Galaxia Seyfert

As galaxias Seyfert (ou de Seyfert) son un dos dos maiores grupos de galaxias activas, xunto cos quásares. Teñen un núcleo similar ao dos quásares (fontes brillantes moi luminosas e distantes de radiación electromagnética) cun brillo superficial moi alto, cuxo espectro revela fortes liñas de emisión de alta ionización, pero, a diferenza dos quásares, as súas galaxias hospedadoras son claramente detectables.
As galaxias Seyfert supoñen un 10% de todas as galaxias e son algúns dos obxectos máis intensamente estudados en astronomía, xa que se cre que están alimentadas polo mesmo fenómeno que ocorre nos quásares, aínda que están máis próximas a nós e son menos luminosas que os quásares. Estas galaxias teñen buratos negros supermasivos nos seus centros, que están rodeados por discos de acreción de material que está caendo no burato. Os discos de acreción crese que son a fonte da radiación ultravioleta observada. O exame da emisión ultravioleta e as liñas de absorción proporciona o mellor diagnóstico para saber a composición do material que os rodea.
Vistas con luz visible, a maioría das galaxias Seyfert semellan galaxias espirais normais, pero cando se estudan baixo outras lonxitudes de onda, queda claro que a luminosidade dos seus núcleos é de intensidade comparable á luminosidade dunha galaxia completa do tamaño da Vía Láctea.
As galaxias Seyfert reciben o seu nome por Carl Seyfert, que foi o primeiro que describiu esta clase de galaxias en 1943. Descubrimento
As galaxias Seyfert detectáronas por primeira vez Edward A. Fath e Vesto Slipher en 1908, desde o Observatorio Lick ao examinaren o espectro de obxectos astronómicos que se pensaba que eran "nebulosas espirais". Decatáronse que NGC 1068 mostraba seis liñas de emisión brillantes, que se consideraban pouco habituais, xa que a maioría dos obxectos observados mostraban un espectro de absorción correspondente ás estrelas.
En 1926, Edwin Hubble examinou as liñas de emisión de NGC 1068 e doutras dúas "nebulosas" e clasificounas como obxectos extragalácticos. En 1943, Carl Keenan Seyfert dscubriu máis galaxias similares a NGC 1068 e informou que estas galaxias tiñan núcleos moi brillantes parecidos a estrelas, que producían amplas liñas de emisión. En 1944 detectouse Cygnus A a 160 MHz, e esta detección foi confirmada en 1948 cando se estableceu que era unha fonte discreta. A súa estrutura de dobre radio fíxose aparente co uso da interferometría. En poucos anos, descubríronse outras fontes de radio como os restos de supernovas. Ao final da década de 1950, descubríronse as características máis importantes das galaxias Seyfert, incluíndo que os seus núcleos son extremadamente compactos (< 100 pc, é dicir, "non resoltos"), teñen grandes masas (≈109±1 masas solares), e a duración do pico de emisións nucleares é relativamente curto (>108 anos). Nas décadas de 1960 e 1970, leváronse a cabo investigacións para coñecer mellor as propiedades das galaxias Seyfert. Tomáronse algunhas medidas dos tamaños reais dos núcleos Seyfert, e estableceuse que as liñas de emisión de NGC 1068 se orixinaban nunha rexión duns mil anos luz de diámetro. Había discusión sobre se o desprazamento ao vermello das galaxias Seyfert tiña orixe cosmolóxica. As estimacións que confirmaban a distancia das galaxias Seyfert e as súas idades eran limitadas, xa que os seus núcleos variaban en brillo en escalas de tempo de só uns poucos anos; polo que os argumentos referidos á distancia a esas galaxias e a velocidade constante da luz non sempre se podían usar para determinar as súas idades. Na mesma época, os investigadores iniciaran o exame, identificación e catalogación sistemática de galaxias, incluíndo as Seyferts. A inicios de 1967, Benjamin Markarian publicou unha lista que contiña uns centos de galaxias distinguidas polas súas fortes emisións ultravioletas, e as medidas das posicións dalgunhas delas foron melloradas en 1973 por outros investigadores. Nese momento, críase que o 1% das galaxias espirais eran Seyferts. En 1977, atopouse que moi poucas galaxias Seyfert eran elípticas, a maioría delas eran galaxias espirais normais ou barradas. Durante o mesmo período de tempo, fixéranse esforzos para recadar datos espectrofotométricos das galaxias Seyfert. Fíxose obvio que non todos os espectros das galaxias Seyfert eran iguais, polo que tiñan que ser subclasificadas de acordo coas características do seu espectro de emisión. Ideouse unha división simple nos tipos I e II, que dependían da anchura relativa das súas liñas de emisión. Posteriormente sóubose que algúns núcleos Seyfert mostran propiedades intermedias, que serven para subclasificalas nos subtipos 1. 