Galaxia seyfert

La galaxia Circinus, una galaxia Seyfert tipo II

Las galaxias Seyfert son uno de los dos grupos más grandes de galaxias activas, junto con los cuásares. Tienen núcleos similares a cuásares (fuentes de radiación electromagnética muy luminosas, distantes y brillantes) con brillos superficiales muy altos cuyos espectros revelan fuertes líneas de emisión de alta ionización, pero a diferencia de los cuásares, sus galaxias anfitrionas son claramente detectables.

Las galaxias Seyfert representan aproximadamente el 10 % de todas las galaxias y son algunos de los objetos más intensamente estudiados en astronomía, ya que se cree que están alimentadas por los mismos fenómenos que ocurren en los cuásares, aunque están más cerca y son menos luminosas que los cuásares.. Estas galaxias tienen agujeros negros supermasivos en sus centros que están rodeados por discos de acreción de material que cae. 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 diagnósticos para la composición del material circundante.

Vistas en luz visible, la mayoría de las galaxias Seyfert parecen galaxias espirales normales, pero cuando se estudian bajo 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.

Las galaxias Seyfert llevan el nombre de Carl Seyfert, quien describió por primera vez esta clase en 1943.

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 estaban usando el Observatorio Lick para observar los espectros de objetos astronómicos que se pensaba que eran "nebulosas espirales". Notaron que NGC 1068 mostraba seis líneas de emisión brillantes, lo que se consideró inusual ya que la mayoría de los objetos observados mostraban un espectro de absorción correspondiente a las estrellas.

En 1926, Edwin Hubble observó las líneas de emisión de NGC 1068 y otras dos "nebulosas" y los clasificó como objetos extragalácticos. 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. En 1944 se detectó Cygnus A a 160 MHz y la detección se confirmó en 1948 cuando se estableció que se trataba de una fuente discreta. Su estructura de doble radio se hizo evidente con el uso de la interferometría. En los años siguientes, se descubrieron otras fuentes de radio, como restos de supernova. A fines de la década de 1950, se descubrieron características más importantes de las galaxias Seyfert, incluido el hecho de que sus núcleos son extremadamente compactos (< 100 pc, es decir, "sin resolver"), tienen una gran masa (≈10^9±1 masas solares), y la duración de las emisiones nucleares máximas es relativamente corta (> 10⁸ años).

NGC 5793 es una galaxia Seyfert situada a más de 150 millones de años luz en la constelación de Libra.

En las décadas de 1960 y 1970, se llevó a cabo una investigación para comprender mejor las propiedades de las galaxias Seyfert. Se tomaron algunas medidas directas de los tamaños reales de los núcleos de Seyfert y se estableció que las líneas de emisión en NGC 1068 se produjeron en una región de más de mil años luz de diámetro. Existía controversia sobre si los desplazamientos al rojo de Seyfert eran de origen cosmológico. Las estimaciones de confirmación de la distancia a las galaxias Seyfert y su edad fueron 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 tales galaxias y la velocidad constante de la luz no siempre pueden usarse para determinar su edad. En el mismo período de tiempo, se llevaron a cabo investigaciones para estudiar, identificar y catalogar galaxias, incluida Seyfert. A partir de 1967, Benjamin Markarian publicó listas que contenían unos pocos cientos de galaxias distinguidas por su emisión ultravioleta muy fuerte, con mediciones sobre la posición de algunas de ellas mejoradas en 1973 por otros investigadores. En ese momento, se creía que el 1% de las galaxias espirales eran Seyferts. En 1977, se descubrió que muy pocas galaxias Seyfert eran elípticas, la mayoría de ellas espirales o espirales barradas. Durante el mismo período de tiempo, se han realizado esfuerzos para recopilar datos espectrofotométricos de las galaxias Seyfert. Se hizo evidente que no todos los espectros de las galaxias Seyfert tienen el mismo aspecto, 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, dependiendo las clases del ancho relativo de sus líneas de emisión. Más tarde se observó que algunos núcleos de Seyfert muestran propiedades intermedias, lo que hace que se subclasifiquen en los tipos 1.2, 1.5, 1.8 y 1.9 (ver Clasificación). Las primeras encuestas de galaxias Seyfert estaban sesgadas al contar solo a los representantes más brillantes de este grupo. Encuestas más recientes que cuentan galaxias con núcleos de Seyfert oscurecidos y de baja luminosidad sugieren que el fenómeno de Seyfert es bastante común y ocurre en el 16% ± 5% de las galaxias; de hecho, existen varias docenas de galaxias que exhiben el fenómeno de Seyfert en las inmediaciones (≈27 Mpc) de nuestra propia galaxia. Las galaxias de Seyfert forman una fracción sustancial de las galaxias que aparecen en el catálogo de Markarian, una lista de galaxias que muestran un exceso de ultravioleta en sus núcleos.

