Núcleo galáctico activo

Un núcleo galáctico activo (AGN) es una región compacta en el centro de una galaxia que tiene una luminosidad mucho más alta de lo normal en al menos una parte del espectro electromagnético con características que indican que la luminosidad no es producida por las estrellas. Este exceso de emisión no estelar se ha observado en las bandas de ondas de radio, microondas, infrarrojos, ópticos, ultravioleta, rayos X y rayos gamma. Una galaxia que alberga un AGN se denomina "galaxia activa". Se teoriza que la radiación no estelar de un AGN es el resultado de la acumulación de materia por un agujero negro supermasivo en el centro de su galaxia anfitriona.

Los núcleos galácticos activos son las fuentes persistentes más luminosas de radiación electromagnética del universo y, como tales, pueden utilizarse 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 acumulación de gas en el agujero negro, la orientación del disco de acumulación, el grado de oscurecimiento del núcleo por el polvo, y presencia o ausencia de jets.

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 reforzada por un haz relativista.

Historia

Quasar 3C 273 observado por el Telescopio Espacial Hubble. El jet relativista de 3C 273 aparece a la izquierda del brillante quasar, y las cuatro líneas rectas que apuntan hacia fuera de la fuente central son los picos de difracción causados por la óptica del telescopio.

Durante la primera mitad del siglo XX, las observaciones fotográficas de las galaxias cercanas detectaron algunas firmas características de la emisión de AGN, 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), y el descubrimiento del chorro en Messier 87 por Heber Curtis (publicado en 1918). Otros estudios espectroscópicos realizados por astrónomos como Vesto Slipher, Milton Humason y Nicholas Mayall notaron la presencia de líneas de emisión inusuales en algunos núcleos de galaxias. En 1943, Carl Seyfert publicó un artículo en el que describía observaciones de galaxias cercanas que tenían núcleos brillantes que eran fuentes de líneas de emisión inusualmente anchas. 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 importante catalizador para comprender AGN. Algunas de las primeras fuentes de radio detectadas son galaxias elípticas activas cercanas, como Messier 87 y Centaurus A. Otra fuente de radio, Cygnus A, fue identificada por Walter Baade y Rudolph Minkowski como una galaxia distorsionada por mareas con un espectro de línea de emisión inusual, que tiene un velocidad de recesión de 16.700 kilómetros por segundo. La encuesta 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 las imágenes fotográficas, algunos de estos objetos tenían una apariencia casi puntual o casi estelar, y se clasificaron como fuentes de radio cuasi estelares (más tarde abreviadas como "quásares").

El astrofísico armenio soviético Viktor Ambartsumian presentó los núcleos galácticos activos a principios de la década de 1950. 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 ocurran estas explosiones, los núcleos galácticos deben contener cuerpos de gran masa y naturaleza desconocida. A partir de este momento, los Núcleos Galácticos Activos (AGN) se convirtieron en un componente clave en las teorías de la evolución galáctica." Su idea fue inicialmente aceptada con escepticismo.

Un gran avance fue la medición del corrimiento al rojo del cuásar 3C 273 por parte de Maarten Schmidt, publicado en 1963. 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 unas 100 veces más poderosa que otras radiogalaxias que se habían identificado. Poco después, se utilizaron espectros ópticos para medir los desplazamientos al rojo de un número creciente de cuásares, incluido 3C 48, incluso más distante con un desplazamiento al rojo de 0,37.

La enorme luminosidad de estos cuásares, así como sus propiedades espectrales inusuales, indicaron que su fuente de energía no podía ser estrellas ordinarias. Se sugirió la acumulación de gas en un agujero negro supermasivo como la fuente de los cuásares. power en artículos de Edwin Salpeter y Yakov Zeldovich en 1964. En 1969, Donald Lynden-Bell propuso que las galaxias cercanas contienen agujeros negros supermasivos en sus centros como reliquias de 'muertos'. cuásares, y esa acumulación de agujeros negros fue la fuente de energía para la emisión no estelar en las galaxias Seyfert cercanas. En las décadas de 1960 y 1970, las primeras observaciones astronómicas de rayos X demostraron que las galaxias Seyfert y los cuásares son poderosas fuentes de emisión de rayos X, que se originan en las regiones internas de los discos de acreción de agujeros negros.

