- ppt descargar

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
4.3 Galaxias activas y cuasares Galaxias activas Diferencia entre galaxias normales y activas (energía enorme fuera del rango visible) Diferentes tipos de galaxias activas: - Galaxias “Seyfert”: espirales con núcleo brillante - Objetos “BL Lac”: elípticas con núcleo brillante - Radiogalaxias: elípticas gigantes con lóbulos dobles en radio y jets - Cuasares: “quasi stellar radio sources” fuerte emisión en radio - QSOs: “quasi stellar objects”, similar a cuasares pero también sin emisión fuerte en radio INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

alejado ≙ pasado remoto
Mecanismo central La energía proviene de un lugar pequeño en el núcleo de la galaxia  ¿qué produce esta energía enorme? Cuasares: objetos más luminosos y más fácil de ver en el Universo lejano (z≲4; más allá se vuelven raros  objetos más lejanos conicidos ahora (z~7-10 : galaxias) alejado ≙ pasado remoto ⇒ son objetos clave para estudiar el Universo en su juventud, cuando inició la existencia de galaxias Galaxias activas: papel importante para comprender la evolución de las galaxias INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Galaxias normales: la mayoría de las galaxias son normales caben en el esquema de la clasificación de Hubble emiten su radiación predominantemente en el óptico Galaxias anormales = activas Galaxias con características anormales Parecen normales en el óptico, pero emiten energía enorme (100 – 1000 veces la radiación visible) en otras bandas del espectro e.m. son muy raras en el universo cercano (raros en general) mayoría se encuentra en universo lejano (más volumen, más objetos, más objetos “raros”) Las más activas se encuentran a distancias mayores INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

La “actividad” de la Vía Láctea: Vía Láctea tiene Lopt ~ 1037 W (Sol tiene Lʘ = W) → LVL ~ luminosidad de 25 x 109 de ** de ~1 Mʘ Lradio ~ 1031 W ~ Lóptico  Sol y otras estrellas no son fuente significativa de radio  suma de la radiación de estrellas puede explicar la luminosidad óptica de la Vía Láctea Todo el cielo en radiocontinuo 408 MHz Antenas de Jodrell Bank (76m) Effelsberg (100 m) Parkes (64 m) M87 North Polar Spur 3C273 NCP Cen A Cyg A Cas A LMC SMC INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA Haslam et al. 1982 A&AS 47, 1

Galaxias activas: radiación no tiene su máximo en el óptico radiación es no-estelar (no-térmica) M86: galaxia “normal” Distribución espectral de energía (spectral energy distribution (SED) Unidad de la ordenada: densidad de flujo en “Jansky” 1 Jy = W m-2 Hz-1 M87: radiogalaxia (“activa”) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

NGC1275: radiogalaxia y Seyfert 3C273: un cuasar muy cercano Arp 220: galaxia “starburst” M82: galaxia “starburst” INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Galaxias Seyfert (descubiertas en 1942 por Carl Seyfert)
Características generales: - parecen galaxias espirales normales pero tienen una fuente de energía enorme (núcleo muy brillante) en su centro - la mayoría a gran distancia (> 100 Mpc), pero existen algunas cercanas (20 – 30 Mpc) - la mayoría de la energía proviene del núcleo galáctico (región central y pequeña) - núcleo galáctico (similar a centro galáctico, C.G.) f ≃ 104 a 105 veces más luminoso que el C.G. f ≃ veces más luminoso que toda nuestra galaxia Emisión óptica (excepto del núcleo): estrellas del disco Emisión radio, IR, rayos X: - proviene del núcleo galáctico - es muy fuerte (mayor parte de la luminosidad de la galaxia - luminosidad es no-estelar INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Galaxia Seyfert NGC5728 dist ~40 Mpc desde Tierra con el HST muestra “conos” de emisión INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Líneas espectrales - Líneas de emisión de elementos pesados ionizados, no de absorción como espectros de estrellas - Líneas muy anchas: por qué? a) muy caliente (T > 108 K) problema: gas sería 100% ionizado no se observarían líneas espectrales b) rotación de ~ 1000 km/s alrededor de un objeto central INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Variabilidad Variabilidad irregular e impredecible (en galaxias normales la emisión no varía) Variación fuerte f = 2 o f = ½ en períodos de menos de 1 año Ej: Variabilidad en radio; tambien hay variaciónes en rayos X y en el óptico. Curva de “luz” en radio de la galaxia Seyfert NGC 1275 = 3C 84 en el centro del cúmulo de Perseo INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Fuente pequeña y compacta
Fluctuaciones en tiempos cortos (t ≲ 1 año)  proviene de una región de diámetro < 1 a.l. (1 ly) ¿Porqué?  supón cúmulo de estrellas con diámetro = 10 ly y todas las estrellas aumentan su luminosidad al mismo tiempo El cambio se nota primero para  A - para  B 5 años después - para  C 10 años después El “flash” del del cúmulo se extiende por 10 años  diám. del cúmulo = 10 a.l. INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Objetos “BL Lac” o “Blazares”
Galaxias elípticas con núcleos brillantes (E, N) 1929: Cuno Hoffmeister descubre “estrella” variable en la constelación de Lacerta (lagartija) ⇒ BL Lac Variaciones en brillo enormes: f = 2 Δt ~ 1 semana f = 15 Δt ~ meses Variación de la polarización en óptico y radiocontinuo Espectro sin líneas, sólo continuo m~14.5; z difícil de determinar: z = ; v = km/s  d = 300 Mpc Imagen de 5’x 5’ del atlas de Palomar (Digitized Sky Survey) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