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 tiene una luminosidad superior a la normal en partes del espectro electromagnético. Una galaxia que tiene un núcleo activo se llama galaxia activa. Los núcleos galácticos activos son las fuentes más luminosas de radiación electromagnética del Universo, y su evolución impone restricciones a los modelos cosmológicos. Dependiendo del tipo, su luminosidad varía en una escala de tiempo desde unas pocas horas hasta algunos años. Las dos subclases más grandes de galaxias activas son los cuásares y las galaxias Seyfert, siendo la principal diferencia entre las dos 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. Las galaxias Seyfert tienen núcleos extremadamente brillantes, con luminosidades que oscilan entre 10⁸ y 10¹¹ luminosidades solares. Solo alrededor del 5% de ellos tienen brillo de radio; sus emisiones son moderadas en rayos gamma y brillantes en rayos X. Sus espectros visible e infrarrojo 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.

Luminosidad de Eddington

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

Se puede calcular un límite inferior para la masa del agujero negro central utilizando la luminosidad de Eddington. Este límite surge porque la luz exhibe presión de radiación. Suponga que un agujero negro está rodeado por un disco de gas luminoso. Tanto la fuerza de atracción gravitacional que actúa sobre los pares de iones de electrones en el disco como la fuerza de repulsión ejercida por la presión de radiación siguen una ley del inverso del cuadrado. Si la fuerza gravitacional ejercida por el agujero negro es menor que la fuerza repulsiva debida a la presión de radiación, el disco será arrastrado por la presión de radiación. 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 encuentra que los resultados pueden diferir considerablemente del valor clásico.

Un modelo de un núcleo galáctico activo. El agujero negro central está rodeado de un disco de acreción, que está rodeado de un toro. Se muestra la región de líneas anchas y la región de emisión de líneas estrechas, así como los chorros que salen del núcleo.

Emisiones

Las líneas de emisión que se ven en el espectro de una galaxia Seyfert pueden provenir de la superficie del propio disco de acreción, o pueden provenir 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 mala resolución del centro galáctico. Sin embargo, cada parte del disco de acreción tiene una velocidad diferente en relación con nuestra línea de visión, y cuanto más rápido gire 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 dependiente de la posición.

Se cree que las líneas estrechas se originan en la parte exterior del núcleo galáctico activo, donde las velocidades son más bajas, 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 manera detectable, lo que implica que la región de emisión es grande, al contrario que las líneas anchas que pueden variar en escalas de tiempo relativamente cortas. El mapeo de reverberación es una técnica que utiliza esta variabilidad para tratar de determinar la ubicación y morfología de la región emisora. Esta técnica mide la estructura y la cinemática de la región emisora de líneas anchas al observar 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. Para 35 AGN, se ha utilizado el mapeo de reverberación para calcular la masa de los agujeros negros centrales y el tamaño de las regiones de líneas anchas.

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

Clasificación

NGC 1097 es un ejemplo de una 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 de la materia cayendo en el agujero negro.

Los Seyfert se clasificaron por primera vez como Tipo I o II, según las líneas de emisión que muestren 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 líneas estrechas son mucho más anchas que las líneas 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 ocurren debido a transiciones de electrones 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 de electrones que las causan no están prohibidas pero son altamente improbables.

NGC 6300 es una galaxia tipo II en la constelación sur de Ara.