Hoy en día, los AGN son un tema importante de la investigación astrofísica, tanto de observación como teórica. La investigación de AGN abarca estudios de observación para encontrar AGN en amplios rangos de luminosidad y corrimiento al rojo, examen de la evolución cósmica y el crecimiento de los agujeros negros, estudios de la física de la acumulación de agujeros negros y la emisión de radiación electromagnética de AGN, examen de las propiedades de los chorros y salidas de materia de AGN, y el impacto de la acumulación de agujeros negros y la actividad de los cuásares en la evolución de las galaxias.

Modelos

UGC 6093 se clasifica como una galaxia activa, lo que significa que alberga un núcleo galáctico activo.

Durante mucho tiempo se ha argumentado que un AGN debe funcionar mediante la acumulación de masa en agujeros negros masivos (10⁶ a 10¹⁰ veces la masa solar). Los AGN son compactos y persistentemente extremadamente luminosos. La acreción puede dar potencialmente una conversión muy eficiente de energía potencial y cinética en radiación, y un agujero negro masivo tiene una alta luminosidad de Eddington y, como resultado, puede proporcionar la alta luminosidad persistente observada. Ahora se cree que los agujeros negros supermasivos existen 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 velocidad de dispersión del bulto galáctico (la relación M-sigma) o con la luminosidad del bulto. Por lo tanto, se esperan características similares a AGN siempre que un suministro de material para la acumulación entre dentro de la esfera de influencia del agujero negro central.

Disco de acreción

En el modelo estándar de AGN, el material frío cerca de un agujero negro forma un disco de acreción. Los procesos disipativos en el disco de acreción transportan materia hacia el interior y el momento angular hacia el exterior, al mismo tiempo que hacen que el disco de acreción se caliente. El espectro esperado de un disco de acreción alcanza su punto máximo en la banda de ondas óptica-ultravioleta; además, se forma una corona de material caliente sobre el disco de acreción y puede dispersar fotones Compton inverso hasta energías de rayos X. La radiación del disco de acreción excita material atómico frío cerca del agujero negro y este a su vez irradia en líneas de emisión particulares. Una gran fracción de la radiación del AGN puede quedar oscurecida por el gas y el polvo interestelar cerca del disco de acreción, pero (en una situación de estado estable) se volverá a irradiar en alguna otra banda de ondas, muy probablemente en el infrarrojo.

Chorros relativistas

Imagen tomada por el Telescopio Espacial Hubble de un jet de 5000 años de luz expulsado de la galaxia activa M87. La radiación sincrotron azul contrasta con la luz de las estrellas amarillas de la galaxia anfitriona.

Algunos discos de acreción producen chorros de flujos de salida gemelos, altamente colimados y rápidos que emergen en direcciones opuestas cerca del disco. La dirección de la eyección del chorro está determinada por el eje de momento angular del disco de acreción o por el eje de giro del agujero negro. El mecanismo de producción del chorro y, de hecho, la composición del chorro en 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 de observación más evidentes en la banda de ondas de radio, donde se puede utilizar interferometría de línea de base muy larga para estudiar la radiación de sincrotrón que emiten a resoluciones de escalas inferiores al pársec. Sin embargo, irradian en todas las bandas de onda desde la radio hasta el rango de rayos gamma a través del sincrotrón y el proceso de dispersión de Compton inverso, por lo que los chorros AGN son una segunda fuente potencial de cualquier radiación continua observada.

AGN radiativamente ineficiente

Existe una clase de "radiativamente ineficiente" soluciones a las ecuaciones que gobiernan la acreción. Existen varias teorías, pero la más conocida de ellas es el flujo de acreción dominado por advección (ADAF). En este tipo de acumulación, que es importante para tasas de acumulación muy por debajo del límite de Eddington, la materia que se acumula no forma un disco delgado y, en consecuencia, no irradia eficientemente la energía que adquirió al acercarse al agujero negro. La acreción radiactivamente ineficiente se ha utilizado para explicar la falta de radiación fuerte de tipo AGN de los agujeros negros masivos en los centros de las galaxias elípticas en cúmulos, donde de otro modo podríamos esperar altas tasas de acreción y correspondientemente altas luminosidades. Se esperaría que el AGN radiativamente ineficiente carezca de muchas de las características del 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 (ver también Mecanismo centrífugo de aceleración).

Características observacionales

No existe una sola firma observacional de un AGN. La siguiente lista cubre algunas de las características que han permitido que los sistemas se identifiquen como AGN.