1970: Macleod & Andrew; BL Lac es radiofuente muy luminosa (y superlumínica: vaparente > c) Fotografías más profundas: - BL Lac es extendido y borroso - distribución de luz igual a E, pero con núcleo muy brillante - otras galaxias débiles alrededor - ¿parte de un cúmulo de galaxias? λ=15 GHz ν= 2 cm 5 mas =0.005” =8 pc =25 a.l. Imagen de BL Lac con el VLBA en 1997 (resolución ~0.35 mas) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

~ 1980: Gunn, Oke & Miller: espectro de BL Lac dominada por la parte brillante del núcleo; líneas (de la galaxia huesped) muy débiles ⇒ BL Lac: elíptica gigante a ~ 300 Mpc con fuente central muy pequeña (1 día luz = 170 U.A.); velocidades del chorro aparentemente superlumínicas  chorro está apuntando casi hacia nosotros  Doppler boosting: chorro hacia nosotros amplificado en intensidad, chorro opuesto reducido en intensidad HOY (2006): ~ 1100 objetos BL Lac conocidos; para z>0.6 los BL Lac’s tienen Mabs ~ 1m – 1.5m más brillante que las galáxias más brillantes de cúmulos (efecto de selección?) BL Lac’s están en transición entre cuasares y radio galaxias INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Radiogalaxias La mayor parte de la energía se emite en radio [Sy: IR o mm] Emisión no estelar de regiones muy grandes (≳ 100 kpc) [BL Lac y Sy: 1 día luz → 1 ly] Tipos: núcleo – halo, a veces con chorros (HOY: efecto de proyección: visto cerca del eje de los chorros En general: 2 chorros que “alimentan” a 2 “lóbulos” desde el núcleo que coincide con el núcleo óptico Error en libro de Chaisson Region de M86 en rayos X (Einstein IPC) Radio galaxia M 86 en Virgo INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Diferencias entre radiogalaxias Lóbulos ↔ núcleo – halo Probablemente ninguna: morfología diferente por la orientación: a lo largo del eje de los chorros observamos una radiogalaxia núcleo – halo, con el núcleo en el centro INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Radiogalaxias Núcleo-Halo
Energía proviene de un núcleo pequeño (~ 1 pc), pero existe además un halo de emisión mas débil Núcleo ~ 1 pc emisión fuerte Halo ~ 50 kpc emisión más débil, extensión comparable o poco más grande que en óptico Lradio ~ 1037 W, similar a Seyferts, similar a energía total de galaxias normales Jets/chorros ~ 1035 W (tamaño ~ >100 kpc): chorros que llevan “plasma” (p+, e-) relativistas que se alejan del núcleo de la galaxia con v ~ c INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

M87: la gigante elíptica que domina el cúmulo Virgo Halo y región central: exposición óptica larga Núcleo y jet: exposición óptica corta (descubierto por H.D. Curtis en 1918) Jet óptico a la misma escala Jet en radiocontinuo (VLA: ν = 5 GHz (λ = 6 cm) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA HST