2, 1. 5, 1. 8 e 1. 9 (ver Clasificación). Os primeiros exames das galaxias Seyfert estaban nesgados ao teren en conta só os representantes máis brillantes deste grupo. Exames máis recentes que teñen en conta tamén as galaxias con baixa luminosidade e os núcleos Seyfert escurecidos suxiren que o fenómeno Seyfert é en realidade bastante común, e supón o 16% ± 5% das galaxias; mesmo hai varias ducias de galaxias que mostran o fenómeno Seyfert situadas moi preto (≈27 Mpc) da nosa propia galaxia. As galaxias Seyfert forman unha fracción substancial das galaxias que aparecen no catálogo markariano, que é unha lista de galaxias que mostran un exceso de ultravioleta nos seus núcleos. Características
Un núcleo galáctico activo é unha rexión compacta no centro dunha galaxia que ten unha luminosidade maior do normal en partes do espectro electromagnético. Unha galaxia que teña un núcleo activo chámase galaxia activa. Os núcleos galácticos activos son as fontes máis luminosas de radiación electromagnética do Universo, e a súa evolución pon restricións aos modelos cosmolóxicos. Dependendo do tipo, a súa luminosidade varía nunha escala de tempo de horas a uns poucos anos. As dúas subclases máis grandes de galaxias activas son os quásares e as galaxias Seyfert, a principal diferenza entre as dúas é a cantidade de radiación que emiten. Nunha galaxia Seyfert típica, a fonte nuclear emite nas lonxitudes de onda visibles unha cantidade de radiación comparable á de todas as estrelas xuntas dunha galaxia, mentres que nun quásar a fonte nuclear é máis brillante que todas as estrelas dunha galaxia en polo menos un factor de 100. As galaxias Seyfert teñen núcleos extremadamente brillantes, con luminosidades que están entre 108 e 1011 veces a luminosidade solar. Só un 5% delas son radiobrillantes; as súas emisións son moderadas en raios gamma e brillantes en raios X. Os seus espectros visible e infravermello mostran liñas de emisión moi brillantes de hidróxeno, helio, nitróxeno e oxíxeno. Estas liñas de emisión teñen forte ensanchamento Doppler, o cal implica velocidades de 500 a 4000 km/s, e crese que se orixinan preto do disco de acreción que rodea o burato negro central.
Luminosidade de Eddington
Pode calcularse o límite inferior da masa do burato negro central usando a luminosidade de Eddington. Este límite orixínase porque a luz mostra unha presión de radiación. Asume que un burato negro está rodeado por un disco de gas luminoso. Tanto a forza gravitacional atractiva que actúa sobre os pares electrón-ión no disco coma a forza repulsiva exercida pola presión de radiación seguen unha lei do cadrado inverso. Se a forza gravitacional exercida polo burato negro é menor que a forza repulsiva debida á presión de radiación, o disco será expulsado lonxe pola presión de radiación.
Emisións
As liñas de emisión vistas no espectro das galaxias Seyfert poden proceder da superficie do disco de acreción, ou poden proceder de nubes de gas iluminadas polo motor central nun cono de ionización. A xeometría exacta dunha rexión emisora é difícil de determinar debido a unha pobre resolución do centro galáctico. Porén, cada parte do disco de acreción ten unha diferente velocidade relativa desde a nosa liña visual, e canto máis rápido rota o gas arredor do burato negro, máis ancha será a liña de emisión.
As liñas estreitas crese que se orixinan da parte externa do núcleo galáctico activo, no cal as velocidades son menores, mentres que as liñas anchas se orixinan preto do burato negro. Isto foi confirmado porque as liñas estreitas non varían detectablemente, o cal implica que a rexión emisora é grande, ao contrario que as liñas anchas, que poden variar en escalas de tempo relativamente curtas. O mapa de reverberación é unha técnica que usa esta variabilidade para tratar de determinar a localización e morfoloxía da rexión emisora. Esta técnica mide a estrutura e a cinemática da rexión emisora de liña ancha ao observar os cambios nas liñas emitidas como resposta aos cambios no espectro continuo. O uso do mapa de reverberación require a asunción de que o continuo se orixina nunha soa fonte central. Para 35 AGN, utilizouse o mapa de reverberación para calcular a masa dos buratos negros centrais e o tamaño das rexións de liña ancha.
