las características de las líneas de emisión pueden estar intrínsecamente ausentes o simplemente enmascaradas por el componente variable adicional. En este último caso, las líneas de emisión pueden hacerse visibles cuando el componente variable está en un nivel bajo. [ 27 ] Los cuásares OVV se comportan más como cuásares estándar de emisión de radio intensa con la adición de un componente de rápida variabilidad. En ambas clases de fuentes, se cree que la emisión variable se origina en un chorro relativista que está orientado cerca de la línea de visión. Los efectos relativistas amplifican tanto la luminosidad del chorro como la amplitud de la variabilidad.
  • Galaxias de radio . Estos objetos muestran emisión nuclear y de radio extendida. Sus otras propiedades AGN son heterogéneas. Se pueden dividir a grandes rasgos en clases de baja excitación y alta excitación. [ 28 ] [ 29 ] Los objetos de baja excitación no muestran líneas de emisión estrechas o anchas fuertes, y las líneas de emisión que tienen pueden ser excitadas por un mecanismo diferente. [ 30 ] Su emisión nuclear óptica y de rayos X es consistente con originarse puramente en un chorro. [ 31 ] [ 32 ] Pueden ser los mejores candidatos actuales para AGN con acreción radiativamente ineficiente. Por el contrario, los objetos de alta excitación (galaxias de radio de línea estrecha) tienen espectros de líneas de emisión similares a los de las Seyfert 2. La pequeña clase de galaxias de radio de línea ancha, que muestran una emisión continua óptica nuclear relativamente fuerte [ 33 ] probablemente incluye algunos objetos que son simplemente cuásares radio-fuertes de baja luminosidad. Las galaxias anfitrionas de las radiogalaxias, cualquiera que sea el tipo de línea de emisión que presenten, son esencialmente siempre elípticas.

Modelos unificados

Modelos AGN unificados [ 34 ]

Los modelos unificados proponen que las diferentes clases observacionales de AGN son un solo tipo de objeto físico observado bajo diferentes condiciones. Un modelo de unificación "estricto" propone que las diferencias aparentes entre los diferentes tipos de objetos surgen simplemente debido a sus diferentes orientaciones del chorro y el toro de oscurecimiento vistos desde la Tierra. El toro de oscurecimiento, también llamado "toro de polvo", es una capa exterior fría que rodea un disco de acreción. [ 35 ] Este modelo ha tenido un éxito parcial, mostrando, por ejemplo, que las galaxias Seyfert de tipo 1 y 2 son los mismos tipos de AGN vistos de manera diferente. [ 23 ] : 36 [ 36 ] [ 34 ]

Otros efectos que podrían llevar a que un mismo tipo de objeto astrofísico tenga características observacionales distintivas incluyen la tasa de acreción, la fuerza del chorro relativista, los efectos de oscurecimiento de la galaxia que rodea al AGN o el tiempo de observación en relación con la formación del AGN. Los AGN son objeto de numerosos estudios en curso que buscan esclarecer su naturaleza. [ 23 ] : 37

Efectos en los planetas

Se espera que todos los agujeros negros supermasivos en el centro de las galaxias hayan experimentado una alta actividad de núcleos galácticos activos (AGN) para alcanzar la masa que observamos hoy. Estos periodos de alta actividad AGN pueden afectar potencialmente las atmósferas de los planetas y su habitabilidad . Es probable que los planetas ubicados en galaxias compactas como las " Pepitas Rojas " se vean más afectados que los ubicados en galaxias elípticas típicas como M87 o galaxias espirales como la Vía Láctea . Para un planeta con una alta cantidad de oxígeno inicial en su atmósfera, la radiación AGN podría propiciar una capa de ozono más gruesa , posiblemente al protegerlo de otra radiación UV . Esto podría aumentar la habitabilidad del planeta. [ 37 ]

El agujero negro supermasivo en el centro de nuestra galaxia ( Sagitario A* ) experimentó una fase de actividad AGN hace 8 mil millones de años. Esto habría causado la pérdida de atmósferas en planetas dentro de 1 kpc, comparable a la Tierra actual . La radiación de rayos X y ultravioleta extrema también habría causado daños biológicos a la vida superficial en planetas sin la protección adecuada. Esto podría haber dificultado el desarrollo de vida compleja dentro de unos pocos kiloparsecs. [ 38 ]

