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galaxia Seyfert

La galaxia Circinus , una galaxia Seyfert de tipo II. Las galaxias Seyfert son uno de los dos grupos más grandes de galaxias activas , junto con las galaxias anfitrionas de cu...

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La galaxia Circinus , una  galaxia Seyfert de tipo II.

Las galaxias Seyfert son uno de los dos grupos más grandes de galaxias activas , junto con las galaxias anfitrionas de cuásares . Tienen núcleos similares a los de los cuásares (fuentes muy luminosas de radiación electromagnética que se encuentran fuera de nuestra propia galaxia) con brillos superficiales muy altos cuyos espectros revelan líneas de emisión fuertes y de alta ionización , [ 1 ] pero a diferencia de los cuásares, sus galaxias anfitrionas son claramente detectables. [ 2 ]

Las galaxias Seyfert representan aproximadamente el 10 % de todas las galaxias [ 3 ] y son algunos de los objetos más estudiados en astronomía , ya que se cree que su energía proviene de los mismos fenómenos que ocurren en los cuásares, aunque están más cerca y son menos luminosas que estos. Estas galaxias poseen agujeros negros supermasivos en sus centros, rodeados por discos de acreción de material en caída. Se cree que los discos de acreción son la fuente de la radiación ultravioleta observada. Las líneas de emisión y absorción ultravioleta proporcionan los mejores indicadores de la composición del material circundante. [ 4 ]

Vistas en luz visible , la mayoría de las galaxias Seyfert se parecen a las galaxias espirales normales , pero cuando se estudian en otras longitudes de onda, queda claro que la luminosidad de sus núcleos es de una intensidad comparable a la luminosidad de galaxias enteras del tamaño de la Vía Láctea . [ 5 ]

Las galaxias Seyfert reciben su nombre de Carl Seyfert , quien describió por primera vez esta clase en 1943. [ 6 ]

Descubrimiento

NGC 1068 ( Messier 77 ), una de las primeras galaxias Seyfert clasificadas

Las galaxias Seyfert fueron detectadas por primera vez en 1908 por Edward A. Fath y Vesto Slipher , quienes utilizaban el Observatorio Lick para analizar los espectros de objetos astronómicos que se creía que eran " nebulosas espirales ". Observaron que NGC 1068 mostraba seis líneas de emisión brillantes , lo cual se consideró inusual ya que la mayoría de los objetos observados presentaban un espectro de absorción correspondiente a estrellas . [ 7 ]

En 1926, Edwin Hubble observó las líneas de emisión de NGC 1068 y otras dos "nebulosas" similares y las clasificó como objetos extragalácticos . [ 8 ] En 1943, Carl Keenan Seyfert descubrió más galaxias similares a NGC 1068 e informó que estas galaxias tienen núcleos estelares muy brillantes que producen líneas de emisión anchas. [ 6 ] En 1944, Cygnus A fue detectada a 160  MHz, [ 9 ] y la detección fue confirmada en 1948 cuando se estableció que era una fuente discreta. [ 10 ] Su estructura de radio doble se hizo evidente con el uso de interferometría . [ 11 ] En los años siguientes, se descubrieron otras fuentes de radio como remanentes de supernovas . A finales de la década de 1950, se descubrieron características más importantes de las galaxias Seyfert, incluyendo el hecho de que sus núcleos son extremadamente compactos (< 100 pc, es decir ,  "no resueltos"), tienen una masa elevada (≈10⁹ ±1 masas solares) y la duración de las emisiones nucleares máximas es relativamente corta (>  10⁸ años). [ 12 ]

NGC 5793 es una galaxia Seyfert ubicada a más de 150 millones de años luz de distancia en la constelación de Libra. [ 13 ]