M87 en radiocontinuo del halo hasta el nucleo “halo”: 12’ x 16’ jet (chorro) óptico: 20” tamaño del núcleo: < 1 mas = 0.001” ≙ 0.08 pc ~17000 U.A. INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Radiogalaxias “clasicas”: núcleo + 2 lóbulos
Mayoría de radiogalaxias son del tipo “clasico” de 2 lóbulos Emisión radio en regiones hasta mucho más extensas (≲ 1 Mpc) que su tamaño en óptico (~ kpc) Tamaño depende de la frecuencia y sensibilidad del telescopio luminosidad radio LR ~ 1036 – 1038 W (lóbulos no emiten en óptico) Lóbulos varían en tamaño y forma, y no siempre están alineados con el centro de la galaxia = LtotV.L., LradioV.L. ≃ 1031 W INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Alineación de lóbulos sugiere que: ― Eyección de material en direcciones opuestas por eventos violentos en el núcleo galáctico ― a veces existen lóbulos secundarios con la misma orientación y simetría a distancias más pequeñas del núcleo galáctico  eyectados más recientemente Radiogalaxia Cygnus A en 4.9 GHz (VLA) resolución 4“; tamaño 2’ ≙ 150 kpc Galaxia óptica doble: ∅=20’’ a z=0.056 dist ~260 Mpc Galaxia huesped INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Centaurus A (NGC 5128) La radio galaxia (activa) más cercana: d = 4 Mpc Galaxia peculiar: E2 con disco de gas y polvo Simulaciones numéricas: fusión de una E2 grande con S pequeña hace ~500 millones de años ― elíptica en visible: ∅ ~ 30 kpc (como Vía Láctea) ― lóbulos salen del centro perpendicular al disco de polvo ― lóbulos en radio: diám ~ 8o ≙ 560 kpc (o mayor con proyección) ― lóbulos secundarios con casi la misma orientación D ~ 50 kpc ― imagen radio de alta resolución: jet del núcleo de D ~ 0.7 kpc INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Imagen J,H,K (2MASS) 13ˈx 13ˈ Cen A = NGC 5128 Imagen visible del Palomar Sky Survey ~15ˈ x 21ˈ Contornos radio VLA a λ=6.2 cm Lóbulos interiores en radio (VLA 5 GHz) 10 kpc (~12ˈ x 12ˈ) Burns et al. 1983, ApJ 273, 128 Lóbulos interiores sobre imagen óptico Burns et al 1983, ApJ 273,128 INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Extensión total de los lóbulos exteriores en radio ~8 grados! 408 MHz (telescopio de 100 m, Effelsberg, resolución ~45ˈ ) 1435 MHz (telescopio de 30 m, Argentina, resolución ~32ˈ ) Lóbulos conocidos desde ~1960; requiere telescopios únicos (single dish) para detectarlos, NO detectables on radiointerferómetros INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Cen A = NGC 5128 en rayos X (1999) Observatorio espacial de rayos-X “Chandra” resolución angular ~5’’ 10’ x 6’, Chandra 18’ x 17’ por Chandra INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Interpretación para Centaurus A si la eyección sucede con v ≲ c creación de los lóbulos exteriores hace unos 109 años ~ época de la fusión de las galaxias E + S actividad violenta producida por fusión (alimentación del hoyo negro en el centro INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Radiogalaxias “head-tail” (cabeza-cola): 3C 129 en plano Galáctico con VLA a λ=90cm 3C 129.1 3C 129 Contornos rayos X sobre imagen óptico 37ˈ x 37ˈ imagen J,H,K (IR) 2MASS, 1.8ˈ x 1.8ˈ 38ˈ x 22ˈ galaxia óptica: v = 6240 km/s  d = 100 Mpc tamaño total en radio: 25ˈ ≙ 700 kpc Galaxia muy oscurecida por la Vía Láctea, en cúmulo (rayos X) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Parte interior de la radiogalaxia
NGC 1265: 2a galaxia más brillante (tipo E) del cúmulo Perseo a d ≃ 80 Mpc en algunas galaxias los lóbulos se curvan por detrás Jets salen en direcciones opuestas, después se doblan hacia atrás (~cometa) Solamente se observan en cúmulos de galaxias WSRT 5 GHz (Miley+76, IAUS 58, 109) Parte interior de la radiogalaxia VLA λ = 6.1 cm (4.9 GHz); resol. ang. ~0.7" galaxia óptica INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Otros ejemplos Por el movimiento de la radiogalaxia dentro del medio intergaláctico, el material expulsado (chorros y lóbulos) se quedan atrás ← Secuencia por curvatura Curvatura depende de: Velocidad relativa Densidad del medio INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Velocidad del cúmulo de Perseo: v = km/s velocidad de la galaxia NGC 1265: v = km/s ⇒ velocidad relativa: v = km/s Problema: las radiogalaxias “head-tail” NO muestran una diferencia significativamente mayor de su velocidad relativa al promedio del cúmulo…  vientos intracumulares? INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

