Galáxia Seyfert - Seyfert galaxy

A galáxia Circinus , uma galáxia Seyfert Tipo II

As galáxias Seyfert são um dos dois maiores grupos de galáxias ativas , junto com os quasares . Eles têm núcleos semelhantes a quasares (fontes muito luminosas, distantes e brilhantes de radiação eletromagnética) com brilhos superficiais muito altos, cujos espectros revelam fortes linhas de emissão de alta ionização , mas, ao contrário dos quasares, suas galáxias hospedeiras são claramente detectáveis.

As galáxias Seyfert representam cerca de 10% de todas as galáxias e são alguns dos objetos mais intensamente estudados na astronomia , pois se acredita que sejam alimentadas pelos mesmos fenômenos que ocorrem nos quasares, embora sejam mais próximos e menos luminosos do que os quasares. Essas galáxias têm buracos negros supermassivos em seus centros que são rodeados por discos de acreção de material em queda. Acredita-se que os discos de acreção sejam a fonte da radiação ultravioleta observada. As linhas de emissão e absorção ultravioleta fornecem o melhor diagnóstico para a composição do material circundante.

Vistas à luz visível , a maioria das galáxias Seyfert parecem galáxias espirais normais , mas quando estudadas em outros comprimentos de onda, fica claro que a luminosidade de seus núcleos é de intensidade comparável à luminosidade de galáxias inteiras do tamanho da Via Láctea .

As galáxias Seyfert têm o nome de Carl Seyfert , que descreveu esta classe pela primeira vez em 1943.

Descoberta

NGC 1068 ( Messier 77 ), uma das primeiras galáxias Seyfert classificadas

As galáxias Seyfert foram detectadas pela primeira vez em 1908 por Edward A. Fath e Vesto Slipher , que usavam o Observatório Lick para observar os espectros de objetos astronômicos que eram considerados " nebulosas espirais ". Eles notaram que o NGC 1068 apresentava seis linhas de emissão brilhantes , o que foi considerado incomum, pois a maioria dos objetos observados apresentava um espectro de absorção correspondente às estrelas .

Em 1926, Edwin Hubble olhou para as linhas de emissão de NGC 1068 e duas outras "nebulosas" e classificou-as como objetos extragaláticos . Em 1943, Carl Keenan Seyfert descobriu mais galáxias semelhantes a NGC 1068 e relatou que essas galáxias têm núcleos estelares muito brilhantes que produzem largas linhas de emissão. Em 1944, Cygnus A foi detectado em 160 MHz, e a detecção foi confirmada em 1948, quando foi estabelecido que era uma fonte discreta. Sua dupla estrutura de rádio tornou-se aparente com o uso de interferometria . Nos anos seguintes, outras fontes de rádio , como vestígios de supernovas, foram descobertas. No final da década de 1950, características mais importantes das galáxias Seyfert foram descobertas, incluindo o fato de que seus núcleos são extremamente compactos (<100 pc, ou seja, "não resolvido"), têm grande massa (≈10 9 ± 1 massas solares) e a duração das emissões nucleares de pico é relativamente curta (> 10 8 anos).

NGC 5793 é uma galáxia Seyfert localizada a mais de 150 milhões de anos-luz de distância na constelação de Libra.