La energía inherente de los AGN también puede calentar la atmósfera de los planetas, provocando su escape atmosférico . El efecto combinado de los flujos de salida de los AGN probablemente haría inhabitables todos los planetas situados a menos de 1 kpc (~ 3262 años luz ) del centro de una galaxia. [ 39 ]

Ejemplos

Quásar

  • 3C 273 : El primer cuásar identificado, notable por sus chorros relativistas (z=0,158).
  • 3C 48 : Uno de los cuásares más antiguos conocidos con un corrimiento al rojo medido (z=0,367).
  • TON 618 : Un cuásar ultraluminoso que alberga uno de los agujeros negros más masivos conocidos (~66 mil millones de masas solares), ubicado a un corrimiento al rojo de z=2,219.
  • Cuásar Gemelo : El primer cuásar con lente gravitacional, dividido en dos imágenes por una galaxia intermedia (z=1,41).
  • Cruz de Einstein : Un cuásar dividido en cuatro imágenes que forman una cruz, demostrando el efecto de lente gravitacional predicho por la relatividad general (z=1,695).
  • Pōniuāʻena : Uno de los cuásares más distantes conocidos (z=7,52), formado unos 700 millones de años después del Big Bang, que ofrece información sobre la formación temprana de los agujeros negros.
  • CTA-102 : Un cuásar con fuerte emisión de radio conocido por su variabilidad (z=1,037).
  • Cuásar Cloverleaf : Un cuásar dividido en cuatro imágenes que se asemejan a un trébol, la fuente de emisión de CO de alto desplazamiento al rojo más brillante conocida (z=2,558).

Radio Galaxy

  • Messier 87 : Una galaxia elíptica gigante con un agujero negro supermasivo (6.500 millones de masas solares), fotografiada por el Telescopio del Horizonte de Sucesos en 2019. Sus chorros se extienden miles de años luz (z=0,00428).
  • Centaurus A : Una de las radiogalaxias más cercanas, conocida por sus franjas de polvo y chorros relativistas (0,00183).
  • Cygnus A : Una potente fuente de radio identificada con una galaxia distorsionada por las fuerzas de marea, un punto de referencia para estudiar la retroalimentación de los AGN (z=0,0561).
  • Hércules A : Presenta enormes chorros de radio que abarcan aproximadamente 1 millón de años luz, observados con radiotelescopios como el VLA (z=0,154).
  • Alcyoneus : La mayor radiogalaxia conocida, con chorros que se extienden a lo largo de 16,3 millones de años luz, descubierta utilizando LOFAR (z=0,2467).
  • TGSS J1530+1049 : La radiogalaxia más distante conocida (z=5,72), que proporciona información sobre las estructuras del universo primitivo.

Galaxia Seyfert

  • Messier 77 : Una galaxia Seyfert de tipo 2 prototípica con anillos de formación estelar, estudiada extensamente utilizando ALMA para interacciones con agujeros negros (z=0,00379).
  • NGC 4151 : Una Seyfert clásica de tipo 1, conocida por su emisión de rayos X variable y un disco de acreción bien estudiado (z=0,00332).
  • Galaxia Circinus : Una galaxia Seyfert de tipo 2 cercana con anillos de gas eyectados, brillante en infrarrojo debido al polvo (z=0,00145).
  • NGC 7469 : Una Seyfert 1 luminosa en infrarrojo con actividad de formación estelar, incluida en los primeros estudios de Seyfert (z=0,0163).
  • NGC 7319 : Parte del Quinteto de Stephan , alberga un AGN oculto revelado por observaciones del Telescopio Webb (z=0,0225).
  • Markarian 231 : Una galaxia infrarroja ultraluminosa con un AGN similar a un cuásar, que muestra evidencia de una fusión importante (z=0,0415).

Blazar

  • BL Lacertae : El prototipo de objeto BL Lac, caracterizado por líneas de emisión mínimas y variabilidad (z=0,069).
  • Markarian 501 : Un blazar de TeV conocido por sus llamaradas de rayos gamma y estudios de chorros; un objetivo clave para la astronomía de alta energía (z=0,034).
  • PKS 0537-286 : Un blazar de rayos gamma distante, una de las principales fuentes de rayos gamma de la NASA, que investiga los agujeros negros del universo primitivo (z=3,104).