En las décadas de 1960 y 1970, se llevó a cabo una investigación para comprender mejor las propiedades de las galaxias Seyfert. Se realizaron algunas mediciones directas de los tamaños reales de los núcleos Seyfert, y se estableció que las líneas de emisión en NGC 1068 se producían en una región de más de mil años luz de diámetro. [ 14 ] Existía controversia sobre si los corrimientos al rojo de Seyfert eran de origen cosmológico. [ 15 ] Las estimaciones que confirmaban la distancia a las galaxias Seyfert y su edad eran limitadas, ya que sus núcleos varían en brillo en una escala de tiempo de unos pocos años; por lo tanto, los argumentos que involucran la distancia a dichas galaxias y la velocidad constante de la luz no siempre pueden usarse para determinar su edad. [ 15 ] En el mismo período, se había llevado a cabo una investigación para estudiar, identificar y catalogar galaxias, incluidas las Seyfert. A partir de 1967, Benjamin Markarian publicó listas que contenían unos cientos de galaxias que se distinguían por su muy fuerte emisión ultravioleta, y las mediciones sobre la posición de algunas de ellas fueron mejoradas en 1973 por otros investigadores. [ 16 ] En ese momento, se creía que el 1% de las galaxias espirales eran Seyfert. [ 17 ] Para 1977, se descubrió que muy pocas galaxias Seyfert son elípticas, siendo la mayoría galaxias espirales o espirales barradas. [ 18 ] Durante el mismo período, se han hecho esfuerzos para recopilar datos espectrofotométricos para galaxias Seyfert. Se hizo evidente que no todos los espectros de galaxias Seyfert se ven iguales, por lo que se han subclasificado según las características de sus espectros de emisión . Se ha ideado una división simple en tipos I y II, con las clases dependiendo del ancho relativo de sus líneas de emisión . [ 19 ] Posteriormente se ha observado que algunos núcleos Seyfert muestran propiedades intermedias, lo que ha dado lugar a su subclasificación en los tipos 1.2, 1.5, 1.8 y 1.9 (véase #Clasificación ). [ 20 ] [ 21 ] Los primeros estudios de galaxias Seyfert estaban sesgados al contar solo los representantes más brillantes de este grupo. Estudios más recientes que cuentan galaxias con núcleos Seyfert de baja luminosidad y oscurecidos sugieren que el fenómeno Seyfert es en realidad bastante común, ocurriendo en el 16%  ±  5% de las galaxias; de hecho, existen varias docenas de galaxias que exhiben el fenómeno Seyfert en las proximidades (≈27 Mpc) de nuestra propia galaxia. [ 3 ]Las galaxias Seyfert forman una fracción sustancial de las galaxias que aparecen en el Catálogo Markariano , una lista de galaxias que muestran un exceso ultravioleta en sus núcleos. [ 22 ]

Características

Imágenes ópticas y ultravioletas del agujero negro en el centro de NGC 4151, una galaxia Seyfert.

Un núcleo galáctico activo (AGN) es una región compacta en el centro de una galaxia que presenta una luminosidad superior a la normal en ciertas partes del espectro electromagnético . Una galaxia con un núcleo activo se denomina galaxia activa. Los núcleos galácticos activos son las fuentes de radiación electromagnética más luminosas del Universo, y su evolución impone restricciones a los modelos cosmológicos. Según su tipo, su luminosidad varía en escalas de tiempo que van desde unas pocas horas hasta unos pocos años. Las dos subclases más grandes de galaxias activas son los cuásares y las galaxias Seyfert, cuya principal diferencia radica en la cantidad de radiación que emiten. En una galaxia Seyfert típica, la fuente nuclear emite en longitudes de onda visibles una cantidad de radiación comparable a la de las estrellas constituyentes de toda la galaxia, mientras que en un cuásar, la fuente nuclear es más brillante que las estrellas constituyentes por al menos un factor de 100. [ 1 ] [ 23 ] Las galaxias Seyfert tienen núcleos extremadamente brillantes, con luminosidades que oscilan entre 10 8 y 10 11 luminosidades solares. Solo alrededor del 5% de ellas son brillantes en radio; sus emisiones son moderadas en rayos gamma y brillantes en rayos X. [ 24 ] Sus espectros visibles e infrarrojos muestran líneas de emisión muy brillantes de hidrógeno , helio , nitrógeno y oxígeno . Estas líneas de emisión exhiben un fuerte ensanchamiento Doppler , lo que implica velocidades de 500 a 4000 km/s (310 a 2490 mi/s) , y se cree que se originan cerca de un disco de acreción que rodea el agujero negro central. [ 25 ]  