Nas poucas galaxias Seyfert con emisións altas de radio (radio-intensas) que se observaron, a emisión de radio crese que representa unha emisión sincrotron xerada no chorro. A emisión infravermella é debida a que a radiación noutras bandas está sendo procesada polo po próximo ao núcleo. Os fotóns de maior enerxía crese que se crean por dispersión de Compton inversa por unha coroa de alta temperatura preto do burato negro. Clasificación
As Seyferts foron clasificadas primeiramente en dúas clases: tipo I e tipo II, dependendo das liñas de emisión que mostraba o seu espectro. O espectro das galaxias Seyfert tipo I mostran liñas anchas que inclúen tanto liñas permitidas, como as H I, He I ou He II coma liñas prohibidas máis estreitas, como a O III. Mostran tamén algunhas liñas permitidas máis estreitas, pero incluso estas liñas estreitas son moito máis anchas que as liñas que presentan as galaxias normais. Porén, o espectro das galaxias Seyfert tipo II mostran só liñas estreitas permitidas e non permitidas. As liñas prohibidas son liñas espectrais que aparecen debido a transicións de electróns normalmente non permitidas polas regras de selección da mecánica cuántica, pero aínda teñen unha pequena probabilidade de aparecer espontaneamente. O termo "prohibido" confunde un pouco, xa que as transicións de electróns que as causan non son prohibidas senón altamente improbables. Nalgúns casos, os espectros mostran liñas permitidas anchas e estreitas, polo cal son clasificadas como un tipo intermedio entre o tipo I e o tipo II, como as Seyfert tipo 1. 5. Os espectros dalgunhas desas galaxias cambiaron de tipo 1. 5 a tipo II en cuestión de poucos anos. Porén, a liña de emisión Hα ancha característica raramente (ou nunca) desaparece. A orixe das diferenzas entre as galaxias Seyfert tipo I e tipo II non se coñece aínda. Hai uns poucos casos nos que as galaxias foron identificadas como de tipo II só porque os compoñentes anchos das liñas espectrais foron moi difíciles de detectar. Algúns pensan que todas as Seyferts tipo II son de feito de tipo I, nas que os compoñentes anchos das liñas son imposibles de detectar debido ao ángulo no que nós estamos con respecto á galaxia. Especificamente, nas galaxias Seyfert tipo I, observamos a fonte compacta central máis ou menos directamente, e así facemos a mostraxe das nubes de alta velocidade na rexión de emisión de liña ancha movéndose arredor do burato negro supermasivo que se cre está no centro da galaxia. En contraste, nas galaxias Seyfert tipo II, os núcleos activos están escurecidos e só se ven as rexións externas máis frías localizadas máis externamente á rexión de emisión de liña ancha das nubes. Esta teoría coñécese como "esquema de Unificación" das galaxias Seyfert. Porén, non está claro se esta hipótese poida explicar todas as diferenzas observadas entre os dous tipos.
Galaxias Seyfert tipo I
As Seyferts tipo I son fontes moi brillantes de luz ultravioleta e de raios X ademais de luz visible procedente dos seus núcleos. Teñen dous conxuntos de liñas de emisión nos seus espectros: liñas estreitas con anchuras (medidas en unidades de velocidade) de varios centos de km/s, e liñas anchas con anchuras de ata 104 km/s. As liñas anchas orixínanse sobre o disco de acreción do burato negro supermasivo que se cre que produce a enerxía da galaxia, mentres que as liñas estreitas aparecen alén da rexión de liña ancha do disco de acreción. Ambas as emisións están causadas por gas moi ionizado. A emisión de liña ancha orixínase nunha rexión de 0, 1-1 parsec de lonxitude. A rexión de emisión de liña ancha, RBLR, pode estimarse a partir do tempo de retardo correspondente ao tempo que tarda a luz en viaxar desde a fonte do espectro continuo ao gas emisor da liña.
Galaxias Seyfert tipo II
As galaxias Seyfert tipo II teñen o núcleo brillante característico, e aparecen brillantes cando se ven en lonxitudes de onda do infravermello. Os seus espectros conteñen liñas estreitas asociadas con transicións prohibidas, e liñas anchas asociadas con dipolos fortes permitidos ou transicións de intercombinación. Nalgúns tipos de galaxias Seyfert tipo II as análises feitas cunha técnica chamada espectro-polarimetría (espectroscopia de compoñente de luz polarizada) revelaron rexións tipo I escurecidas. No caso de NGC 1068, mediuse a luz nuclear reflectida pola nube de po, o que levou aos científicos a crer na presenza dun toro de po que a escurece situado arredor do continuo brillante e o núcleo de liña de emisión ancha. Cando a galaxia se ve desde un lado, o núcleo é observado directamente por reflexión no gas e po por riba e por debaixo do toro. Esta reflexión causa a polarización.