Véase también

Referencias

  1. ↑ Fath, Edward A. (1909). "Los espectros de algunas nebulosas espirales y cúmulos estelares globulares". Lick Observatory Bulletin . 5 : 71. Bibcode : 1909LicOB...5...71F . doi : 10.5479/ADS/bib/1909LicOB.5.71F . hdl : 2027/uc1.c2914873 .
  2. ↑ Curtis, Heber D. (1918). "Descripciones de 762 nebulosas y cúmulos fotografiados con el reflector Crossley". Publicaciones del Observatorio Lick . 13 :9. Bibcode : 1918PLicO..13....9C .
  3. ↑ Slipher, Vesto (1917). "El espectro y la velocidad de la nebulosa NGC 1068 (M 77)". Boletín del Observatorio Lowell . 3 : 59. Bibcode : 1917LowOB...3...59S .
  4. ↑ Humason, Milton L. (1932). "El espectro de emisión de la nebulosa extragaláctica NGC 1275" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 44 (260): 267. Bibcode : 1932PASP...44..267H . doi : 10.1086/124242 .
  5. ↑ Mayall, Nicholas U. (1934). "El espectro de la nebulosa espiral NGC 4151" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 46 (271): 134. Bibcode : 1934PASP...46..134M . doi : 10.1086/124429 . S2CID 119741164 . 
  6. ↑ Mayall, Nicholas U. (1939). "La aparición de λ3727 [ O II ] en los espectros de nebulosas extragalácticas" . Lick Observatory Bulletin . 19 : 33. Bibcode : 1939LicOB..19...33M . doi : 10.5479/ADS/bib/1939LicOB.19.33M .
  7. ↑ Seyfert, Carl K. (1943). "Emisión nuclear en nebulosas espirales". The Astrophysical Journal . 97 : 28. Bibcode : 1943ApJ....97...28S . doi : 10.1086/144488 .
  8. ↑ Bolton, JG; Stanley, GJ; Slee, OB (1949). "Posiciones de tres fuentes discretas de radiación de radiofrecuencia galáctica" . Nature . 164 (4159): 101. Bibcode : 1949Natur.164..101B . doi : 10.1038/164101b0 . S2CID 4073162 . 
  9. ↑ Baade, Walter; Minkowski, Rudolph (1954). "Identificación de las fuentes de radio en Cassiopeia, Cygnus A y Puppis A". The Astrophysical Journal . 119 : 206. Bibcode : 1954ApJ...119..206B . doi : 10.1086/145812 .
  10. ↑ Israelian, Garik (1997). "Obituario: Victor Amazaspovich Ambartsumian, 1912 [ es decir, 1908 ] –1996" . Boletín de la Sociedad Astronómica Americana . 29 (4): 1466–1467 . Archivado del original el 11 de septiembre de 2015.
  11. ↑ McCutcheon, Robert A. (1 de noviembre de 2019). "Ambartsumian, Viktor Amazaspovich" . Diccionario completo de biografía científica . Encyclopedia.com . Archivado del original el 3 de diciembre de 2019.
  12. ↑ Petrosian, Artashes R.; Harutyunian, Haik A.; Mickaelian, Areg M. (junio de 1997). "Victor Amazasp Ambartsumian" . Physics Today . 50 (6): 106. doi : 10.1063/1.881754 .( PDF )
  13. ↑ Komberg, BV (1992). "Cuásares y núcleos galácticos activos". En Kardashev, NS (ed.). Astrofísica en el umbral del siglo XXI . Taylor & Francis . pág. 253 . 
  14. ↑ Schmidt, Maarten (1963). "3C 273 : Un objeto similar a una estrella con un gran desplazamiento al rojo" . Nature . 197 (4872): 1040. Bibcode : 1963Natur.197.1040S . doi : 10.1038/1971040a0 . S2CID 4186361 .  
  15. ↑ Greenstein, JL; Matthews, TA (1963). "Desplazamiento al rojo de la inusual fuente de radio: 3C 48". Nature . 197 (4872): 1041. Bibcode : 1963Natur.197.1041G . doi : 10.1038/1971041a0 . S2CID 4193798 . 
  16. ↑ Shields, GA (1999). "Una breve historia de los núcleos galácticos activos". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 111 (760): 661. arXiv : astro-ph/9903401 . Bibcode : 1999PASP..111..661S . doi : 10.1086/316378 . S2CID 18953602 . 