NGC 6166 = 3C 338 Galaxia cD dominante del cúmulo Abell 2199 (z=0.030) Imagen en visible muestra 3 núcleos = restos de galaxias “digeridas” (tamaño ~3’ x 3’) Imagen a 4.9 GHz (radio) del Very Large Array 2.1’ x 1.1’; resolución ~1”; tamaño total ~80 kpc (no excede mucho al tamaño óptico) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Efectos de rotación y precesión de la “máquina central”: 3C 288 z = 0.246 d = 1100 Mpc, ∅ ~ 36"~120 kpc VLA 8.3 GHz, 3.6 cm 3C31 = NGC 383, z = d = 80 Mpc, ∅ ~ 30ˈ ~ 700 kpc WSRT 609 MHz + imagen óptica NGC 382 y 383 en órbita  simetría “C” NGC 382 Eje del chorro precesando: simetría “S” INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Radiogalaxias con jets y lóbulos: - Secuencia morfológica Fanaroff-Riley I y II: FR I: máximo de emisión radio dentro de 50% del tamaño total FR II: máximo de emisión radio fuera de 50% del tamaño total LR (FR II) > LR (FR I) RGs “clasicas” head-tails, etc. y la luminosidad “limite” entre I y II aumenta ligeramente con Mabs de la galaxia huesped Todas las galaxias activas como Seyfert, BL Lac y radio galaxias tienen emisión de una fuente muy energética, compacta y central: son “AGN” = active galactic nuclei (núcleos galácticos activos) Radiogalaxias siempre tienen elípticas como huesped O NO ? INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Radiogalaxia en el cúmulo Abell 428 Imagen de Palomar Sky Survey (DSS) con contornos en radio (VLA, 1.5 GHz) Galaxia tiene filamento de polvo  Espiral con 2 lóbulos enormes El primer caso que se conoce Extensión total en radio ~2.5ˈ ≙ 200 kpc (z ~ 0.067, d ~ 300 Mpc) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Ledlow et al. 2003, NRAO NL 96, p. 18 Parte central de la galaxia con el chorro radio interior (núcleo en radio subtraido) Imagen óptico (HST) y radio (VLA, en rojo; resol. ~0.2") INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Mecanismo central en galaxias activas
Características que debemos explicar: Luminosidades altas ≫ 1037 W, la Ltot de una galaxia normal Emisión no estelar  radiación total emitida por las estrellas no es suficiente para explicar la energía observada A veces la radiación es muy variable: entre días y años  radiación se produce en región muy pequeña ∅ ~ cientos de U.A. hasta años luz A veces con líneas de emisión anchas  movimientos internos muy rápidos (≳ km/s) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Muestran jets y otros indicios de eventos violentos  materia expulsada del núcleo a velocidades relativistas La mayoría de la energía se emite en IR y radio No en el óptico como las estrellas luminosidades típicas de 1038 W ~Ltot de una E grande con 1012 M⊙ producido dentro de D ≲ 1pc  toda una galaxia de D = pc → D = 1pc ⇒ factor de 1014 en volumen INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Compresión 1012 M⊙ → D ≲ 1pc  hoyo negro (BH) de ~1012 M⊙ Radiación no podría escapar, entonces la energía observada no puede originarse de estrellas Observaciones parecidas; fuente de energía fuerte en regiones pequeñas con emisión en chorros Estrellas de neutrones y hoyos negros estelares: materia cayendo en movimiento espiral, formando un disco de acreción alrededor de un objeto masivo de algunas M⊙ Centro galáctico: BH de 106 M⊙ y anillo de materia girando alrededor de este objeto M 87, Cen A, Cyg A: procesos observados similares aún a escalas más grandes INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Modelo similar (“unificado”) para las AGN con BHs supermasivos ( M⊙) Estrella neutrónica con compañera (aquí: muchas… una tras otra…)  nubes de gas de la compañera cayendo hacia BH súpermasivo se forma disco de acreción aumento Temp. por fricción Emisión de radiación, formación de chorros eyectando material a velocidades altas perpendicular a disco (lóbulos) S&T 112, 1, p. 42, July 2006 INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

BH supermasivo (106 a 1010 Mʘ)  BH pequeño: 3 a 100 Mʘ INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Producción de la energía
Acreción: manera eficaz de producir energía 10% - 20% del material cayendo hacia el BH se puede convertir en energía (E = m c2) antes de llegar al BH Materia necesaria para explicar 1038 W: P.e.: 1 M⊙ puede generar 2x1047 J [E = mc2 = 1030 kg x (3x108 m)2 = 2x1047 J] Eficiencia 10% → 2x1046 J 1038 W = 1038 J/s : 1 M⊙ /2x108 s = 1 M⊙/ 6 años Energía de radio galaxias de ~ 1038 W requiere de ~ 1 M⊙ cada 10 años Energía en núcleos de galaxias Seyfert: 1036 W ~ 1 M⊙ cada años INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Tamaño de la región del BH
Radio de Schwarzschild: 2 GM 2 GM Velocidad de escape: v2esc = = c2 Rs = c2 R Sol con 1030 kg: Rs⊙ = 3 km (en realidad tiene km) BH con 109 M⊙ RsBH = 3x109 km = 20 UA = 10-4 pc en acuerdo con observaciones INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Disco de acreción Teoría predice ~ 1pc para un BH de 109 Mʘ en acuerdo con observaciones Variabilidad Producido por inestabilidades en el disco de acreción Rotación rápida del disco Comprobado con los anchos grandes de líneas de emisión en los espectros ópticos Modelo aceptado para la producción de energía en galaxias activas y cuasares INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Observaciones recientes a favor de este modelo
NGC 4261: galaxia activa elíptica en Virgo (d ~ 18 Mpc) con jets y lóbulos de ∅ ~ 60 kpc Observaciones con el HST Resolución de 0.05” ≙ 5 pc a la distancia de Virgo Insuficiente para resolver BH pero indicios concuerdan con a la hipótesis de BH súper masivo Disco/anillo de ~ 100 pc alrededor de un objeto brillante, que probablemente contiene un BH INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