Nas décadas de 1960 e 1970, pesquisas para entender melhor as propriedades das galáxias Seyfert foram realizadas. Algumas medições diretas dos tamanhos reais dos núcleos de Seyfert foram feitas e foi estabelecido que as linhas de emissão em NGC 1068 foram produzidas em uma região com mais de mil anos-luz de diâmetro. Havia controvérsia sobre se os desvios para o vermelho de Seyfert eram de origem cosmológica. Estimativas de confirmação da distância até as galáxias Seyfert e sua idade foram limitadas, uma vez que seus núcleos variam em brilho ao longo de uma escala de tempo de alguns anos; portanto, argumentos envolvendo a distância a tais galáxias e a velocidade constante da luz nem sempre podem ser usados ​​para determinar sua idade. No mesmo período, pesquisas foram realizadas para pesquisar, identificar e catalogar galáxias, incluindo Seyferts. A partir de 1967, Benjamin Markarian publicou listas contendo algumas centenas de galáxias que se distinguiam por sua emissão ultravioleta muito forte, com medições da posição de algumas delas sendo aprimoradas em 1973 por outros pesquisadores. Na época, acreditava-se que 1% das galáxias espirais eram Seyferts. Em 1977, descobriu-se que muito poucas galáxias Seyfert são elípticas, a maioria delas sendo galáxias espirais ou em barra. Durante o mesmo período, esforços foram feitos para reunir dados espectrofotométricos para galáxias Seyfert. Tornou-se óbvio que nem todos os espectros das galáxias Seyfert parecem iguais, então eles foram subclassificados de acordo com as características de seus espectros de emissão . Uma divisão simples em tipos I e II foi planejada, com as classes dependendo da largura relativa de suas linhas de emissão . Posteriormente, foi notado que alguns núcleos de Seyfert apresentam propriedades intermediárias, resultando em sua subclassificação nos tipos 1.2, 1.5, 1.8 e 1.9 (ver Classificação ). As primeiras pesquisas de galáxias Seyfert foram tendenciosas em contar apenas os representantes mais brilhantes deste grupo. Pesquisas mais recentes que contam galáxias com baixa luminosidade e núcleos de Seyfert obscurecidos sugerem que o fenômeno Seyfert é na verdade bastante comum, ocorrendo em 16% ± 5% das galáxias; de fato, várias dezenas de galáxias exibindo o fenômeno Seyfert existem nas proximidades (≈27 Mpc) de nossa própria galáxia. As galáxias Seyfert formam uma fração substancial das galáxias que aparecem no catálogo Markarian , uma lista de galáxias exibindo um excesso de ultravioleta em seus núcleos.

Características

Imagens ópticas e ultravioleta do buraco negro no centro de NGC 4151, uma galáxia Seyfert

Um núcleo galáctico ativo (AGN) é uma região compacta no centro de uma galáxia que tem uma luminosidade maior do que o normal sobre porções do espectro eletromagnético . Uma galáxia com um núcleo ativo é chamada de galáxia ativa. Os núcleos galácticos ativos são as fontes mais luminosas de radiação eletromagnética do Universo, e sua evolução impõe restrições aos modelos cosmológicos. Dependendo do tipo, sua luminosidade varia em uma escala de tempo de algumas horas a alguns anos. As duas maiores subclasses de galáxias ativas são os quasares e as galáxias Seyfert, sendo a principal diferença entre as duas a quantidade de radiação que emitem. Em uma galáxia Seyfert típica, a fonte nuclear emite em comprimentos de onda visíveis uma quantidade de radiação comparável à de todas as estrelas constituintes da galáxia, enquanto em um quasar, a fonte nuclear é mais brilhante do que as estrelas constituintes por pelo menos um fator de 100. Seyfert galáxias têm núcleos extremamente brilhantes, com luminosidades variando entre 10 8 e 10 11 luminosidades solares. Apenas cerca de 5% deles são radiantes; suas emissões são moderadas em raios gama e brilhantes em raios-X. Seus espectros visível e infravermelho mostram linhas de emissão muito brilhantes de hidrogênio , hélio , nitrogênio e oxigênio . Essas linhas de emissão exibem um forte alargamento Doppler , o que implica velocidades de 500 a 4.000 km / s (310 a 2.490 mi / s), e acredita-se que se originem perto de um disco de acreção ao redor do buraco negro central.

Luminosidade de Eddington

A galáxia ativa Markarian 1018 tem um buraco negro supermassivo em seu núcleo.

Um limite inferior para a massa do buraco negro central pode ser calculado usando a luminosidade de Eddington . Este limite surge porque a luz exibe pressão de radiação. Suponha que um buraco negro esteja rodeado por um disco de gás luminoso. Tanto a força gravitacional atrativa atuando nos pares elétron-íon no disco quanto a força repulsiva exercida pela pressão de radiação seguem uma lei do inverso do quadrado. Se a força gravitacional exercida pelo buraco negro for menor que a força repulsiva devido à pressão de radiação, o disco será levado pela pressão de radiação.