Luminosidad de Eddington

La galaxia activa Markarian 1018 tiene un agujero negro supermasivo en su núcleo. [ 26 ]

Se puede calcular un límite inferior para la masa del agujero negro central utilizando la luminosidad de Eddington . [ 27 ] Este límite surge porque la luz presenta presión de radiación. Supongamos que un agujero negro está rodeado por un disco de gas luminoso. [ 28 ] Tanto la fuerza gravitatoria atractiva que actúa sobre los pares electrón-ión en el disco como la fuerza repulsiva ejercida por la presión de radiación siguen una ley del inverso del cuadrado. Si la fuerza gravitatoria ejercida por el agujero negro es menor que la fuerza repulsiva debida a la presión de radiación, el disco será expulsado por la presión de radiación. [ 29 ] [ nota 1 ]

Modelo de un núcleo galáctico activo. El agujero negro central está rodeado por un disco de acreción, que a su vez está rodeado por un toroide. Se muestran la región de emisión de líneas anchas y la región de emisión de líneas estrechas, así como los chorros que emanan del núcleo.

Emisiones

Las líneas de emisión observadas en el espectro de una galaxia Seyfert pueden provenir de la superficie del disco de acreción o de nubes de gas iluminadas por el motor central en un cono de ionización. La geometría exacta de la región emisora ​​es difícil de determinar debido a la baja resolución del centro galáctico. Sin embargo, cada parte del disco de acreción tiene una velocidad diferente con respecto a nuestra línea de visión, y cuanto más rápido gira el gas alrededor del agujero negro, más ancha será la línea de emisión. De manera similar, un viento de disco iluminado también tiene una velocidad que depende de la posición. [ 30 ]

Se cree que las líneas estrechas se originan en la parte exterior del núcleo galáctico activo, donde las velocidades son menores, mientras que las líneas anchas se originan más cerca del agujero negro. Esto se confirma por el hecho de que las líneas estrechas no varían de forma detectable, lo que implica que la región emisora ​​es grande, a diferencia de las líneas anchas, que pueden variar en escalas de tiempo relativamente cortas. El mapeo de reverberación es una técnica que utiliza esta variabilidad para intentar determinar la ubicación y la morfología de la región emisora. Esta técnica mide la estructura y la cinemática de la región emisora ​​de líneas anchas observando los cambios en las líneas emitidas como respuesta a los cambios en el continuo. El uso del mapeo de reverberación requiere la suposición de que el continuo se origina en una única fuente central. [ 31 ] Para 35 AGN, el mapeo de reverberación se ha utilizado para calcular la masa de los agujeros negros centrales y el tamaño de las regiones de líneas anchas. [ 32 ]

En las pocas galaxias Seyfert con emisión de radio intensa que se han observado, se cree que dicha emisión representa la emisión sincrotrónica del chorro. La emisión infrarroja se debe a la radiación en otras bandas que es reprocesada por el polvo cerca del núcleo. Se cree que los fotones de mayor energía se crean por dispersión Compton inversa en una corona de alta temperatura cerca del agujero negro. [ 33 ]

Clasificación

NGC 1097 es un ejemplo de galaxia Seyfert. Un agujero negro supermasivo con una masa de 100 millones de masas solares se encuentra en el centro de la galaxia. El área alrededor del agujero negro emite grandes cantidades de radiación debido a la materia que cae en él. [ 34 ]

Las galaxias Seyfert se clasificaron inicialmente como de tipo  I o II, según las líneas de emisión que mostraban sus espectros. Los espectros de  las galaxias Seyfert de tipo I muestran líneas anchas que incluyen tanto líneas permitidas, como H  I, He  I o He  II, como líneas prohibidas más estrechas, como O  III. También muestran algunas líneas permitidas más estrechas, pero incluso estas son mucho más anchas que las que muestran las galaxias normales. Sin embargo, los espectros de  las galaxias Seyfert de tipo II muestran solo líneas estrechas, tanto permitidas como prohibidas. Las líneas prohibidas son líneas espectrales que se producen debido a transiciones electrónicas que normalmente no están permitidas por las reglas de selección de la mecánica cuántica , pero que aún tienen una pequeña probabilidad de ocurrir espontáneamente. El término "prohibido" es un poco engañoso, ya que las transiciones electrónicas que las causan no están prohibidas, sino que son altamente improbables. [ 35 ]