En algunos casos, los espectros muestran líneas permitidas tanto anchas como estrechas, por lo que se clasifican como un tipo intermedio entre el Tipo I y el Tipo II, como el Tipo 1.5 Seyfert. Los espectros de algunas de estas galaxias han cambiado del Tipo 1.5 al Tipo II en cuestión de unos pocos años. Sin embargo, la característica línea ancha de emisión de Hα rara vez ha desaparecido, si es que alguna vez lo ha hecho. El origen de las diferencias entre las galaxias Seyfert de Tipo I y Tipo II aún no se conoce. Hay algunos casos en los que las galaxias se han identificado como Tipo II solo porque los componentes amplios de las líneas espectrales han sido muy difíciles de detectar. Algunos creen que todos los Seyfert Tipo II son de hecho Tipo I, donde los componentes anchos de las líneas son imposibles de detectar debido al ángulo en el que estamos con respecto a la galaxia. Específicamente, en las galaxias Seyfert Tipo I, observamos la fuente compacta central más o menos directamente, por lo tanto, muestreamos las nubes de alta velocidad en la región de emisión de línea ancha que se mueve 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 las regiones exteriores más frías se encuentran más alejadas de las nubes. se ven regiones de emisión de línea ancha. Esta teoría se conoce como el "Esquema de unificación" de las galaxias Seyfert. Sin embargo, aún no está claro si esta hipótesis puede explicar todas las diferencias observadas entre los dos tipos.

Galaxias Seyfert tipo I

NGC 6814 es una galaxia Seyfert con una fuente muy variable de radiación de rayos X.

Los Seyferts tipo I son fuentes muy brillantes de luz ultravioleta y rayos X, además de la luz visible que proviene de sus núcleos. Tienen 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. Las líneas anchas se originan sobre el disco de acreción del agujero negro supermasivo que se cree alimenta la galaxia, mientras que las líneas estrechas ocurren más allá de la región de líneas anchas del disco de acreción. Ambas emisiones son causadas por gas fuertemente ionizado. La emisión de línea ancha surge en una región de 0,1 a 1 parsec de ancho. La región de emisión de línea ancha, R_BLR, se puede estimar a partir del retraso de tiempo correspondiente al tiempo que tarda la luz en viajar desde la fuente continua hasta el gas que emite la línea.

Galaxias Seyfert tipo II

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

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

Galaxias Seyfert tipo 1.2, 1.5, 1.8 y 1.9

NGC 1275, una galaxia Seyfert 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 más grandes tienen componentes de línea ancha más débiles en relación con las líneas estrechas. Por ejemplo, el Tipo 1.9 solo muestra un componente amplio en la línea Hα y no en las líneas Balmer de orden superior. En el tipo 1.8, se pueden detectar líneas anchas muy débiles en las líneas Hβ y Hα, incluso si son muy débiles en comparación con las Hα. En el Tipo 1.5, la fuerza de las líneas Hα y Hβ son comparables.

Otras galaxias tipo Seyfert

Messier 94, una galaxia con un núcleo LINER parecido a Seyfert

Además de la progresión de Seyfert del Tipo I al Tipo II (incluido el Tipo 1.2 al Tipo 1.9), existen otros tipos de galaxias que son muy similares a las Seyfert o que pueden considerarse subclases de ellas. Muy similares a 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. Los LINER comparten una gran cantidad de rasgos con los Seyfert de baja luminosidad. De hecho, cuando se ven en luz visible, las características globales de sus galaxias anfitrionas son indistinguibles. Además, ambos muestran una región de emisión de línea ancha, pero la región de emisión de línea en LINER tiene una densidad más baja que en Seyfert. Un ejemplo de tal galaxia es M104 en la constelación de Virgo, también conocida como la Galaxia del Sombrero. Una galaxia que es a la vez un LINER y un Seyfert Tipo I es NGC 7213, una galaxia que está relativamente cerca en comparación con otros AGN. Otra subclase muy interesante son las galaxias de tipo I de línea estrecha (NLSy1), que han sido objeto de una extensa investigación en los últimos años. Tienen líneas mucho más estrechas que las líneas anchas de las galaxias clásicas de tipo I, espectros de rayos X duros y suaves empinados y una fuerte emisión de Fe[II]. 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 creciente. 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.