A imagem mostra um modelo de um núcleo galáctico ativo. O buraco negro central é cercado por um disco de acreção, que é cercado por um toro. A região da linha larga e a região da linha estreita de emissão são mostradas, bem como os jatos saindo do núcleo.

Emissões

As linhas de emissão vistas no espectro de uma galáxia Seyfert podem vir da superfície do próprio disco de acreção ou podem vir de nuvens de gás iluminadas pelo motor central em um cone de ionização. A geometria exata da região emissora é difícil de determinar devido à baixa resolução do centro galáctico. No entanto, cada parte do disco de acreção tem uma velocidade diferente em relação à nossa linha de visão, e quanto mais rápido o gás estiver girando em torno do buraco negro, mais ampla será a linha de emissão. Da mesma forma, um disco de vento iluminado também tem uma velocidade dependente da posição.

Acredita-se que as linhas estreitas se originem da parte externa do núcleo galáctico ativo, onde as velocidades são mais baixas, enquanto as linhas largas se originam mais perto do buraco negro. Isso é confirmado pelo fato de que as linhas estreitas não variam de forma detectável, o que implica que a região emissora é grande, ao contrário das linhas largas que podem variar em escalas de tempo relativamente curtas. O mapeamento de reverberação é uma técnica que usa essa variabilidade para tentar determinar a localização e morfologia da região emissora. Esta técnica mede a estrutura e a cinemática da região de emissão da linha larga, observando as mudanças nas linhas emitidas como uma resposta às mudanças no continuum. O uso do mapeamento de reverberação requer a suposição de que o continuum se origina em uma única fonte central. Para 35 AGN, o mapeamento de reverberação foi usado para calcular a massa dos buracos negros centrais e o tamanho das regiões das linhas largas.

Nas poucas galáxias Seyfert com alto nível de rádio que foram observadas, acredita-se que a emissão de rádio represente a emissão síncrotron do jato. A emissão infravermelha se deve à radiação em outras bandas sendo reprocessada por poeira próxima ao núcleo. Acredita-se que os fótons de mais alta energia sejam criados pelo espalhamento Compton inverso por uma corona de alta temperatura perto do buraco negro.

Classificação

NGC 1097 é um exemplo de uma galáxia Seyfert. Um buraco negro supermassivo com uma massa de 100 milhões de massas solares encontra-se no centro da galáxia. A área ao redor do buraco negro emite grandes quantidades de radiação da matéria que cai no buraco negro.

Os Seyferts foram inicialmente classificados como Tipo I ou II, dependendo das linhas de emissão mostradas por seus espectros. Os espectros das galáxias Seyfert Tipo I mostram linhas largas que incluem ambas as linhas permitidas, como H I, He I ou He II, e linhas proibidas mais estreitas, como O III. Eles mostram algumas linhas permitidas mais estreitas também, mas mesmo essas linhas estreitas são muito mais largas do que as linhas mostradas por galáxias normais. No entanto, os espectros das galáxias Seyfert Tipo II mostram apenas linhas estreitas, permitidas e proibidas. Linhas proibidas são linhas espectrais que ocorrem devido a transições eletrônicas normalmente não permitidas pelas regras de seleção da mecânica quântica , mas que ainda têm uma pequena probabilidade de ocorrer espontaneamente. O termo "proibido" é um pouco enganador, pois as transições eletrônicas que os causam não são proibidas, mas altamente improváveis.

NGC 6300 é uma galáxia do Tipo II na constelação meridional de Ara .