Galaxias Seyfert tipo 1. 2, 1. 5, 1. 8 e 1. 9
En 1981, Donald Osterbrock introduciu as notacións Seyfert 1. 5, 1. 8 e 1. 9, nas que estas subclases están baseadas na aparencia óptica do espectro, e as clases numericamente máis grandes teñen compoñentes de liña ancha máis febles en relación coas liñas estreitas. Por exemplo, o tipo 1. 9 só mostra un compoñente ancho na liña Hα, e non nas liñas de Balmer de orde maior. No tipo 1. 8, poden detectarse liñas anchas moi febles nas liñas Hβ así como nas Hα, aínda que son febles comparadas coas Hα. No tipo 1. 5, a forza das liñas Hα e Hβ son comparables.
Outras galaxias similares ás Seyfert
Ademais da progresión das Seyfert do tipo I ao tipo II (incluíndo a do tipo 1. 2 ao tipo 1. 9), hai outros tipos de galaxias que son moi similares ás Seyferts ou que poden ser consideradas unha subclase delas. Moi similares ás Seyferts son as radiogalaxias de emisión de liña estreita de baixa ionización ou LINER (do inglés low-ionisation narrow-line emission radio galaxies), descubertas en 1980. Estas galaxias teñen fortes liñas de emisión de átomos debilmente ionizados ou neutros, mentres que as liñas de emisión de átomos fortemente ionizados son relativamente débiles en comparación. As LINER comparten moitas características coas Seyferts de baixa luminosidade. De feito, cando se ven con luz visible, as características globais das súas galaxias hospedadoras son indistinguibles. Ademais, ambas as dúas mostran unha rexión de emisión de liña ancha, pero a rexión emisora da liña nas LINER ten unha menor densidade que nas Seyferts. Un exemplo dese tipo de galaxias é M104 na constelación de Virgo, tamén coñecida como a galaxia Sombrero (sombreiro). Unha galaxia que é á vez unha LINER e unha Seyfert tipo I é NGC 7213, unha galaxia que está relativamente próxima comparada con outros núcleos galácticos activos. Outra subclase moi interesante é a das Seyfert I de liña estreita (NLSy1, do inglés narrow line Seyfert I), que foron moi investigadas nos últimos anos. Teñen liñas moito máis estreitas que as liñas anchas das Seyfert I clásicas, espectros de raios X suaves e forte emisión para o Fe[II]. As súas propiedades suxiren que as galaxias Seyfert I de liña estreita son núcleos galácticos activos xoves con altas taxas de acreción, o que suxire unha masa do burato negro central relativamente pequena pero crecente. Hai teorías que suxiren que as Seyfert I de liña estreita son galaxias nunha etapa moi inicial da súa evolución, e propuxéronse ligazóns entre elas e as galaxias infravermellas ultraluminosas ou as galaxias Seyfert II. Evolución
A maioría das galaxias activas son moi distantes e mostran un gran desprazamento Doppler. Isto suxire que as galaxias activas apareceron nas etapas iniciais do Universo e, debido á inflación cósmica, están afastándose da Vía Láctea a velocidades moi altas. Os quásares son as galaxias activas máis distantes, algunhas das cales están a distancias de 12 mil millóns de anos luz de nós. As galaxias Seyfert están moito máis próximas á Terra que os quásares. Como a luz ten unha velocidade finita, ver obxectos a grandes distancias no Universo é o equivalente de ver o pasado do Universo. Por tanto, a observación de núcleos galácticos activos situados a grandes distancias e a súa escaseza na zona próxima a nós do Universo indica que eran moito máis comúns no Universo temperán, o que implica que os núcleos galácticos activos poderían ser etapas iniciais da evolución galáctica. Isto leva a preguntarse que obxectos son no Universo local (de hoxe en día) os correspondentes aos núcleos galácticos activos que atopamos a grandes desprazamentos ao vermello. Propúxose que as Seyfert I de liña estreita (NLSy1) poderían ser os obxectos de pequeno desprazamento ao vermello correspondentes cos quásares atopados a grandes desprazamentos ao vermello (z>4). Ambos os dous tipos de obxectos teñen moitas propiedades similares; por exemplo: altas metalicidades ou padróns de liñas de emisión similares (forte Fe [II], feble O [III]). Algunhas observacións indican que a