• Emisión continua óptica nuclear. Esto es visible cuando hay una vista directa del disco de acreción. Los Jets también pueden contribuir a este componente de la emisión AGN. La emisión óptica tiene una dependencia aproximada de la ley de poder en longitud de onda.
• Emisión nuclear de infrarrojos. Esto es visible cuando el disco de acreción y su entorno están oscurecidos por gas y polvo cerca del núcleo y luego reemitidos ('reprocesamiento'). Como es la emisión térmica, puede distinguirse de cualquier emisión relacionada con jet o disco.
• Líneas de emisión óptica ampliadas. Estos vienen de material frío cerca del agujero negro central. Las líneas son amplias porque el material emisor gira alrededor del agujero negro con altas velocidades causando una gama de cambios Doppler de los fotones emitidos.
• Líneas de emisión óptica estrechas. Estos provienen de material frío más distante, y por lo tanto son más estrechos que las líneas generales.
• Emisión continua de radio. Esto siempre se debe a un jet. Muestra un espectro característico de la radiación sincrotron.
• Emisión continua de rayos X. Esto puede surgir tanto de un jet como de la corona caliente del disco de acreción a través de un proceso de dispersión: en ambos casos muestra un espectro de poder-ley. En alguna radio-cucha AGN hay un exceso de emisión de rayos X blandos, además del componente de la ley de poder. El origen de los rayos X blandos no está claro en la actualidad.
• Emisión de línea de rayos X. Esto es resultado de la iluminación de elementos pesados fríos por el continuum de rayos X que causa fluorescencia de líneas de emisión de rayos X, la más conocida de las cuales es la característica de hierro alrededor de 6.4 keV. Esta línea puede ser estrecha o ancha: líneas de hierro ampliadas relativistamente se pueden utilizar para estudiar la dinámica del disco de acreción muy cerca del núcleo y por lo tanto la naturaleza del agujero negro central.

Tipos de galaxias activas

Es conveniente dividir AGN en dos clases, convencionalmente llamadas radio-silencioso y radio-alto. Los objetos radio-ruidosos tienen contribuciones de emisión tanto de los chorros como de los lóbulos que inflan los chorros. Estas contribuciones de emisión dominan la luminosidad del AGN en longitudes de onda de radio y posiblemente en algunas o todas las demás longitudes de onda. Los objetos radiosilenciosos son más simples, ya que el chorro y cualquier emisión relacionada con el chorro pueden despreciarse en todas las longitudes de onda.

La terminología de AGN a menudo es confusa, ya que las distinciones entre los diferentes tipos de AGN a veces reflejan diferencias históricas en cómo se descubrieron o clasificaron inicialmente los objetos, en lugar de diferencias físicas reales.

AGN silencioso

• Regiones de emisiones nucleares de baja ionización (LINERs). Como sugiere el nombre, estos sistemas sólo muestran regiones débiles de línea de emisiones nucleares, y ninguna otra firma de emisión AGN. Es debatible si todos estos sistemas son verdaderos AGN (poderados por la acreción a un agujero negro supermasivo). Si lo son, constituyen la clase más baja de la luminosidad de AGN radio-cucha. Algunos pueden ser análogos de radio-cucha de las galaxias de radio de baja duración (ver abajo).
• Galaxias Seyfert. Seyferts fue la primera clase distinta de AGN a identificar. Muestran emisiones continuas nucleares de rango óptico, líneas de emisión estrechas y de vez en cuando amplias, ocasionalmente emisiones de rayos X nucleares fuertes y a veces un chorro de radio de pequeña escala débil. Originalmente se dividieron en dos tipos conocidos como Seyfert 1 y 2: Seyfert 1s muestran líneas de emisión amplias fuertes mientras que Seyfert 2s no, y Seyfert 1s son más propensos a mostrar una fuerte emisión de rayos X de baja energía. Existen varias formas de elaboración en este esquema: por ejemplo, Seyfert 1s con líneas generales relativamente estrechas se denominan a veces Seyfert 1s de línea estrecha. Las galaxias anfitrionas de Seyferts son generalmente galaxias espirales o irregulares.
• quasars/QSO. Estas son esencialmente versiones más luminosas de Seyfert 1s: la distinción es arbitraria y generalmente se expresa en términos de una magnitud óptica limitante. Los cuásares eran originalmente 'quasi-stellar' en imágenes ópticas ya que tenían luminosidades ópticas que eran mayores que la de su galaxia receptora. Siempre muestran una fuerte emisión continuum óptica, emisión continuum de rayos X y líneas de emisión óptica anchas y estrechas. Algunos astrónomos utilizan el término QSO (Quasi-Stellar Object) para esta clase de AGN, reservando 'quasar' para objetos de radio en voz alta, mientras que otros hablan de cuásares de radio-calor y radio-en voz alta. Las galaxias anfitrionas de los quasars pueden ser espirales, irregulares o elípticos. Existe una correlación entre la luminosidad del quasar y la masa de su galaxia anfitriona, en que los quasares más luminosos habitan las galaxias más masivas (ellipticals).
• 'Quasar 2s'. Por analogía con Seyfert 2s, estos son objetos con luminosidades similares a cuásar, pero sin emisión de continuidad nuclear óptica fuerte o emisiones de línea amplia. Son escasos en las encuestas, aunque se han identificado varios posibles candidatos quasar 2s.