Em alguns casos, os espectros mostram linhas amplas e estreitas permitidas, razão pela qual eles são classificados como um tipo intermediário entre o Tipo I e o Tipo II, como o Tipo 1.5 Seyfert. Os espectros de algumas dessas galáxias mudaram do Tipo 1.5 para o Tipo II em questão de alguns anos. No entanto, a ampla linha de emissão de característica raramente, ou nunca, desapareceu. A origem das diferenças entre as galáxias Seyfert Tipo I e Tipo II ainda não é conhecida. Existem alguns casos em que as galáxias foram identificadas como Tipo II apenas porque os amplos componentes das linhas espectrais foram muito difíceis de detectar. Alguns acreditam que todos os Seyferts do Tipo II são, na verdade, do Tipo I, onde as amplas componentes das linhas são impossíveis de detectar devido ao ângulo em que estamos em relação à galáxia. Especificamente, nas galáxias Seyfert Tipo I, observamos a fonte compacta central mais ou menos diretamente, portanto, amostrando as nuvens de alta velocidade na região de emissão de linha larga movendo-se ao redor do buraco negro supermassivo que se pensa estar no centro da galáxia. Em contraste, nas galáxias Seyfert Tipo II, os núcleos ativos são obscurecidos e apenas as regiões externas mais frias localizadas mais longe da região de emissão da linha larga das nuvens são vistas. Esta teoria é conhecida como o "Esquema de Unificação" das galáxias Seyfert. No entanto, ainda não está claro se essa hipótese pode explicar todas as diferenças observadas entre os dois tipos.

Galáxias Seyfert Tipo I

NGC 6814 é uma galáxia Seyfert com uma fonte altamente variável de radiação de raios-X.

Seyferts tipo I são fontes muito brilhantes de luz ultravioleta e raios-X , além da luz visível proveniente de seus núcleos. Eles têm dois conjuntos de linhas de emissão em seus espectros: linhas estreitas com larguras (medidas em unidades de velocidade) de várias centenas de km / se linhas largas com larguras de até 10 4 km / s. As linhas largas se originam acima do disco de acreção do buraco negro supermassivo que supostamente alimenta a galáxia, enquanto as linhas estreitas ocorrem além da região da linha larga do disco de acreção. Ambas as emissões são causadas por gás fortemente ionizado. A emissão da linha ampla surge em uma região de 0,1-1 parsec. A região de emissão da linha larga, R BLR , pode ser estimada a partir do atraso de tempo correspondente ao tempo que a luz leva para viajar da fonte contínua até o gás emissor da linha.

Galáxias Seyfert Tipo II

NGC 3081 é conhecida como uma galáxia Seyfert Tipo II, caracterizada por seu núcleo deslumbrante.

As galáxias Seyfert Tipo II têm o núcleo brilhante característico, além de parecerem brilhantes quando vistas em comprimentos de onda infravermelhos . Seus espectros contêm linhas estreitas associadas a transições proibidas e linhas mais amplas associadas a dipolo forte permitido ou transições de intercombinação. NGC 3147 é considerada a melhor candidata para ser uma verdadeira galáxia Seyfert Tipo II. Em algumas galáxias Seyfert Tipo II, a análise com uma técnica chamada espectropolarimetria (espectroscopia do componente de luz polarizada ) revelou regiões Tipo I obscurecidas. No caso do NGC 1068 , a luz nuclear refletida em uma nuvem de poeira foi medida, o que levou os cientistas a acreditar na presença de um toro de poeira obscurecedor ao redor de um continuum brilhante e um amplo núcleo de linha de emissão. Quando a galáxia é vista de lado, o núcleo é indiretamente observado através da reflexão de gás e poeira acima e abaixo do toro. Essa reflexão causa a polarização .

Galáxias Seyfert tipo 1.2, 1.5, 1.8 e 1.9

NGC 1275 , uma galáxia Seyfert Tipo 1.5

Em 1981, Donald Osterbrock introduziu as notações Tipo 1.5, 1.8 e 1.9, onde as subclasses são baseadas na aparência óptica do espectro, com as subclasses numericamente maiores tendo componentes de linha larga mais fracos em relação às linhas estreitas. Por exemplo, o Tipo 1.9 mostra apenas um componente amplo na linha , e não nas linhas Balmer de ordem superior . No Tipo 1.8, linhas largas muito fracas podem ser detectadas nas linhas , bem como Hα, mesmo se elas forem muito fracas em comparação com Hα. No Tipo 1.5, a força das linhas Hα e Hβ são comparáveis.