NGC 6300 es una  galaxia de tipo II en la constelación austral de Ara . [ 36 ]

En algunos casos, los espectros muestran líneas permitidas tanto anchas como estrechas, razón por la cual se clasifican como un tipo intermedio entre el Tipo I  y el Tipo  II, como la  Seyfert Tipo 1.5. Los espectros de algunas de estas galaxias han cambiado del Tipo  1.5 al Tipo  II en cuestión de pocos años. Sin embargo, la característica línea de emisión ancha Hα rara vez, o nunca, ha desaparecido. [ 37 ] El origen de las diferencias entre las galaxias Seyfert Tipo  I y Tipo  II aún se desconoce. Hay algunos casos en los que las galaxias se han identificado como Tipo  II solo porque los componentes anchos de las líneas espectrales han sido muy difíciles de detectar. Algunos creen que todas las  Seyfert Tipo II son en realidad Tipo  I, donde los componentes anchos de las líneas son imposibles de detectar debido al ángulo en el que nos encontramos con respecto a la galaxia. Específicamente, en  las galaxias Seyfert de tipo I, observamos la fuente compacta central de forma más o menos directa, muestreando así las nubes de alta velocidad en la región de emisión de líneas anchas que se mueven alrededor del agujero negro supermasivo que se cree que está en el centro de la galaxia. Por el contrario, en  las galaxias Seyfert de tipo II, los núcleos activos están oscurecidos y solo se ven las regiones exteriores más frías ubicadas más lejos de la región de emisión de líneas anchas de las nubes. Esta teoría se conoce como el "esquema de unificación" de las galaxias Seyfert. [ 38 ] [ 39 ] Sin embargo, aún no está claro si esta hipótesis puede explicar todas las diferencias observadas entre los dos tipos. [ 38 ]

Galaxias Seyfert de tipo I

NGC 6814 es una galaxia Seyfert con una fuente de radiación de rayos X altamente variable. [ 40 ]

Las galaxias Seyfert de tipo  I son fuentes muy brillantes de luz ultravioleta y rayos X, además de la luz visible que emana de sus núcleos. Presentan dos conjuntos de líneas de emisión en sus espectros: líneas estrechas con anchos (medidos en unidades de velocidad) de varios cientos de km/s, y líneas anchas con anchos de hasta 10⁴ km /s. [ 41 ] Las líneas anchas se originan por encima del disco de acreción del agujero negro supermasivo que se cree que alimenta la galaxia, mientras que las líneas estrechas se producen más allá de la región de líneas anchas del disco de acreción. Ambas emisiones son causadas por gas fuertemente ionizado. La emisión de líneas anchas surge en una región de 0,1 a 1 pársec de diámetro. La región de emisión de líneas anchas, R BLR , puede estimarse a partir del retardo temporal correspondiente al tiempo que tarda la luz en viajar desde la fuente continua hasta el gas emisor de líneas. [ 24 ]

Galaxias Seyfert de tipo II

NGC 3081 es conocida como una  galaxia Seyfert de tipo II, caracterizada por su deslumbrante núcleo. [ 42 ]

Las galaxias Seyfert de tipo II tienen el núcleo brillante característico, además de aparecer brillantes cuando se observan en longitudes de onda infrarrojas . [ 43 ] Sus espectros contienen líneas estrechas asociadas con transiciones prohibidas y líneas más anchas asociadas con transiciones de intercombinación o dipolo fuerte permitidas. [ 38 ] NGC 3147 se considera el mejor candidato para ser una verdadera  galaxia Seyfert de tipo II. [ 44 ] En algunas  galaxias Seyfert de tipo II, el análisis con una técnica llamada espectropolarimetría (espectroscopia del componente de luz polarizada ) reveló  regiones oscurecidas de tipo I. En el caso de NGC 1068 , se midió la luz nuclear reflejada por una nube de polvo, lo que llevó a los científicos a creer en la presencia de un toro de polvo oscurecedor alrededor de un núcleo brillante continuo y de líneas de emisión anchas. Cuando la galaxia se observa de lado, el núcleo se observa indirectamente a través de la reflexión del gas y el polvo por encima y por debajo del toro. Esta reflexión causa la polarización . [ 45 ]