  17. ↑ Lynden-Bell, Donald (1969). "Núcleos galácticos como cuásares antiguos colapsados". Nature . 223 (5207): 690. Bibcode : 1969Natur.223..690L . doi : 10.1038/223690a0 . S2CID 4164497 . 
  18. ↑ Lynden-Bell, Donald (1969). "Núcleos galácticos como cuásares antiguos colapsados". Nature . 223 (5207): 690– 694. Bibcode : 1969Natur.223..690L . doi : 10.1038/223690a0 . S2CID 4164497 . 
  19. ↑ Marconi, A.; LK Hunt (2003). "La relación entre la masa del agujero negro, la masa del bulbo y la luminosidad del infrarrojo cercano". The Astrophysical Journal . 589 (1): L21– L24. arXiv : astro-ph/0304274 . Bibcode : 2003ApJ...589L..21M . doi : 10.1086/375804 . S2CID 15911138 . 
  20. ↑ Blandford, RD; Rees, MJ (1974). "Un modelo de "doble escape" para fuentes de radio dobles" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 169 (3): 395– 415. Bibcode : 1974MNRAS.169..395B . doi : 10.1093/mnras/169.3.395 . ISSN 0035-8711 . 
  21. ↑ Narayan, R.; Yi, I. (1994). "Advection-Dominated Accretion: A Self-Similar Solution". Astrophys. J . 428 : L13. arXiv : astro-ph/9403052 . Bibcode : 1994ApJ...428L..13N . doi : 10.1086/187381 . S2CID 8998323 . 
  22. ↑ Fabian, AC; Rees, MJ (1995). "La luminosidad de acreción de un agujero negro masivo en una galaxia elíptica" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 277 (2): L55– L58. arXiv : astro-ph/9509096 . Bibcode : 1995MNRAS.277L..55F . doi : 10.1093/mnras/277.1.L55 . S2CID 18890265 . 
  23. 1 2 3 4 Padovani, P.; Alexander, DM; Assef, RJ; De Marco, B.; Giommi, P.; Hickox, RC; Richards, GT; Smolčić, V.; Hatziminaoglou, E.; Mainieri, V.; Salvato, M. (noviembre de 2017). "Núcleos galácticos activos: ¿qué hay en un nombre?" . The Astronomy and Astrophysics Review . 25 (1): 2. arXiv : 1707.07134 . Bibcode : 2017A & ARv..25....2P . doi : 10.1007/s00159-017-0102-9 . ISSN 0935-4956 . 
  24. 1 2 Tadhunter, Clive (diciembre de 2016). "Radio AGN en el universo local: unificación, activación y evolución" . The Astronomy and Astrophysics Review . 24 (1) 10. arXiv : 1605.08773 . Bibcode : 2016A & ARv..24...10T . doi : 10.1007/s00159-016-0094-x . ISSN 0935-4956 . 
  25. 1 2 Pizzetti, A (2024). Hacia el toro y más allá: un estudio de rayos X de la morfología de los toros de AGN (tesis doctoral). Universidad de Clemson . Recuperado el 22 de diciembre de 2025 .
  26. ↑ Kellermann, KI; Condon, JJ; Kimball, AE; Perley, RA; Ivezić, Željko (noviembre de 2016). "QSOs radio-fuertes y radio-silenciosos" . The Astrophysical Journal . 831 (2): 168. arXiv : 1608.04586 . Bibcode : 2016ApJ...831..168K . doi : 10.3847/0004-637X/831/2/168 . ISSN 0004-637X . 
  27. ↑ Vermeulen, RC; Ogle, PM; Tran, HD; Browne, IWA; Cohen, MH; Readhead, ACS; Taylor, GB; Goodrich, RW (1995). "¿Cuándo BL Lac no es un BL Lac?" . The Astrophysical Journal Letters . 452 (1): 5– 8. Bibcode : 1995ApJ...452L...5V . doi : 10.1086/309716 .
  28. ↑ Hine, RG; Longair, MS (1979). "Espectros ópticos de 3 radiogalaxias CR" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 188 : 111–130 . Bibcode : 1979MNRAS.188..111H . doi : 10.1093/mnras/188.1.111 .