Evolución

La mayoría de las galaxias activas están muy distantes y muestran grandes desplazamientos Doppler. Esto sugiere que las galaxias activas ocurrieron en el Universo primitivo 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 se observan a distancias de 12 mil millones de años luz. Las galaxias Seyfert están mucho más cerca que los cuásares. Debido a que la velocidad de la luz es 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 primitivo, 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 que se encuentran en grandes corrimientos al rojo. Se ha propuesto que los NLSy1 podrían ser las contrapartes de desplazamiento al rojo pequeño de los cuásares que se encuentran en desplazamientos al rojo grandes (z > 4). Los dos tienen muchas propiedades similares, por ejemplo: altas metalicidades o patrón similar de líneas de emisión (fuerte Fe [II], débil O [III]). Algunas observaciones sugieren que la emisión de AGN del núcleo no es esféricamente simétrica y que el núcleo a menudo muestra simetría axial, con la radiación escapando en una región cónica. Sobre la base de estas observaciones, se han diseñado modelos para explicar las diferentes clases de AGN debido a sus diferentes orientaciones con respecto a la línea de visión de observación. Estos modelos se denominan modelos unificados. Los modelos unificados explican que la diferencia entre las galaxias de tipo I y tipo II es el resultado de que las galaxias de tipo II están rodeadas de toros oscurecedores que impiden que los telescopios vean la región de la línea ancha. Quasars y blazars pueden encajar con bastante facilidad en este modelo. El principal problema de tal esquema de unificación es tratar de explicar por qué algunos AGN son ruidosos mientras que otros son silenciosos. Se ha sugerido que estas diferencias pueden deberse a diferencias en el giro del agujero negro central.

Ejemplos

Aquí hay algunos ejemplos de galaxias Seyfert:

• Circinus Galaxy, que tiene anillos de gas expulsados de su centro
• Centaurus A o NGC 5128, aparentemente la galaxia Seyfert más brillante como se ve desde la Tierra; una galaxia elíptica gigante y también clasificada como una galaxia radial notable por su jet relativista que abarca más de un millón de años luz de longitud
• Cygnus A, la primera galaxia de radio identificada y la fuente de radio más brillante del cielo como se ve en frecuencias por encima de 1 GHz
• Messier 51a (NGC 5194), el Whirlpool Galaxy, una de las galaxias más conocidas del cielo
• Messier 66 (NGC 3627), parte de Leo Triplet
• Messier 77 (NGC 1068), una de las primeras galaxias Seyfert clasificadas
• Messier 81 (NGC 3031), la segunda galaxia Seyfert más brillante en el cielo después de Centaurus A
• Messier 88 (NGC 4501), miembro del gran grupo Virgo y una de las galaxias Seyfert más brillantes del cielo
• Messier 106 (NGC 4258), una de las galaxias Seyfert más conocidas, que tiene un megamaser de vapor de agua en su núcleo visto por 22-GHz línea de ortho-H₂O
• NGC 262, un ejemplo de una galaxia con un halo gaseoso H
• NGC 1097, que tiene cuatro chorros ópticos estrechos saliendo de su núcleo
• NGC 1275, cuyo agujero negro central produce la nota B-flat más baja jamás registrada
• NGC 1365, notable por su agujero negro central girando casi la velocidad de la luz
• NGC 1566, una de las primeras galaxias Seyfert clasificadas
• NGC 1672, que tiene un núcleo engullido por intensas regiones de la explosión estelar
• NGC 1808, también una galaxia estelar
• NGC 3079, que tiene una burbuja gigante de gas caliente saliendo 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 estelar
• NGC 4151, que tiene dos agujeros negros supermasivos en su centro
• NGC 4395, un ejemplo de una galaxia de brillo superficial baja con un agujero negro de masa intermedia en su centro
• NGC 4725, una de las galaxias Seyfert más cercanas y brillantes a la Tierra; tiene una nube espiral muy larga de gas que rodea su centro visto en infrarrojos
• NGC 4945, una galaxia relativamente cercana a Centaurus A
• NGC 5033, tiene un núcleo Seyfert desplazado de su centro cinemático
• NGC 5548, un ejemplo de una galaxia Seyfert lenticular
• NGC 6240, también clasificado como una galaxia infrarroja ultraluminosa (ULIRG)
• NGC 6251, la radio de rayos X más brillante en el catálogo 3CRR
• NGC 6264, a Seyfert II with an associated AGN
• NGC 7479, una galaxia espiral con brazos de radio en una dirección opuesta a los brazos ópticos
• NGC 7742, una galaxia espiral sin barrido; también conocida como la galaxia de huevo frito
• IC 2560, una galaxia espiral con un núcleo similar al NGC 1097
• SDSS J1430+2303, un Seyfert I, predijo a acoger un agujero negro supermasivo binario muy cerca del punto de fusión

• 

  galaxia Seyfert Messier 51

• 

  galaxia Seyfert Messier 88

• 

  galaxia Seyfert Centaurus A