Galaxias Seyfert de tipo 1.2, 1.5, 1.8 y 1.9

NGC 1275 , una  galaxia Seyfert de tipo 1.5

En 1981, Donald Osterbrock introdujo las notaciones Tipo  1.5, 1.8 y 1.9, donde las subclases se basan en la apariencia óptica del espectro, y las subclases numéricamente mayores tienen componentes de línea ancha más débiles en relación con las líneas estrechas. [ 46 ] Por ejemplo, el Tipo  1.9 solo muestra un componente ancho en la línea Hα , y no en las líneas de Balmer de orden superior . En el Tipo  1.8, se pueden detectar líneas anchas muy débiles en las líneas Hβ , así como en Hα, incluso si son muy débiles en comparación con Hα. En el Tipo  1.5, la intensidad de las líneas Hα y Hβ es comparable. [ 47 ]

Otras galaxias similares a las Seyfert

Messier 94 , una galaxia con un núcleo LINER similar a una galaxia Seyfert.

Además de la progresión Seyfert del Tipo  I al Tipo  II (incluyendo el Tipo  1.2 al Tipo  1.9), hay otros tipos de galaxias que son muy similares a las Seyfert o que pueden considerarse subclases de ellas. Muy similares a las Seyfert son las radiogalaxias de emisión de línea estrecha de baja ionización (LINER), descubiertas en 1980. Estas galaxias tienen fuertes líneas de emisión de átomos débilmente ionizados o neutros, mientras que las líneas de emisión de átomos fuertemente ionizados son relativamente débiles en comparación. Las LINER comparten una gran cantidad de rasgos con las Seyfert de baja luminosidad. De hecho, cuando se ven en luz visible, las características globales de sus galaxias anfitrionas son indistinguibles. Además, ambas muestran una región de emisión de línea ancha, pero la región emisora ​​de línea en las LINER tiene una densidad menor que en las Seyfert. [ 48 ] Un ejemplo de tal galaxia es M104 en la constelación de Virgo, también conocida como la Galaxia del Sombrero . [ 49 ] Una galaxia que es a la vez una LINER y una  Seyfert de tipo I es NGC 7213 , una galaxia relativamente cercana en comparación con otros AGN. [ 50 ] Otra subclase muy interesante son las galaxias de tipo  I de líneas estrechas (NLSy1), que han sido objeto de una extensa investigación en los últimos años. [ 51 ] Tienen líneas mucho más estrechas que las líneas anchas de las  galaxias clásicas de tipo I, espectros de rayos X duros y blandos pronunciados y una fuerte emisión de Fe[II]. [ 52 ] Sus propiedades sugieren que las galaxias NLSy1 son AGN jóvenes con altas tasas de acreción, lo que sugiere una masa de agujero negro central relativamente pequeña pero en crecimiento. [ 53 ]  Hay teorías que sugieren que las NLSy1 son galaxias en una etapa temprana de evolución, y se han propuesto vínculos entre ellas y las galaxias infrarrojas ultraluminosas o galaxias de tipo II. [ 54 ]

