Web Analytics Made Easy - Statcounter

[HOME PAGE] [STORES] [CLASSICISTRANIERI.COM] [FOTO] [YOUTUBE CHANNEL]

Gal??xia activa - Viquip??dia

Gal??xia activa

De Viquip??dia

Un nucli de gal??xia actiu (AGN per les sigles en angl??s) ??s una regi?? compacta al centre d'una gal??xia que t?? una lluminositat m??s alta del normal en alguns o tots els espectres electromagn??tics (en la longitud d'ona de r??dio, infraroig, ??ptic, ultraviolat, raigs X i/o raigs gamma) Una gal??xia que allotja un AGN s'anomena gal??xia activa. La radiaci?? provinent d'un nucli de gal??xia actiu podria ser el resultat de l'acreci?? en un forat negre supermassiu al centre de la gal??xia hoste. Els nuclis de gal??xia actius s??n les fonts de radiaci?? electromagn??tica de m??s persist??ncia lluminosa de l'univers, i com a tal es poden unsar com a mitj?? per al descobriment d'objectes llunyans; la seva evoluci?? com a funci?? de temps c??smic tamb?? estableix limitacions en els models cosmol??gics.

Imatge d'un jet a 5.000 anys llum ejectat del nucli actiu de la gal??xia el??l??ptica M87 (una radiogal??xia) feta pel telescopi espacial Hubble. La radiaci?? sincrotr?? del jet blau contrasta amb la llum estel??lar de la gal??xia hoste groga.
Imatge d'un jet a 5.000 anys llum ejectat del nucli actiu de la gal??xia el??l??ptica M87 (una radiogal??xia) feta pel telescopi espacial Hubble. La radiaci?? sincrotr?? del jet blau contrasta amb la llum estel??lar de la gal??xia hoste groga.

Taula de continguts

[edita] Models de nuclis actius

S'ha discutit durant molt de temps que els nuclis galactics actius estan propulsats per l'acreci?? a forats negres massius (amb masses entre 106 and 1010 vegades la llum del Solt). Els nuclis de gal??xia actius s??n tan persistentment i extremament lluminosos com compactes; l'acreci?? pot donar potencialment una conversi?? eficient d'energia potencial i cin??tica a radiaci??, i un forat negre massiu t?? una alta lluminositat d'Eddington, per tant podria proveir l'alta i persistent lluminositat observada. Els forats negres supermassius centrals es creu que existeixen al centre de totes les gal??xies massives: la massa del forat negre concorda b?? amb la velocitat de dispersi?? o lluminositat del bulb de la gal??xia. Encara que caracter??stiques similars a les de nuclis de gal??xies actius es poden esperar all?? on un subministrament de material per acreci?? prov??s de l'esfera d'influ??ncia del forat negre central.

[edita] Disc d'acreci??

En el model est??ndard de nucli gal??ctic actiu, el material fred proper al forat negre central forma un disc d'acreci??. L'espectre que s'espera d'un disc d'acreci?? d'un forat negre supermassiu arriba al seu m??xim en la longitud d'ona ??ptica-ultraviolada; a m??s, una corona de material calent es forma per sobre del disc d'acreci?? i pot causa un efecte Compton inversa superior a l'energia dels raigs X. La radiaci?? del disc d'acreci?? excita els materials freds propers al forat negre i es produeix radiaci?? via l??nies d'emissi??. Una gran part de de la producci?? prim??ria dels nuclis gal??ctics actius pot ser enfosquida pel gas o pols interestel??lar propera al disc d'acreci??, per?? alhora podria ser re-radiada i tornar a emetre en a en altres longituds d'ona, en la seva majoria en forma de infraroig.

[edita] Jets relativistes

Alguns discs d'acreci?? produeixen jets, parells de surg??ncies de mat??ria extremadament r??pida que emergeixen prop del disc (la direcci?? del jet es pot determinar o pel moment angular de l'eix del disc o per l'eix de rotaci?? del forat negre). Els mecanismes de producci?? del jet i la seva composici?? a petita escala no es coneixen actualment, ja que les observacions no poden distingir entre les variacions dels models te??rics que existeixen. S??n sobretot visibles en la longitud d'ona de r??dio, on la interferometria a molt llarga base es pot usar per estudiar la radiaci?? sincrotr?? que emeten per sota de l'escala sub-parsec. No obstant, irr??dien en totes les longituds d'ona des de r??dio a raigs gamma via el sincrotr?? i difusi?? Compton inversa, i per tant els nuclis de gal??xia actiu amb jets tenen un segona font potencial de radiaci?? cont??nua.