AGN de radio fuerte

Vea el artículo principal Radio galaxia para una discusión sobre el comportamiento a gran escala de los chorros. Aquí, solo se discuten los núcleos activos.

• Los quasars de radio se comportan exactamente como cuásares de radio con la adición de la emisión de un jet. Por lo tanto, muestran una fuerte emisión continua óptica, líneas de emisión anchas y estrechas y una fuerte emisión de rayos X, junto con la emisión de radio nuclear y a menudo ampliada.
• Las clases de "Blazars" (objetos BL Lac y quasars OVV) se distinguen por la emisión de radio y rayos X rápida variable, polarizada. Los objetos BL Lac no muestran líneas de emisión ópticas, anchas o estrechas, de manera que sus rojizos sólo pueden determinarse a partir de características en el espectro de sus galaxias anfitrionas. Las características de la línea de emisión pueden estar intrínsecamente ausentes o simplemente empañados por el componente variable adicional. En este último caso, las líneas de emisión pueden ser visibles cuando el componente variable está a bajo nivel. Los cuásares OVVV se comportan más como cuásares de radio estándar con la adición de un componente rápidamente variable. En ambas clases de fuente, se cree que la emisión variable se origina en un jet relativista orientado cerca de la línea de visión. Los efectos relativos amplifican tanto la luminosidad del chorro como la amplitud de la variabilidad.
• galaxias de radio. Estos objetos muestran emisiones de radio nucleares y extendidas. Sus otras propiedades de AGN son heterogéneas. Pueden dividirse ampliamente en clases de baja-excitación y alta-excitación. Los objetos de baja expresión no muestran líneas de emisión estrechas o amplias, y las líneas de emisión que tienen pueden estar emocionadas por un mecanismo diferente. Su emisión nuclear óptica y radiológica es consistente con el origen puramente en un jet. Pueden ser los mejores candidatos actuales para AGN con una acreción radiativamente ineficiente. Por el contrario, los objetos de alta expresión (galaxias de radio de línea estrecha) tienen espectros de línea de emisión similares a los de Seyfert 2s. La pequeña clase de galaxias de radio de línea amplia, que muestran una emisión continuum óptica nuclear relativamente fuerte, probablemente incluye algunos objetos que son simples quasares de radio de baja luminosidad. Las galaxias anfitrionas de las galaxias radiales, cualquiera que sea su tipo de línea de emisión, son esencialmente siempre elípticas.

Unificación de especies AGN

Modelos AGN unificados

Los modelos unificados proponen que diferentes clases observacionales de AGN son un solo tipo de objeto físico observado en diferentes condiciones. Los modelos unificados preferidos actualmente son 'modelos unificados basados en orientación' lo que significa que proponen que las diferencias aparentes entre diferentes tipos de objetos surgen simplemente debido a sus diferentes orientaciones para el observador. Sin embargo, se debaten (ver más abajo).