Outras galáxias semelhantes a Seyfert

Messier 94 , uma galáxia com um núcleo LINER semelhante a Seyfert

Além da progressão do Seyfert do Tipo I para o Tipo II (incluindo o Tipo 1.2 para o Tipo 1.9), existem outros tipos de galáxias que são muito semelhantes aos Seyferts ou que podem ser considerados como subclasses deles. Muito semelhantes aos Seyferts são as radiogaláxias de emissão de linha estreita de baixa ionização (LINER), descobertas em 1980. Essas galáxias têm linhas de emissão fortes de átomos fracamente ionizados ou neutros, enquanto as linhas de emissão de átomos fortemente ionizados são relativamente fracas em comparação. LINERs compartilham uma grande quantidade de características com Seyferts de baixa luminosidade. Na verdade, quando vistas na luz visível, as características globais de suas galáxias hospedeiras são indistinguíveis. Além disso, ambos mostram uma região de emissão de linha ampla, mas a região de emissão de linha em LINERs tem uma densidade mais baixa do que em Seyferts. Um exemplo dessa galáxia é a M104 na constelação de Virgem, também conhecida como Galáxia do Sombrero . Uma galáxia que é um LINER e um Seyfert Tipo I é NGC 7213, uma galáxia que é relativamente próxima em comparação com outros AGNs. Outra subclasse muito interessante são as galáxias de linha estreita Tipo I (NLSy1), que têm sido sujeitas a extensas pesquisas nos últimos anos. Eles têm linhas muito mais estreitas do que as linhas largas das galáxias clássicas do Tipo I, espectros de raios-X rígidos e suaves e fortes emissões de Fe [II]. Suas propriedades sugerem que as galáxias NLSy1 são jovens AGNs com altas taxas de acreção, sugerindo uma massa de buraco negro central relativamente pequena, mas crescente. Existem teorias sugerindo que NLSy1s são galáxias em um estágio inicial de evolução, e ligações entre elas e galáxias infravermelhas ultraluminosas ou galáxias Tipo II foram propostas.

Evolução

A maioria das galáxias ativas está muito distante e mostra grandes deslocamentos Doppler . Isso sugere que galáxias ativas ocorreram no início do Universo e, devido à expansão cósmica , estão se afastando da Via Láctea em velocidades muito altas. Os quasares são as galáxias ativas mais distantes, alguns deles sendo observados a distâncias de 12 bilhões de anos-luz de distância. As galáxias Seyfert estão muito mais próximas do que os quasares. Como a luz tem uma velocidade finita, olhar para grandes distâncias no Universo é equivalente a olhar para trás no tempo. Portanto, a observação de núcleos galácticos ativos a grandes distâncias e sua escassez no Universo próximo sugere que eles eram muito mais comuns no Universo inicial, o que implica que os núcleos galácticos ativos poderiam ser os estágios iniciais da evolução galáctica . Isso leva à questão sobre quais seriam as contrapartes locais (nos dias modernos) dos AGNs encontrados em grandes redshifts. Foi proposto que NLSy1s poderiam ser as pequenas contrapartes redshift de quasares encontrados em grandes redshifts (z> 4). Os dois têm muitas propriedades semelhantes, por exemplo: alta metalicidade ou padrão semelhante de linhas de emissão (Fe forte [II], O fraco [III]). Algumas observações sugerem que a emissão de AGN do núcleo não é esfericamente simétrica e que o núcleo freqüentemente mostra simetria axial, com radiação escapando em uma região cônica. Com base nessas observações, modelos foram concebidos para explicar as diferentes classes de AGNs devido às suas diferentes orientações em relação à linha de visão de observação. Esses modelos são chamados de modelos unificados. Os modelos unificados explicam a diferença entre as galáxias do Tipo I e do Tipo II como sendo o resultado das galáxias do Tipo II rodeadas por toros obscuros que impedem os telescópios de verem a região da linha larga. Quasares e blazares podem se encaixar facilmente neste modelo. O principal problema de tal esquema de unificação é tentar explicar por que alguns AGN estão com o volume do rádio alto e outros com o rádio silencioso. Foi sugerido que essas diferenças podem ser devidas a diferenças no spin do buraco negro central.