[edita] Nuclis gal??ctics actius radiactivament inefica??os

Finalment, ??s important tenir en compte que hi ha una categoria radiactivament inefica?? de solucions a les equacions en l'acreci??. La m??s coneguda d'elles ??s l'acumulaci?? dominada per un flux d'advecci??[1] per?? existeixen altres. En aquests tipus d'acreci??, qu?? ??s important per als ??ndexs ben per sota del l??mit d'Eddington, la mat??ria acretada no forma un disc prim i conseq??entment no irradia l'energia que ha adquirit al moure's prop del forat negre. L'acreci?? radiactivament ineficient s'ha usat per a explicar la manca d'una forta radiaci?? de tipus nucli gal??ctic actiu provinent de forats negres supermassius del centre de gal??xies el??l??ptiques de c??muls, on podr??em esperar uns ??ndexs alts d'acreci?? i ,les altes lluminositats corresponents [2]. Els AGN radiactivament inefica??os es podria esperar que presentessin una manca d'altres moltes caracter??stiques est??ndards dels nuclis gal??ctics actius amb un disc d'acreci??.

[edita] Caracter??stiques observacionals

No hi ha cap signatura observacional d'un nucli de gal??xia actiu. La llista seg??ent cobreix algunes de les caracter??stiques hist??ricament importants que han perm??s identificar un sistmea com nucli de gal??xia actiu. .

  • Emissi?? nuclear ??ptica cont??nua. Aquesta ??s visible quan tenim una visi?? directa del disc d'acreci??. Els jets poden tamb?? contribuir a aquest component de l'emissi?? d'un nucli de gal??xia actiu. L'emissi?? ??ptica t?? una forta depend??ncia sobre la longitud d'ona.
  • Emissi?? nucleat infraroja. S??n visibles si el disc d'acreci?? i els seu envoltant est?? enfosquit per el gas o pols propera al nucli i llavors el re-emet ('reprocessa'). Com hi ha emissi?? t??rmica, es pot distingir de qualsevol altre component relacionat amb jet o disc.
  • L??nies espectrals ??ptiques amples. Aquestes provenen del material fred proper al forat negre central. Les l??nies s??n amples perqu?? el material em??s es mou a grans velocitats.
  • L??nies espectrals ??ptiques estretes. Aquestes provenen de material fred m??s distant, i per tant s??n m??s estretes que les amples.
  • Emissi?? de r??dio continuada. Aquesta ??s sempre deguda a un jet. Mostra sempre un espectre caracter??stic d'emissi?? sincrotr??.
  • Emissi?? continuada de raigs X. Aquesta pot sorgir tant d'un jet com d'una corona calenta del disc d'acreci?? en processos dispersos: en ambd??s casos mostra un espectre feble. En alguns nuclis de gal??xia actius r??dio silenciosos hi ha un 'suau esclat' en l'emissi?? de raigs X a m??s del component feble. L'origen d'aquest esclat suau encara no est?? clar.
  • L??nies d'emissi?? de raigs X. Aquest ??s el resultat de la il??luminaci?? del elements freds pesants per els raigs X continuats. La Fluoresc??ncia augmenta diferents espectres d'emissi?? , el millor conegut d'aquests espectres ??s el caracter??sticaa del ferro al voltant 6.4 keV. Aquesta l??nia pot ser estreta o ample.

[edita] Tipus de gal??xies actives

Les gal??xies actives es poden dividir en dues classes anomenades r??dio silencioses o r??dio sorolloses. En els objectes r??dio sorollosos les emissions de jets i l??buls que produeixen dominen la lluminositat del nucli actiu de la gal??xia, al menys en les longituds d'ona de r??dio per?? possiblement en altres sin?? en totes. Els objectes r??dio silenciosos s??n m??s imples ja que no existeix l'emissi?? de jet o similars.

La terminologia dels nuclis de gal??xia actius ??s sovint confusa, ja que les distincions entre els diferents tipus de nuclis de gal??xia actiu algunes vegades reflexen difer??ncies hist??riques de com van ser descoberts els objectes o com van ser classificats inicialment, m??s que en difer??ncies f??siques reals.