NGC 4261 en Virgo Imagen óptico (azul) y Radio (VLA, rojo/naranja) Imagen del HST de la zona nuclear INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

M 87: galaxia principal de Virgo, elíptica con chorro radio/óptico
HST: imagen óptica/ IR Región central: estructura espiral de estrellas, gas y polvo HST: espectros alrededor de la fuente central Rotación rápida ⇒ BH de 3x109 M⊙ en el centro INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

El núcleo de M87: galaxia central de Virgo
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

NGC 4258: galaxia espiral a d = 6 Mpc
VLBA (Very Long Baseline Array: 10 telescopios en E.U. entre Hawaii e Islas Virgenes) Resolución “ = 0.5 mas (100 veces mejor que HST) Detección de nubes de gas (máseres de H2O) rotando en un radio de 0.2 pc De la curva de rotación de estos máseres se infiere MBH ~ M⊙ dentro de r = 0.2 pc INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

NGC 4258 Disco de acresentamiento alrededor del BH central, a partir del movimiento de máseres de H2O) Imagen de toda la galaxia en ultravioleto (UV) NGC 4258 INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Transporte de la energía hacia fuera: mecanismos de radiación
Fuente de energía definida pero no el mecanismo de radiación Radiación no producida por estrellas → no estelar Radiación sincrotrónica: Partículas cargadas con velocidades relativisticas en campos magnéticos sufren aceleración normal por fuerza de Lorentz  emiten radiación (según Maxwell) Partículas se mueven en espiral alrededor de líneas del campo magnético → emiten radiación en un cono de apertura angular θ ~ 1/γ (γ = factor de Lorentz de los e- relativistas) → E baja → λ baja (ν aumenta) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Características de radiación sincrotrónica: - tiene espectro no-termico (ley de potencia S ~ να - muestra polarización relacionado con orientación del campo magnético Emisión térmica: - NO muestra polarización - espectro térmico INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Radiación sincrotrónica = radiación no térmica
- fuerza del campo magnético - velocidad de las partículas Energía hν depende de Las más rápidas son electrones, por eso son responsables de gran parte de la radiación E más grande a ν pequeñas E independiente de temperatura (cuerpo negro) Radiación sincrotrónica = radiación no térmica INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Galaxias Seyfert (Sy) emiten en radio e IR Transformación de la radiación por absorción y reemisión por el gas y polvo alrededor del núcleo galáctico Radio galaxias Jets tienen campo magnéticos “fuertes” (B ~ 10 … 100 μG) Partículas son eyectadas, siguen las líneas del campo magn., se aceleran, emiten radiación sincrotrón, pierden energía Los jets son frenados por el medio intergaláctico → turbulencia → campo magnético “enredado” (turbulente) ⇒ Lóbulos de radio galaxias INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Galaxias cercanas activas son galaxias en interacción o en proceso de fusión (aunque no siempre) Razón para que nuevas estrellas y gas caigan hacia el BH Posible formación de un BH: Fusión de BH estelares que se han formado en explosiones de estrellas masivas en una galaxia joven Después crecimiento gradual con estrellas y gas cayendo hacia el BH (1/10 años) Formación de un anillo vacío alrededor del BH → sin eventos violentos no observamos galaxia activa INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

4.3.2 Cuasares Galaxias muy energéticas (activas) a gran distancia, entonces galaxias muy jóvenes Descubrimiento: 1950 → compilación de catálogos de fuentes de radio sin contrapartes (resolución angular baja) “Third Cambridge Catalog” 3Cnnn 1960 → Mathews & Sandage: coincidencia del objeto 3C48 con “estrella” débil de m ≃ 16m líneas espectrales anchas y no identificables 1962 → 3C273: identificación con “estrella” de m ≃ 13m INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

cuasares 3C275 QSO z = d = Mpc INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

líneas espectrales son líneas de H (Calcio II, “normal”)
Maarten Schmidt (1963): líneas espectrales son líneas de H (Calcio II, “normal”) pero con redshift z enorme. 3C273: z = 0.16 ⇒ v = km/s, d = 680 Mpc Reinvestigación de 3C48: también líneas de H 3C48: z = 0.37 ⇒ v = km/s, d = Mpc ambas con líneas anchas → movimientos rápidos Quasi stellar radio sources = quasar (radio fuente cuasi estelar = cuasar) también: QSO = quasi stellar objects (muchos no son radio fuentes) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