Unificación silenciosa de radio

A bajas luminosidades, los objetos a unificar son las galaxias Seyfert. Los modelos de unificación proponen que en Seyfert 1s el observador tiene una visión directa del núcleo activo. En Seyfert 2s, el núcleo se observa a través de una estructura de oscurecimiento que impide una visión directa del continuo óptico, la región de línea ancha o la emisión de rayos X (blandos). La idea clave de los modelos de acreción dependientes de la orientación es que los dos tipos de objetos pueden ser iguales si solo se observan ciertos ángulos en la línea de visión. La imagen estándar es de un toroide de material oscurecedor que rodea el disco de acreción. Debe ser lo suficientemente grande como para oscurecer la región de líneas anchas, pero no lo suficientemente grande como para oscurecer la región de líneas estrechas, que se ve en ambas clases de objetos. Los Seyfert 2 se ven a través del toro. Fuera del toro hay material que puede dispersar parte de la emisión nuclear en nuestra línea de visión, lo que nos permite ver un continuo óptico y de rayos X y, en algunos casos, líneas de emisión anchas, que están fuertemente polarizadas, lo que demuestra que tienen sido dispersado y demostrando que algunos Seyfert 2 realmente contienen Seyfert 1 ocultos. Las observaciones infrarrojas de los núcleos de Seyfert 2s también respaldan esta imagen.

A luminosidades más altas, los cuásares ocupan el lugar de los Seyfert 1, pero, como ya se mencionó, los correspondientes 'cuásares 2' son esquivos en la actualidad. Si no tienen el componente de dispersión de Seyfert 2, serían difíciles de detectar, excepto a través de su emisión luminosa de rayos X duros y de línea estrecha.

Unificación de radio fuerte

Históricamente, el trabajo en la unificación de radio-ruidoso se ha concentrado en cuásares de radio-ruidoso de alta luminosidad. Estos pueden unificarse con radiogalaxias de línea angosta de una manera directamente análoga a la unificación de Seyfert 1/2 (pero sin la complicación de mucho en el camino de un componente de reflexión: las radiogalaxias de línea angosta no muestran un continuo óptico nuclear o X reflejado). componente de rayos -, aunque ocasionalmente muestran emisión de línea ancha polarizada). Las estructuras de radio a gran escala de estos objetos proporcionan evidencia convincente de que los modelos unificados basados en la orientación son realmente ciertos. La evidencia de rayos X, donde está disponible, respalda la imagen unificada: las radiogalaxias muestran evidencia de oscurecimiento de un toro, mientras que los cuásares no, aunque se debe tener cuidado ya que los objetos de radio fuerte también tienen un componente suave relacionado con el chorro no absorbido, y alto la resolución es necesaria para separar la emisión térmica de las fuentes' entorno de gas caliente a gran escala. En ángulos muy pequeños a la línea de visión, domina el haz relativista, y vemos un blazar de cierta variedad.

Sin embargo, la población de radiogalaxias está completamente dominada por objetos de baja luminosidad y baja excitación. Estos no muestran líneas de emisión nuclear intensas, anchas o estrechas, tienen continuos ópticos que parecen estar completamente relacionados con los chorros, y su emisión de rayos X también es consistente con provenir puramente de un chorro, sin un componente nuclear fuertemente absorbido en general.. Estos objetos no pueden unificarse con los cuásares, aunque incluyen algunos objetos de alta luminosidad al mirar la emisión de radio, ya que el toro nunca puede ocultar la región de línea estrecha en la medida requerida, y dado que los estudios infrarrojos muestran que no tienen armas nucleares ocultas. componente: de hecho, no hay evidencia de un toro en estos objetos en absoluto. Lo más probable es que formen una clase separada en la que solo las emisiones relacionadas con los chorros son importantes. En pequeños ángulos con respecto a la línea de visión, aparecerán como objetos BL Lac.

Crítica a la unificación radio-silencioso

En la literatura reciente sobre AGN, que está sujeta a un intenso debate, un conjunto cada vez mayor de observaciones parece estar en conflicto con algunas de las predicciones clave del Modelo Unificado, p. que cada Seyfert 2 tiene un núcleo de Seyfert 1 oscurecido (una región de línea ancha oculta).

Por lo tanto, no se puede saber si el gas en todas las galaxias Seyfert 2 está ionizado debido a la fotoionización de una sola fuente continua no estelar en el centro o debido a la ionización de choque de, p. intensos estallidos nucleares. Los estudios espectropolarimétricos revelan que solo el 50% de las Seyfert 2 muestran una región de línea ancha oculta y, por lo tanto, dividen las galaxias Seyfert 2 en dos poblaciones. Las dos clases de poblaciones parecen diferir por su luminosidad, donde los Seyfert 2 sin una región de línea ancha oculta son generalmente menos luminosos. Esto sugiere que la ausencia de una región de línea ancha está relacionada con una relación de Eddington baja y no con el oscurecimiento.