[edita] Nuclis gal??ctics actius r??dio silenciosos

  • Regions de L??nies espectrals nuclears d'ionitzaci?? feble (LINERs per les seves sigles en angl??s). Tal i com el nom suggereix, aquests sistemes mostren unes regions de l??nies espectrals nuclears febles, i no una altra signatura d'emissi?? de nucli de gal??xia actiu. Es pot debatre si tots aquests sistemes s??n realment nuclis de gal??xia actius (alimentats per l'acreci?? d'un forat negre supermassiu). Si ho s??n, constitueixen la classe de nucli de gal??xia actiu amb menor lluminositat.
  • Gal??xies de Seyfert. Les gal??xies de Seyfert van ser la primera classe de nucli de gal??xia actiu identificada. Mostren una emissi?? nuclear ??ptica continuada, a vegades ample a vegades estreta, a vegades amb forta emissi?? nucleat de raigs X i algunes vegades un feble r??dio jet. Originalment van ser dividides en dos tipus coneguts com Seyfert 1 i 2: Seyfert 1 mostra unes fortes l??nies espectrals amples mentre Seyfert 2 no, i Seyfert 1 s??n m??s propenses a mostrar fortes emissions de raigs X de baixa energia. Les gal??xies hostes de Seyfert s??n normalment espirals o irregulars.
  • Qu??sars r??dio silenciosos. Aquests s??n essencialment versions molt lluminoses de gal??xies de Seyfert 1: La distinci?? ??s arbitr??ria i s'expressa normalment en termes d'una magnitud ??ptica. La distinci?? ??s arbitr??ria i s'expressa normalment en termes de magnitud ??ptica. Els qu??sars s??n 'quasi estel??lar' en llum visible, i per tant tenen lluminositats ??ptiques m??s altes que les seves gal??xies hostes. Sempre mostren una forta emissi?? continuada ??ptica, emissi?? continuada de raigs X, i l??nies espectrals amples i estretes. Alguns astr??noms usen el termes (Objecte Quasi-Estel??lar) per aquesta classe de nucli de gal??xia actiu, reservant el terme 'qu??sar' per a objectes r??dio sorollosos, mentre altres parlen sobre qu??sars r??dio silenciosos o r??dio sorollosos. Les gal??xies hostes de qu??sars poden ser espirals, irregulars o el??l??ptiques: hi ha una correlaci?? entre la lluminositat del qu??sar i la massa de la gal??xia hoste, per tant els qu??sars m??s lluminosos habiten en les gal??xies m??s massives (el??l??ptiques).
  • Qu??sar 2. Per analogia amb Seyfert 2, s??n objectes amb lluminositats similars als qu??sats per?? amb forta emissi?? nuclear ??ptica continuada. S??n dif??cils de trobar, encara que s'han identificat alguns possibles candidats.

[edita] Nuclis gal??ctics actius r??dio sorollosos

  • Qu??sars r??dio sorollosos. Es comporteb exactament com els qu??sars r??dio silenciosos amb l'addic i?? de l'emissi?? d'un jet. Per tant mostren una forta emissi?? ??ptica continua, l??nies espectrals amples i estretes i forta emissi?? de raigs X.
  • Bl??zars (objectes BL Lacertae i qu??sars OVV ??pticament variables violentament). Aquestes classes es poden distingir per una emissi?? r??pidament variable de raigs X, r??dio i ??ptica polaritzada. Els objectes BL Lacertae no mostren cap mena de l??nies espectrals visibles, amples o estretes, per tant el seu despla??ament cap al vermell nom??s es pot determinar per les caracter??stiques en l'espectre de les seves gal??xies hostes. Les caracter??stiques de les l??nies espectrals poden estar intrinsicament absentes o simplement emmascarades per el component addicional variable: en aquest ??ltim cas, pot ser visible quan el component variable es en un nivell baix [3]. Els qu??sars OVV es comporten m??s com un qu??sar r??dio soroll??s est??ndard amb l'addici?? d'un component r??pidament variable. En ambdues classes de font, l'emissi?? variable es creu que est?? originada en el jet relativista orientat a prop de la l??nia de visi?? de l'observador. Els efectes relativistes amplifiquen tant la lluminositat del jet com l'amplitud de la variabilitat..
  • Radiogal??xies. Aquests objectes mostren una emissi?? de r??dio estesa i nuclear. Les altres propietats de nucli de gal??xia actiu s??n heterog??nies. Poden ser dividits en dues classes, els de baixa excitaci?? i els d'alta excitaci??[4][5]. Els objectes de baixa excitaci?? no mostren una forta emissi?? espectral ample o estreta, i les l??nies espectrals que emeten poden haver estat excitades per un mecanisme diferent[6]. L'emissi?? nuclear ??ptica i de raigs X ??s consistentn i originada en un jet;[7] [8]. Poden ser els millors candidats de nucli de gal??xia actiu amb acreci?? radiactivament ineficient. Per contra, els objectes d'alta excitaci?? (radiogal??xies amb l??nies estretes) tenen l??nies espectrals similars a les de les gal??xies de Seyfert 2. La petita classe de gal??xies de l??nies de r??dio amples, que mostren una emissi?? nuclear ??ptica continuada relativament forta[9] probablement inclou alguns objectes que s??n simplement qu??sars r??dio sorollosos de baixa lluminositat. Les gal??xies hostes de les radiogal??xies, de qualsevol tipus d'emissi??, s??n pr??cticament sempre el??l??ptiques.