3C273: cuasar “muy” cercano z = , d = 730 Mpc chorro óptico de 22” ~ 70 kpc del núcleo del cuasar Límite entre AGN y cuasares es difuso: Definición “de trabajo” cuasares: Mabs< -23m (más brillante) AGN: Mabs > -23m (menos brillante) HOY (2004): ~ cuasares conocidos ~ AGNs ~ BL Lac’s INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Velocidades altas (v →c) ⇒ movimientos relativistas
cz ≠ v para v ≲ c La velocidad máxima permisible = velocidad de la luz v ≪ c vobs = v1 + v2 1 100 = v ≃ c vobs ≠ v1 + v2 ≠ c c vobs = c INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Requiere teoría especial de la relatividad:
z = √(1 + v/c) / (1 – v/c) - 1 para v ≪ c ⇒ v = c z Ejemplos: 3C48: z = 0.37, v ≠ km/s, v = km/s 3C273: z = 0.16, v ≠ km/s, v = km/s Distancia = distancia HOY entre las galaxias “look-back time” (tLB) = tiempo de viaje de la luz desde su emisión INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Corrimiento al rojo vs. velocidad de recesión
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

PERO: velocidad se debe a la taza de expansión, NO al movimiento de galaxias por el espacio... No se puede usar efecto Doppler para calcular vrel formula exacta depende del modelo cosmológico En TODOS modelos la vel. de recesi’on excede c para z ≳ 1.25  podemos VER galaxias que ahora receden de nosotros con v >> c (los vemos en su pasado) Universo “real” ? la “corrección más incorrecta”... Davis & Lineweaver 2004, PASA 21, 97 INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Hoy: miles de cuasares con z = 0.01 → z = 6.2 (para z>5 se conocen 50) tLB = 10 % → tLB = 95% d = 250 Mpc → d = Mpc Con un máximo pronunciado y estimado alrededor de z = 2: tLB = ~ 70 % edad del Universo  Universo tenía entonces ~ años distancia ~ Mpc Cuasares lejanos que vemos hoy, los observamos como estaban hace 8 mil millones de años INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Escasez de cuasares para z ≳ 2 Notese: los cuasares más luminosos (raros) tienen hasta L ~ 1042 W ~ 104 * L(radiogalaxias) ~ 109 * L(SgrA*) ~ 1016 L⊙ INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Por sus distancias enormes → luminosidades enormes ej. 3C48: m = 16m; d = Mpc ⇔ m – M = 40.7 ⇒ M = , Lopt = 1040 W Cuasares: 1038 – 1042 W; de radio galaxias hasta veces la Vía Láctea, o galaxias → mucho más que un cúmulo rico INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Controversia sobre distancia de cuasares
Descubrimiento de cuasares con z grande Distancias enormes Luminosidades enormes 1960 – 1970: concepto de BH súpermasivos era desconocido aún en el siglo XVIII publicaciones científicas basadas sobre física Newtoniana discutiendo BH 1783 John Mitchell: predecía existencia de BHs de masa estelar Debería ser comprobable por movimientos de estrellas INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

P. S. de Laplace: Existencia de objetos invisibles Existencia de la misma cantidad de a.n. que estrellas Los objetos más luminosos (energéticos) deberían ser invisibles (luz no puede escapar) Halton Arp y Geoffrey Burbidge: Otra explicación para z: z ≠ indicación de distancia, cuasares son más cercanos → menos energéticos, ¿dentro de la galaxia? 3C273 a una distancia f = 100 más bajo (r = 660 → 6 Mpc) Luminosidad f = más baja ~ 1036 W Explicable con fenómenos conocidos como estrellas masivas, SN, etc INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Evidencias para redshifts no-cosmológicos ?
Muchas galaxias y cuasares están muy cercanas en el cielo, pero tienen corrimientos al rojo distintos Muchas de estas “parejas” en el cielo muestran puentes de gas Por ej. quinteto de Stefan: uno de cinco en un grupo tiene z diferente N7603: tiene puente de gas hasta una galaxia con z muy alto Existen varios ejemplos de estas “coincidencias” ¿parejas reales?, ¿son los cuasares objetos eyectados a alta velocidad por una galaxia? INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Stefan´s quintet (Arp 319, HCG 92)
6' x 6' NGC 7318B v = 5774 km/s NGC 7319 v = 6747 km/s López-Corredoira et al. 2004, A&A 421, 407 NGC 7318A v = 6630 km/s NGC 7603 NGC 7320 v = 876 km/s NGC 7317 v = 6600 km/s INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Argumentos en contra de redshifts no-cosmológicos
Efecto es estadísticamente no significante (?) z = indicación verdadera de distancia para galaxias (comprobado con Cefeidas, TF, Faber Jackson, SN…) Si c z ≠ H0 d para cuasares necesitamos dos explicaciones distintas para z : Cosmológica ( c z = H0 d) para galaxias No cosmológica (z ≠ H0 d) para cuasares INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Argumentos en contra de los cuasares locales
¿Cuál es la explicación de z? ¿Cómo podemos explicar las aceleraciones altas? (mecanismo físico) ¿Porqué no observamos cuasares con corrimientos al azul? Los más cercanos → ¿movimiento en el cielo?... no! No explica puentes de materia entre galaxias y quasares Hoy: modelo de BH súpermasivo explica los fenómenos muy energéticos sin problemas y tenemos indicaciones fuertes de su existencia INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Características de cuasares
Luminosidades enormes (1038 – 1040 W) en regiones pequeñas Emisión de radiación no térmica (sincrotrónica) Jets (chorros) en óptico, radio, rayos X, y a veces con lóbulos Morfología “mediocre” (~estelar) en óptico, pero imágenes profundas (HST): galaxia “normal” alrededor del núcleo brillante Emisión en óptico, radio, IR, UV, rayos X y gamma, pero el máximo de luminosidad se alcanza en IR Radiación puede originar del núcleo (región óptica central) o de regiones lejos del centro (como en radiogalaxias) Variaciones irregulares pero fuerte en intensidad entre horas y meses; a veces también en estructura Líneas de emisión anchas  movimientos rápidos en el centro Líneas de absorción, a veces con z mucho más bajo INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Entonces, ¿ qué son los cuasares?
Galaxias “normales”, muchas veces en interacción, pero con un núcleo tan brillante que desde Tierra no se distingue la galaxia alrededor del núcleo z= z = z=0.265 z = z = z=0.173 INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