  29. ↑ Laing, RA; Jenkins, CR; Wall, JV; Unger, SW (1994). "Espectrofotometría de una muestra completa de fuentes de radio 3CR: implicaciones para modelos unificados". El primer simposio de Stromlo: la física de las galaxias activas. Serie de conferencias de la ASP . 54 : 201. Bibcode : 1994ASPC...54..201L .
  30. ↑ Baum, SA; Zirbel, EL; O'Dea, Christopher P. (1995). "Hacia la comprensión de la dicotomía Fanaroff-Riley en la morfología y potencia de las fuentes de radio". The Astrophysical Journal . 451 : 88. Bibcode : 1995ApJ...451...88B . doi : 10.1086/176202 .
  31. ↑ Chiaberge, M.; Capetti, A.; Celotti, A. (2002). "Understanding the nature of FRII optical nuclei: a new diagnostic plane for radio galaxies". Astron. Astrophys . 394 (3): 791– 800. arXiv : astro-ph/0207654 . Bibcode : 2002A & A...394..791C . doi : 10.1051/0004-6361:20021204 . S2CID 4308057 . 
  32. ↑ Hardcastle, MJ; Evans, DA; Croston, JH (2006). "Los núcleos de rayos X de fuentes de radio de desplazamiento al rojo intermedio" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 370 (4): 1893– 1904. arXiv : astro-ph/0603090 . Bibcode : 2006MNRAS.370.1893H . doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10615.x . S2CID 14632376 . 
  33. ↑ Grandi, SA; Osterbrock, DE (1978). "Espectros ópticos de radiogalaxias". Astrophysical Journal . 220 (Parte 1): 783. Bibcode : 1978ApJ...220..783G . doi : 10.1086/155966 .
  34. 1 2 Urry, P.; Padovani, Paolo (1995). "Esquemas unificados para AGN radioloud". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 107 : 803–845 . arXiv : astro-ph/9506063 . Bibcode : 1995PASP..107..803U . doi : 10.1086/133630 . S2CID 17198955 . 
  35. ↑ Hickox, Ryan C.; Alexander, David M. (14 de septiembre de 2018). "Núcleos galácticos activos oscurecidos" . Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 56 : 625–671 . arXiv : 1806.04680 . Bibcode : 2018ARA & A..56..625H . doi : 10.1146/annurev-astro-081817-051803 . ISSN 0066-4146 . 
  36. ↑ Antonucci, R. (1993). "Modelos unificados para núcleos galácticos activos y cuásares". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 31 (1): 473– 521. Bibcode : 1993ARA & A..31..473A . doi : 10.1146/annurev.aa.31.090193.002353 .
  37. ↑ Sippy, Kendall I.; Eager-Nash, Jake K.; Hickox, Ryan C.; Mayne, Nathan J.; Brumback, McKinley C. (2025). "Impactos de la radiación UV de un AGN en atmósferas planetarias y consecuencias para la habitabilidad galáctica" . The Astrophysical Journal . 980 (2): 221. arXiv : 2411.15341 . Bibcode : 2025ApJ...980..221S . doi : 10.3847/1538-4357/adac5d . ISSN 0004-637X . 
  38. ↑ Balbi, Amedeo; Tombesi, Francesco (30-11-2017). "La habitabilidad de la Vía Láctea durante la fase activa de su agujero negro supermasivo central" . Scientific Reports . 7 (1): 16626. arXiv : 1711.11318 . Bibcode : 2017NatSR...716626B . doi : 10.1038/ s41598-017-16110-0 . ISSN 2045-2322 . PMC 5709466. PMID 29192275 .   
  39. ↑ Ambrifi, A; Balbi, A; Lingam, M; Tombesi, F; Perlman, E (2022-05-01). "El impacto de los flujos de salida de AGN en la habitabilidad superficial de los planetas terrestres en la Vía Láctea" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 512 (1): 505– 516. arXiv : 2203.00929 . doi : 10.1093/mnras/stac542 . ISSN 0035-8711 . 
  • Logotipo de Wikimedia CommonsContenido multimedia relacionado con los núcleos galácticos activos en Wikimedia Commons.