[edita] Unificaci??

Els models unificats de nuclis gal??ctics actius ajunten dos o m??s classes d'objectes, basant-se en l'observaci?? tradicional, proposant que s??n realment un sol tipus d'objecte f??sic observat en diferents condicions. Els models actuals s??n 'models unificats basats en l'orientaci??', el que vol dir,que proposen que les difer??ncies aparents entre els diferents tipus d'objecte sorgeixen simplement perqu?? estan orientats de diferent manera a l'observador.[10][11]

[edita] Unificaci?? dels objectes r??dio silenciosos

A baixes lluminositats, els objectes a unificar s??n les gal??xies de Seyfert. Els models unificats proposen que en Seyfert 1 l'observador t?? una visi?? directa sobre el nucli actiu. En Seyfert 2 s'observa a trav??s d'una estructura que enfosquidora que impedeix la visi?? directa de l'emissi?? ??ptica, la regi?? de l??nia ampla o l'emissi?? suau de raigs X.La clau dels models d'acreci?? depenent de l'orientaci?? es que els dos tipus d'objectes poden ser el mateix vistos des de diferents angles. Les imatges est??ndards s??n d'un tor de material enfosquidor al voltant del disc d'acreci??. Pot ser prou gran com per enfosquir la regi?? de l??nia d'emissi?? ampla, per?? no tan gran com per a enfosquir la regi?? de l??nia d'emissi?? estreta, la qual es pot veure en les dues classes d'objectes. Les gal??xies Seyfert 2 es poden veure a trav??s del tor. Fora del tor hi ha material que pot reflectir emissi?? nuclear a la nostra l??nia de visi??, permetent que puguem veure l'emissi?? continua ??ptica i de raigs X, i en alguns casos, l??nies d'emissi?? amples-- les quals estan altament polaritzades, mostrant que han estat escampades i provant que algunes Seyfert 2 realment contenen Seyfert 1 amagades. Les observacions en infraroig dels nuclis Seyfert 2 corroboren aquesta idea.

A altes lluminositats, els qu??sars prenen el lloc a les Seyfert 1, per??, com abans s'ha mencionat, els corresponents 'quasar 2' ha estat dificils de trobar fins ara. Si no tenen el component reflector de les Seyfert 2 seran molt dif??cil de detectar a no ser a trav??s de la seva emissi?? forta de raigs X o la seva lluminositat de l??nia estreta.

[edita] Unificaci?? dels objectes r??dio sorollosos

Hist??ricament el treball en la unificaci?? dels objectes r??dio sorollosos s'ha concentrat enels qu??sars r??dio sorollosos d'alta lluminositat. Aquests es poden unificar mab les radiogal??xies de l??nies estretes d'una manera an??loga a les gal??xies Seyfert 1/2 (per?? sense la complicaci?? del component reflector: les radiogal??xies que emeten l??nies estretes no mostren emissions nuclears cont??nues o un flux de raigs X reflectit, encara que emeten ocasionalment l??nies amples polaritzades). Les estructures de r??dio a gran escala d'aquests objectes aporten la prova que aquests models sobre la orientaci?? s??n realment certs[12][13][14]. Les proves elaborades per les observacions de raigs X sostenen la tesi d'unificaci??: les radiogal??xies mostren proves d'enfosquiment per un tor de mat??ria mentre els qu??sars no, encara que s'ha d'anar amb compte ja que els objectes r??dio sorollosos tenen tamb?? un component relacionat amb els jets, ??s per tant necessari rec??rrer a l'alta definici?? para separar l'emissi?? t??rmica dels gasos calents a gran escala.[15]. Amb un petit angle en la l??nia de visi??, domina el beaming relativista, i es pot observar un bl??zar d'algun tipus.