El factor de cobertura del toro podría desempeñar un papel importante. Algunos modelos de torus predicen cómo Seyfert 1s y Seyfert 2s pueden obtener diferentes factores de cobertura a partir de una dependencia de la luminosidad y la tasa de acreción del factor de cobertura del torus, algo respaldado por estudios en la radiografía de AGN. Los modelos también sugieren una dependencia de la tasa de acreción de la región de línea ancha y proporcionan una evolución natural de motores más activos en Seyfert 1 a motores más "muertos" Seyfert 2s y puede explicar el desglose observado del modelo unificado a bajas luminosidades y la evolución de la región de líneas anchas.

Si bien los estudios de AGN individuales muestran desviaciones importantes de las expectativas del modelo unificado, los resultados de las pruebas estadísticas han sido contradictorios. El defecto más importante de las pruebas estadísticas mediante comparaciones directas de muestras estadísticas de Seyfert 1s y Seyfert 2s es la introducción de sesgos de selección debido a criterios de selección anisotrópicos.

Estudiar las galaxias vecinas en lugar de los propios AGN primero sugirió que el número de vecinos era mayor para Seyfert 2 que para Seyfert 1, en contradicción con el modelo unificado. Hoy, habiendo superado las limitaciones anteriores de tamaños de muestra pequeños y selección anisotrópica, los estudios de vecinos de cientos a miles de AGN han demostrado que los vecinos de Seyfert 2 son intrínsecamente más polvorientos y más formadores de estrellas que Seyfert 1 y una conexión entre el tipo AGN, Morfología de la galaxia anfitriona e historial de colisiones. Además, los estudios de agrupamiento angular de los dos tipos de AGN confirman que residen en diferentes entornos y muestran que residen dentro de halos de materia oscura de diferentes masas. Los estudios ambientales de AGN están en línea con los modelos de unificación basados en la evolución en los que los Seyfert 2 se transforman en Seyfert 1 durante la fusión, lo que respalda modelos anteriores de activación de núcleos Seyfert 1 impulsada por la fusión.

Si bien aún prevalece la controversia sobre la solidez de cada estudio individual, todos están de acuerdo en que los modelos más simples basados en el ángulo de visión de la Unificación AGN están incompletos. Seyfert-1 y Seyfert-2 parecen diferir en la formación de estrellas y la potencia del motor AGN.

Si bien aún puede ser válido que un Seyfert 1 oscurecido pueda aparecer como un Seyfert 2, no todos los Seyfert 2 deben albergar un Seyfert 1 oscurecido. Comprender si es el mismo motor que impulsa todos los Seyfert 2, la conexión a radio fuerte AGN, los mecanismos de la variabilidad de algunos AGN que varían entre los dos tipos en escalas de tiempo muy cortas, y la conexión del tipo AGN con el entorno a pequeña y gran escala siguen siendo cuestiones importantes para incorporar en cualquier modelo unificado de núcleos galácticos activos..

Un estudio de Swift/BAT AGN publicado en julio de 2022 agrega compatibilidad con el "modelo de unificación regulado por radiación" esbozado en 2017. En este modelo, la tasa de acreción relativa (denominada "relación de Eddington") del agujero negro tiene un impacto significativo en las características observadas del AGN. Los agujeros negros con proporciones de Eddington más altas parecen tener más probabilidades de no estar oscurecidos, ya que han eliminado el material que oscurece localmente en un período de tiempo muy corto.

Usos cosmológicos y evolución

Durante mucho tiempo, las galaxias activas mantuvieron todos los récords de los objetos con mayor corrimiento al rojo conocidos en el espectro óptico o de radio, debido a su alta luminosidad. Todavía tienen un papel que desempeñar en los estudios del universo primitivo, pero ahora se reconoce que un AGN ofrece una imagen muy sesgada del universo "típico" galaxia de alto corrimiento al rojo.

La mayoría de las clases luminosas de AGN (radio-ruidoso y radio-silencioso) parecen haber sido mucho más numerosas en el universo primitivo. Esto sugiere que los agujeros negros masivos se formaron desde el principio y que las condiciones para la formación de AGN luminosos eran más comunes en el universo primitivo, como una disponibilidad mucho mayor de gas frío cerca del centro de las galaxias que en la actualidad. También implica que muchos objetos que alguna vez fueron cuásares luminosos ahora son mucho menos luminosos o completamente inactivos. La evolución de la población AGN de baja luminosidad se comprende mucho menos debido a la dificultad de observar estos objetos con altos desplazamientos al rojo.