La emisión en radio varía también en períodos cortos ←VLBI de 3C273: dos núcleos que se alejan con r = 660 Mpc y ∆μ = 0.002”/ 3 años ⇒ vapp = 10 c !!! ¿Movimiento superlumínico? Efectos de proyección: Ángulo pequeño entre la dirección de eyección en el jet y el observador Velocidades relativísticas INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Producción de energía en cuasares
Características observadas similar a galaxias activas ¿misma forma de producción de energía? AGN: BH de 108 – 109 M⊙ puede producir 1038 W “comiendo” 1M⊙ en  y/o gas Cuasares: 1040 W: 10  /año; 1042 W: 1000  /año Luminosidades/energías más fuertes por el hecho de que existía más combustible en el pasado durante la formación de galaxias. Cuasares son centros activos en galaxias jóvenes. Por la distancia y la intensidad central no se ven las partes exteriores. Explicación de eyección de material en jets y lóbulos y reemisión de la radiación por el polvo y gas alrededor de a.n. es igual que para Seyferts INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Esquema de los componentes de un cuasar BH súpermasivos en el núcleo Disco de acreción alrededor del BH T más alta cerca del BH A r ≃ 1 año luz: anillo de gas girando rápidamente, produciendo líneas anchas de emisión Nubes de gas a ~30 pc indicados por las líneas de absorción INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Duración de cuasares (tiempo de vida)
1000 M⊙ de materia cada año En 1010 años (edad del universo), destrucción de 1013 estrellas (más que una galaxia) Destrucción de una galaxia masiva entera Existencia de BH de 1013 M⊙ (= cuasares calcinados) Todavía no hay ninguna evidencia observacional  Probablemente fase activa de galaxias en corta INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Otra explicación Cuasares no solamente activos durante unos 107 años Evidencia teórica: se formarán cavidades alrededor del BH, se acabará la materia para alimentar al BH, se termina la actividad. Producción de energía enorme Actividad inducida para interacciones entre galaxias A favor: la densidad era más grande en el pasado Hay cuasares en cúmulos de galaxias lejanos (cuasares cercanos evitan cúmulos) Ambos procesos; primero A, después B Puede explicar la distribución punteada de la cantidad de cuasares como función de tiempo o “look back time” INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Lentes gravitacionales
QSO z=1.405 Lentes gravitacionales 1979: descubrimiento de un cuasar doble - 2 cuasares con el mismo z, mismo espectro, separados por 6" en el cielo - Emisión radio (estudio detallado) - 2 (o más) imágenes no son de 2 objetos distintos, sino del mismo objeto ¿Porque? Efecto de la lente gravitacional - Deflexión y re-enfoque de la luz de un objeto lejano por un objeto en la línea de vista - similar al “efecto microlente” para detectar enanas marrónes por la amplificación que causan para la luz de objetos más lejanos QSO 1 m=17 QSO 2 m=17 Galaxia lente z = (1980) en un cúmulo a z = 0.355 INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Arcos gravitacionales en cúmulos de galaxias 1a mención: Hoag 1981; Lynds & Petrosian 1986, especulando sobre origenes no-gravitacionales; arco en A370 claramente visible en Butcher et al. 1983, ApJS 52, 183, pero sin comentario de los autores cúmulo A370 a z = 0.375 arco gravitacional en Cl 2244−0221 a z=0.331 zarco =2.24 (Mellier et al 1991) arco gravitacional = imagen de una galaxia a z=0.725 (Soucail et al 1987) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA CFHT 1988