Evolución

La mayoría de las galaxias activas son muy distantes y muestran grandes desplazamientos Doppler . Esto sugiere que las galaxias activas existieron en el Universo temprano y, debido a la expansión cósmica , se están alejando de la Vía Láctea a velocidades muy altas. Los cuásares son las galaxias activas más lejanas, algunas de ellas observadas a distancias de 12 mil millones de años luz. Las galaxias Seyfert están mucho más cerca que los cuásares. [ 55 ] Debido a que la luz tiene una velocidad finita, mirar a través de grandes distancias en el Universo es equivalente a mirar hacia atrás en el tiempo. Por lo tanto, la observación de núcleos galácticos activos a grandes distancias y su escasez en el Universo cercano sugiere que eran mucho más comunes en el Universo temprano, [ 56 ] lo que implica que los núcleos galácticos activos podrían ser etapas tempranas de la evolución galáctica . Esto lleva a la pregunta sobre cuáles serían las contrapartes locales (actuales) de los AGN encontrados a grandes desplazamientos al rojo. Se ha propuesto que las NLSy1 podrían ser las contrapartes de bajo corrimiento al rojo de los cuásares encontrados a grandes corrimientos al rojo ( z > 4). Ambos tienen muchas propiedades similares, por ejemplo: altas metalicidades o un patrón similar de líneas de emisión (fuerte Fe [II], débil O [III]). [ 57 ] Algunas observaciones sugieren que la emisión de AGN desde el núcleo no es esféricamente simétrica y que el núcleo a menudo muestra simetría axial, con radiación escapando en una región cónica. Basándose en estas observaciones, se han ideado modelos para explicar las diferentes clases de AGN como debidas a sus diferentes orientaciones con respecto a la línea de visión de observación. Dichos modelos se denominan modelos unificados. Los modelos unificados explican la diferencia entre las galaxias de tipo  I y tipo  II como el resultado de que  las galaxias de tipo II están rodeadas de toros oscurecedores que impiden que los telescopios vean la región de líneas anchas. Los cuásares y los blázares pueden encajar bastante fácilmente en este modelo. [ 58 ] El principal problema de tal esquema de unificación es tratar de explicar por qué algunos AGN son radiofuertes mientras que otros son radiofuertes. Se ha sugerido que estas diferencias pueden deberse a diferencias en el giro del agujero negro central. [ 41 ]

Ejemplos

Aquí tenéis algunos ejemplos de galaxias Seyfert:

  • La galaxia Circinus , que tiene anillos de gas expulsados ​​desde su centro.
  • Centaurus A o NGC 5128 , aparentemente la galaxia Seyfert más brillante vista desde la Tierra; una galaxia elíptica gigante y también clasificada como una radiogalaxia notable por su chorro relativista que abarca más de un millón de años luz de longitud.
  • Cygnus A , la primera radiogalaxia identificada y la fuente de radio más brillante del cielo, visible en frecuencias superiores a 1  GHz.
  • Messier 51a (NGC 5194), la Galaxia del Remolino, una de las galaxias más conocidas del cielo [ 59 ]
  • Messier 64 (NGC 4826), con dos discos que giran en sentido contrario y que tienen aproximadamente la misma masa.
  • Messier 66 (NGC 3627), parte del trío Leo
  • Messier 77 (NGC 1068), una de las primeras galaxias Seyfert clasificadas [ 60 ]
  • Messier 81 (NGC 3031), la segunda galaxia Seyfert más brillante del cielo después de Centaurus A.
  • Messier 88 (NGC 4501), miembro del gran cúmulo de Virgo y una de las galaxias Seyfert más brillantes del cielo.
  • Messier 106 (NGC 4258), una de las galaxias Seyfert más conocidas, [ 61 ] [ 62 ] que tiene un megamáser de vapor de agua en su núcleo visto por la línea de 22 GHz de orto-H 2 O [ 63 ]
  • NGC 262 , un ejemplo de galaxia con un halo HI gaseoso extendido [ 64 ]
  • NGC 1097 , que tiene cuatro chorros ópticos estrechos que salen de su núcleo.
  • NGC 1275 , cuyo agujero negro central produce la nota Si bemol más baja jamás registrada [ 65 ]
  • NGC 1365 , notable por su agujero negro central que gira casi a la velocidad de la luz [ 66 ].
  • NGC 1566 , una de las primeras galaxias Seyfert clasificadas [ 60 ]
  • NGC 1672 , que tiene un núcleo engullido por regiones de intensa formación estelar.
  • NGC 1808 , también una galaxia con brote estelar.
  • NGC 3079 , que tiene una burbuja gigante de gas caliente que sale de su centro.
  • NGC 3185 , miembro del grupo Hickson 44.
  • NGC 3259 , también una fuerte fuente de rayos X.
  • NGC 3783 , también una fuerte fuente de rayos X.
  • NGC 3982 , también una galaxia con brote estelar.
  • NGC 4151 , que tiene dos agujeros negros supermasivos en su centro.
  • NGC 4395 , un ejemplo de galaxia de bajo brillo superficial con un agujero negro de masa intermedia en su centro.
  • NGC 4725 , una de las galaxias Seyfert más cercanas y brillantes a la Tierra, posee una extensa nube de gas en espiral que rodea su centro, visible en infrarrojo.
  • NGC 4945 , una galaxia relativamente cercana a Centauro A.
  • NGC 5033 tiene un núcleo Seyfert desplazado de su centro cinemático.
  • NGC 5548 , un ejemplo de galaxia Seyfert lenticular.
  • NGC 6240 , también clasificada como una galaxia infrarroja ultraluminosa (ULIRG).
  • NGC 6251 , la radiogalaxia de baja excitación más brillante en rayos X del catálogo 3CRR [ 67 ]
  • NGC 7479 , una galaxia espiral con brazos de radio que se abren en dirección opuesta a los brazos ópticos.
  • NGC 7742 , una galaxia espiral sin barra; también conocida como la Galaxia del Huevo Frito.
  • IC 2560 , una galaxia espiral con un núcleo similar a NGC 1097.
  • SDSS J1430+2303 , una galaxia Seyfert I, predice que albergará un sistema binario de agujeros negros supermasivos muy cerca del punto de fusión.
  • UGC 11397 , una galaxia Seyfert II