emisión dos núcleos galácticos activos desde o seu núcleo non é esfericamente simétrica e que o núcleo mostra con frecuencia simetría axial, e a radiación escapa nunha rexión cónica. Baseándose nesta observación, elaboráronse modelos para explicar as diferentes clases de núcleos galácticos activos considerándoos orixinados polas diferentes orientacións destes con respecto á liña observacional na que os vemos. Ditos modelos denomínanse modelos unificados. Os modelos unificados explican a diferenza entre as galaxias Seyfert I e Seyfert II como o resultado de que as Seyfert II están rodeadas por toros que as escurecen e impiden que os telescopios vexan a rexión de liña ancha. Os quásares e blázares poden axustarse moi facilmente a este modelo. O principal problema de tal esquema de unificación é tratar de explicar por que algúns núcleos galácticos activos teñen altas emisións de radio (radio-intensos) mentres que outros son radio-silenciosos. Suxeriuse que estas diferenzas poden deberse a diferenzas no xiro do burato negro central. Exemplos
Valaquí algúns exemplos de galaxias Seyfert: Galaxia Circinus, ten dous aneis de gas exectados desde o seu centro
Centaurus A, aparentemente a galaxia Seyfert máis brillante vista desde a Terra; unha galaxia elíptica xigante e tamén clasificada como radiogalaxia, notable polos seus chorros relativistas que se estenden en lonxitude máis dun millón de anos luz.
Cygnus A, a primeira radiogalaxia identificada e a fonte de radio máis brillante do ceo vista en frecuencias por riba de 1 GHz
Messier 51a (NGC 5194), a galaxia do remuíño, unha das galaxias máis coñecidas do firmamento
Messier 66 (NGC 3627), parte do Triplete de Leo
Messier 77 (NGC 1068), unha das primeiras galaxias Seyfert que se clasificaron
Messier 81 (NGC 3031), a segunda galaxia Seyfert máis brillante do ceo despois de Centaurus A
Messier 87 (NGC 4486), galaxia central do Cúmulo de Virgo e a maior galaxia do Supercúmulo Local en canto a volume; unha galaxia superxigante elíptica que tamén se clasifica como radiogalaxia polo seu longo chorro relativista de 4400 anos luz alimentado por un inmenso burato negro supermasivo cunha masa de (3, 5 ± 0. 2)-6, 3 miles de millóns de masas solares
Messier 88 (NGC 4501), un membro do gran Cúmulo de Virgo e unha das galaxias Seyfert máis brillantes do ceo.
Messier 106 (NGC 4258), unha das galaxias Seyfert mellor coñecidas, ten un megamáser de vapor de auga no seu núcleo visto pola liña de 22-GHz de orto-H2O.
NGC 262, un exemplo de galaxia cun halo estendido gasoso H I
NGC 1097, ten catro chorros ópticos estreitos que saen do seu núcleo
NGC 1275, cuxo burato negro central produce a nota musical si bemol máis grave que se teña rexistrado
NGC 1365, notable polo seu burato negro central que xira case á velocidade da luz
NGC 1566, unha das primeiras galaxias Seyfert que se clasificaron
NGC 1672, ten un núcleo englobado por intensas rexións starburst
NGC 1808, tamén unha galaxia starburst
NGC 3079, ten unha burbulla xigante de gas quente que sae do seu centro
NGC 3185, membro do grupo Hickson 44
NGC 3259, tamén unha forte fonte de raios X
NGC 3783, tamén unha forte fonte de raios X
NGC 3982, tamén unha galaxia starburst
NGC 4151, ten dous buratos negros supermasivos no seu centro
NGC 4395, un exemplo de galaxia de baixo brillo superficial cun burato negro de masa intermedia no seu centro
NGC 4725, unha das galaxias Seyfert máis brillantes e próximas á Terra; ten unha nube en espiral moi longa de gas que rodea o seu centro vista en infravermellos
NGC 4945, unha galaxia relativamente próxima a Centaurus A.
NGC 5033, ten un núcleo Seyfert desprazado do seu centro cinemático
NGC 5548, un exemplo de galaxia Seyfert lenticular
NGC 6240, tamén clasificada como galaxia infravermella ultraluminosa (ULIRG)
NGC 6251, a radiogalaxia de baixa excitación máis brillante de raios X no catálogo 3CRR
NGC 7479, unha galaxia espiral con brazos que se abren en dirección oposta aos brazos ópticos
IC 2560, unha galaxia espiral cun núcleo similar a NGC 1097 Notas e referencias
Notas Referencias