No obstant, la poblaci?? de radiogal??xies es troba completament dominada pels objectes de baixa lluminositat i baixa excitaci??. Aquests objectes no mostren l??nies d'emissi?? nuclear forta---amples o estretes--- tenen una l??nia cont??nua en el ??ptic el que semble completament relacionat amb els jets[16], i la seva emissi?? de raigs X sembla tamb?? provenir del jet[17]. Aquests objectes no es poden unificar amb els qu??sars, incl??s si inclouen algun objecte d'alta lluminositat quan s'observa l'emissi?? de r??dio, ja que el tor no pot mai amagar la regi?? de l??nia d'emissi?? estreta, i ja que els estudis de l'infraroig mostren que no tenen components nuclears amagats[18]: de fet, no hi ha cap evid??ncia de tor en aquests objectes. Probablement, formen un tipus diferenciat en el qual nom??s ??s important l'emissi?? relacionada amb jet. En angles petits a la l??nia de visi??, apareixen com a objectes BL Lacertae [19].

[edita] Utilitzaci?? en cosmologia i evoluci??

Durant molt de temps, les gal??xies actives han aconseguit tots els r??cords de despla??ament cap al vermell, degut a la seva alta lluminositat (tant en l'espectre visual com en el de r??dio): encara juguen un paper important en els estudis sobre les primeres etapes de l'univers, per?? ara es reconeix que degut a la seva natura, els nuclis gal??ctics actius donen una imatge molt esbiaxada de la t??pica gal??xia amb despla??ament cap al vermell.

M??s interessants s??n els estudis de l'evoluci?? de la poblaci?? de nuclis gal??ctics actius. La majoria dels tipus lluminosos de nuclis gal??ctics actius (tant sorollosos com silenciosos) sembla haver estat molt m??s nombrosos en l'univers primigeni. Aix?? suggereix (1) que els forats negres supermassius es van formar abans i (2) que les condicions de formaci?? de nuclis gal??ctics actius lluminosos eren m??s favorables en aquells temps-- per exemple, que hi havia una m??s alta disponibilitat de gas fred a prop del centre de les gal??xies del que hi ha ara. Aix?? implica que molts objectes que abans eren qu??sars lluminosos ara s??n molt menys lluminosos, o no ho s??n gens. L'evoluci?? de la poblaci?? dels nuclis de gal??xia actius de baixa lluminositat est?? molt menys ben limitada degut a la dificultat de detectar i observar aquests objectes amb alts despla??aments cap al vermell.

[edita] Vegeu tamb??

[edita] Refer??ncies

  1. ??? Narayan, R. & Yi, I. (1994). Astrophysical Journal.428:L13
  2. ??? Fabian, A.C, Rees. M.J.(1995).Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.277:L55
  3. ??? Vermeulen, R.C., Ogle, P.M., Tran, H.D., Browne, I.W.A., Cohen, M.H., Readhead, A.C.S., Taylor, G.B., Goodrich, R.W. (1995) Astrophysical Journal. 452 L5
  4. ??? Hine, R.G., Longair, M.S.(1979) Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 188. P111
  5. ??? Laing, R.A., Jenkins, C.R., Wall, J.V., Unger, S.W. (1994) The First Stromlo Symposium, The Physics of Active Galaxies, ASP Conference Series, San Francisco, P201
  6. ??? Baum, S.A., Zirbel, E.L., O'Dea, C.P. (1995) Astrophysical Journal. 451, P88
  7. ??? Chiaberge, M., Capetti, A., Celotti, A. (2002) Astronomy and Astrophysics, 394, P.791
  8. ??? Hardcastle, M.J., Evans, D.A., Croston, J.H.(2006) Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 370, p.1893
  9. ??? Grandi, S.C., Osterbrock, D.E.(1978) Astrophysical Journal, 220, P783
  10. ??? Antonucci, R.(1993) Ann. Rev. Astron. Astrophys. 31, P473
  11. ??? Urry, C.M., Padovani, P. (1995) Publ. Astronomical Society of the Pacific, V107, P803
  12. ??? Laing, R.A.(1988) Nature, V331, P149
  13. ??? Garrington, S., Leahy, J.P., Conway, R.G., Laing, R.A. (1988) Nature, 331, P147
  14. ??? Barthel, P.D. (1989) Astrophysical Journal, 336, P606
  15. ??? Belsole, E., Worrall, D.M., Hardcastle, M.J.(2006) Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 336, P339
  16. ??? Chiaberge, M., Capetti, A., Celotti, A. (2002) Astronomy and Astrophysics, 394, P.791
  17. ??? Hardcastle, M.J., Evans, D.A., Croston, J.H.(2006) Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 370, p.1893
  18. ??? Ogle, P., Whysong, D., Antonucci, R. (2006) Astrophysical Journal, 647, P161
  19. ??? Browne, I.W.A. (1983) Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 204, P23b