Exemplos

Aqui estão alguns exemplos de galáxias Seyfert:

  • Galáxia Circinus , tem anéis de gás ejetados de seu centro
  • Centaurus A ou NGC 5128 , aparentemente a galáxia Seyfert mais brilhante vista da Terra; uma galáxia elíptica gigante e também classificada como uma galáxia de rádio notável por seu jato relativístico medindo mais de um milhão de anos-luz de comprimento.
  • Cygnus A , a primeira rádio galáxia identificada e a fonte de rádio mais brilhante no céu, vista em frequências acima de 1 GHz
  • Messier 51a (NGC 5194), o Whirlpool Galaxy, uma das galáxias mais conhecidas do céu
  • Messier 66 (NGC 3627), parte do Trigêmeo Leo
  • Messier 77 (NGC 1068), uma das primeiras galáxias Seyfert classificadas
  • Messier 81 (NGC 3031), a segunda galáxia Seyfert mais brilhante no céu depois de Centaurus A
  • Messier 88 (NGC 4501), membro do grande aglomerado de Virgem e uma das galáxias Seyfert mais brilhantes do céu.
  • Messier 106 (NGC 4258), um dos melhores galáxias Seyfert conhecidos, tem um vapor de água megamaser no seu núcleo visto pela linha de 22 GHz de orto-H 2 O.
  • NGC 262 , um exemplo de uma galáxia com um halo HI gasoso estendido
  • NGC 1097 , tem quatro jatos ópticos estreitos saindo de seu núcleo
  • NGC 1275 , cujo buraco negro central produzindo a nota em si bemol mais grave já registrada
  • NGC 1365 , notável por seu buraco negro central girando quase à velocidade da luz
  • NGC 1566 , uma das primeiras galáxias Seyfert classificadas
  • NGC 1672 , tem um núcleo envolvido por intensas regiões de explosão estelar
  • NGC 1808 , também uma galáxia estelar
  • NGC 3079 , tem uma bolha gigante de gás quente saindo de seu centro
  • NGC 3185 , membro do grupo Hickson 44
  • NGC 3259 , também uma forte fonte de raios-X
  • NGC 3783 , também uma forte fonte de raios-X
  • NGC 3982 , também uma galáxia estelar
  • NGC 4151 , tem dois buracos negros supermassivos em seu centro.
  • NGC 4395 , um exemplo de uma galáxia de baixo brilho superficial com um buraco negro de massa intermediária em seu centro.
  • NGC 4725 , uma das galáxias Seyfert mais próximas e brilhantes da Terra; tem uma nuvem de gás em espiral muito longa em torno de seu centro, vista no infravermelho.
  • NGC 4945 , uma galáxia relativamente perto de Centaurus A.
  • NGC 5033 , tem um núcleo Seyfert deslocado de seu centro cinemático.
  • NGC 5548 , um exemplo de uma galáxia lenticular Seyfert
  • NGC 6240 , também classificada como uma galáxia infravermelha ultraluminosa (ULIRG)
  • NGC 6251 , a rádio galáxia de baixa excitação mais brilhante de raios-X no catálogo 3CRR
  • NGC 6264 , um Seyfert II com um AGN associado.
  • NGC 7479 , uma galáxia espiral com braços se abrindo em uma direção oposta aos braços ópticos
  • NGC 7742 , uma galáxia espiral sem barras; também conhecida como Galáxia do Ovo Frito
  • IC 2560 , uma galáxia espiral com um núcleo semelhante a NGC 1097

Veja também

Notas

Referências

links externos