Véase también

Notas

  1. ↑ La fuerza gravitatoria F grav del agujero negro se puede calcular utilizando: Fgravedad=GRAMOMETROBHmetropagr2{\displaystyle F_{\text{grav}}={\frac {GM_{\textrm {BH}}m_{p}}{r^{2}}}} donde G es la constante gravitacional , m p es la masa del protón y M BH , r son la masa y el radio del agujero negro, respectivamente.
    Derivamos la fuerza radiativa hacia el exterior F rad como lo hacemos para las estrellas asumiendo simetría esférica: Frad=dpagdt=1dodmidt=1doσtL4πr2{\displaystyle F_{\textrm {rad}}={\frac {dp}{dt}}={\frac {1}{c}}{\frac {dE}{dt}}={\frac {1}{c}}\sigma _{t}{\frac {L}{4\pi r^{2}}}} donde p es el momento, t es el tiempo, c es la velocidad de la luz , E es la energía, σ t es la sección transversal de Thomson y L es la luminosidad.
    La luminosidad del agujero negro debe ser menor que la luminosidad de Eddington L Edd , es decir, L<LEdd{\displaystyle L<L_{\textrm {Edd}}}que se da cuando: Frad=FgravedadL=4πr2doσtFrad=4πr2doσtFgravedad=4πr2doσt⋅GRAMOMETROBHmetropagr2=4πdoGRAMOMETROBHmetropagσt=1.3×1038METROBHMETRO⊙mirgramo/s=30000METROBHMETRO⊙L⊙{\displaystyle {\begin{aligned}F_{\textrm {rad}}&=F_{\textrm {grav}}\\L&={\frac {4\pi r^{2}c}{\sigma _{t}}}F_{\text{rad}}={\frac {4\pi r^{2}c}{\sigma _{t}}}F_{\text{grav}}\\&={\frac {4\pi r^{2}c}{\sigma _{t}}}\cdot {\frac {GM_{\text{BH}}m_{p}}{r^{2}}}\\&={\frac {4\pi cGM_{\textrm {BH}}m_{p}}{\sigma _{t}}}\\&=1.3\times 10^{38}{\frac {M_{\textrm {BH}}}{M_{\odot }}}\,\mathrm {erg/s} \\&=30000{\frac {M_{\textrm {BH}}}{M_{\odot }}}L_{\odot }\end{aligned}}} donde M ☉ es la masa del Sol y L ☉ es la luminosidad solar.
    Por lo tanto, dada la luminosidad observada (que sería menor que la luminosidad de Eddington), se puede estimar un límite inferior aproximado para la masa del agujero negro central en el centro de una galaxia activa. Esta derivación es una aproximación ampliamente utilizada, pero cuando se tiene en cuenta la geometría real de los discos de acreción, se observa que los resultados pueden diferir considerablemente del valor clásico.

Referencias

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