Cúmulo Abell 2218 (z=0.176; d ≃ 400 Mpc)
HST, Kneib et al. 1996, ApJ 471, 643 Más de 100 arcos débiles, alrededor de DOS centros de masa del cúmulo, causando deflexión y distorsión de galaxias MUY lejanas INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Abell 1689 a z = 0.185; Imagen HST compuesto por varios imágenes en varios filtros Arcos gravitacionales debido a galaxias muy lejanas azules (formando estrellas) muestran curvatura alrededor del centro de masa del cúmulo; suelen estar 2 a 4 veces más lejanos que el “cúmulo lente” INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Trayectoria de luz en una lente gravitacional
Desviación por el campo gravitacional de la luz de un cuasar hasta el observador → Hubble Space Telescope z = 1.7 z = 0.038 4 imágenes del mismo cuasar “alrededor” de la lente = galaxia “ LA CRUZ DE EINSTEIN “ INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Anillos de Einstein (cuando fuente y lente están bien alineadas) Permiten determinar la masa projectada dentro del anillo con un radio angular θr : θr = (4 G Dlf Mr /c2 Df Dl)1/2 donde significan: Dlf = distancia lente-fuente Dl = distancia a la lente Df = distancia a la fuente G= const.gravedad; c=vluz cuasar MG con 2 lóbulos en radio; imagen en radio del VLA a 8.4 GHz con resolución 0.2" lóbulo NE del radiocuasar radionúcleo del cuasar a z=1.74 mag=21 en óptico galaxia de 19m con z=0.254 causando efecto de lente gravitacional al lóbulo radio SE anillo de Einstein de diámetro ~2.1" Langston et al. 1990, Nature 344, 43 INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Deducciones de lentes gravitacionales (GL)
Ventaja: amplificación de la luz de cuasares Facilita la observación detallada de galaxias muy lejanas (las cuales serían inaccesibles sin el efecto GL) Trayectorias diferentes: tienen largos diferentes Llegada de la radiación a diferente tiempo: Δt : días → años Posibilidad de reobservar eventos especiales (variaciones, explosiones) varias veces y en detalle Interpretación de los retrasos de tiempo → distancia  determinación de H0 independiente de indicadores de distancia, sólo mediante corrimientos al rojo de lente y fuente Con imágenes cada vez más profundas y nítidas :  detección de más y más arcos gravitacionales  distribución de la materia oscura (la deflexión está determinada por la masa total de una galaxia o un cúmulo) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Evolución de galaxias activas: un modelo de unificación
Consenso (aún no comprobado) que secuencia Cuasar → Galaxia activa → Galaxia normal representa una secuencia evolutiva Indicaciones: Galaxias empezaron a formarse hace 9 – años (z ≃ 5) Edad de los cuasares más lejanos Mayoría de los cuasares son lejanos con pico predominante a z ≃ 2, tLB 80 % Cuasares mucho más comunes en el pasado INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

poco comúnes en el pasado (lejanas) muy comúnes hoy (cercanas) Galaxias normales Primera etapa en la vida de una galaxia es la fase de los cuasares Un solo mecanismo de generación de energía (a.n. súper masivo explica Luminosidad de cuasares Galaxias activas Regiones centrales de galaxias normales Los BH no desaparecen: son inactivos hoy (excepto durante interacciones/fusiones entre galaxias) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Radio galaxias  galaxias E normales BL Lac Seyfert  galaxias S normales Cuasar Por continuación suave entre las diferentes fases Por ej. galaxias muy activas ~ cuasares galaxias activas débiles (o muy poco activas) ~ galaxias normales INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Escenario de la evolución Hace 1010 a empezó la formación de galaxias Primeramente en galaxias: formación de estrellas masivas con vientos fuertes y explosiones de SN  expulsión de gas Dependiendo de la cantidad de gas eyectado evolución Formación de muchos BH estelares que fusionaron para formar BH súpermasivos Formación de BH súpermasivos de inmediato por colapso gravitacional de la región central y densa elípticas espirales BH súpermasivos en el centro de galaxias jóvenes Además: mucho combustible para alimentarlo Cuasares luminosos (luminosidad  cantidad de material que está cayendo al BH) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Galaxias jóvenes son mucho más debiles que sus núcleos brillantes Solamente con imágenes muy profundas (HST) se podía distinguir las partes débiles y extensas alrededor de estos cuasares, bloqueando además la luz del núcleo brillante (desde 1996) Cuasares están embebidas en galaxias “normales” Cuando se acaba la alimentación para el BH  lenta disminución de la luminosidad del núcleo central Galaxias activas (Seyfert o radiogalaxias) Se ve solamente galaxia y no el BH A veces reactivación del BH por interacciones (fusiones) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Presentaciones similares

Presentación del tema: ""— Transcripción de la presentación:

Presentaciones similares

Sobre el proyecto

Feedback

Iniciar la sesión

Autorizarse a través de una red social:

Presentaciones similares

Presentación del tema: ""— Transcripción de la presentación:

Presentaciones similares

Sobre el proyecto

Feedback