Transcript 4.3 Galaxias activas y cuasares 4.3.1 Galaxias activas   Diferencia entre galaxias normales y activas (energía enorme fuera del rango visible) Diferentes tipos de galaxias.

4.3 Galaxias activas y cuasares
4.3.1 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
642
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
643
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
644
La “actividad” de la Vía Láctea:
Vía Láctea tiene Lopt ~ 1037 W (Sol tiene Lʘ = 4 1026 W)
→ LVL ~ luminosidad de 25 x 109 de ** de ~1 Mʘ
Lradio ~ 1031 W ~ 10-6 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
North
Polar
Spur
Antenas de Jodrell Bank (76m)
Effelsberg (100 m)
Parkes (64 m)
M87
3C273
NCP
Haslam et al. 1982
A&AS 47, 1
Cen A
Cyg A
Cas A
LMC
SMC
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
645
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 = 10-26 W m-2 Hz-1
M87: radiogalaxia (“activa”)
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
646
NGC1275: radiogalaxia y Seyfert
3C273: un cuasar muy cercano
M82: galaxia “starburst”
Arp 220: galaxia “starburst”
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
647
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 ≃ 1 - 10 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
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
- luminosidad es no-estelar
648
Galaxia Seyfert NGC5728
dist ~40 Mpc
desde Tierra
con el HST
muestra “conos” de emisión
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
649
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
650


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
651
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
652
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 = 0.0686; v = 20566 km/s
Imagen de 5’x 5’
 d = 300 Mpc
del atlas de Palomar
(Digitized Sky Survey)
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
653
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
654
~ 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
655
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:
Error en libro de Chaisson
 núcleo – halo, a veces con
chorros (HOY: efecto de
Region de M86 en rayos X (Einstein IPC)
proyección: visto cerca del
eje de los chorros
 En general: 2 chorros que
“alimentan” a 2 “lóbulos”
Radio galaxia M 86 en Virgo
desde el núcleo que coincide
con el núcleo óptico

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
656
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
657
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 ~ 0.1 . . . >100 kpc):
chorros que llevan “plasma” (p+, e-) relativistas que se
alejan del núcleo de la galaxia con v ~ 0.1 . . . 0.7 c
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
658
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
659
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
660
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 (~ 10-50 kpc)
Tamaño depende de la frecuencia y sensibilidad del telescopio
luminosidad radio LR ~ 1036 – 1038 W (lóbulos no emiten en óptico)
= 0.1 . . . 10 LtotV.L., LradioV.L. ≃ 1031 W

Lóbulos varían en tamaño y forma, y no siempre están alineados
con el centro de la galaxia
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
661
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
662
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
663
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
664
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
665
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
666
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
667
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
668



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
669
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
670
Velocidad del cúmulo de Perseo: v = 5 300 km/s
velocidad de la galaxia NGC 1265: v = 7 650 km/s
⇒ velocidad relativa:
v = 2 350 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
671
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
672
Efectos de rotación y precesión de la “máquina central”:
3C31 = NGC 383, z = 0.0173
d = 80 Mpc, ∅ ~ 30ˈ ~ 700 kpc
WSRT 609 MHz + imagen óptica
3C 288 z = 0.246
d = 1100 Mpc, ∅ ~ 36"~120 kpc
VLA 8.3 GHz, 3.6 cm
NGC 382 y 383 en
órbita  simetría “C”
NGC 382
Eje del chorro precesando: simetría “S”
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
673
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
674
Radiogalaxia 1313-192 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
675
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
676
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 (≳ 1 000 km/s)
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
677


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 = 50 000 pc → D = 1pc
⇒ factor de 1014 en volumen
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
678
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
679
Modelo similar (“unificado”) para las AGN
con BHs supermasivos (106 - 109 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
680
BH supermasivo (106 a 1010 Mʘ) 
BH pequeño: 3 a 100 Mʘ
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
681
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 1 000 años
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
682
Tamaño de la región del BH
Radio de Schwarzschild:
2 GM
Rs =
c2
Velocidad de escape: v2esc =
2 GM
= c2
R
Sol con 1030 kg: Rs⊙ = 3 km (en realidad tiene 700 000 km)
BH con 109 M⊙ RsBH = 3x109 km = 20 UA = 10-4 pc
 en acuerdo con observaciones
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
683
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
684
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
685
NGC 4261 en Virgo
Imagen óptico (azul) y
Radio (VLA, rojo/naranja)
Imagen del HST de la zona nuclear
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
686
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
687
El núcleo de M87: galaxia central de Virgo
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
688
NGC 4258: galaxia espiral a d = 6 Mpc


VLBA (Very Long Baseline Array: 10 telescopios en E.U.
entre Hawaii e Islas Virgenes)
 Resolución 0.0005“ = 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 ~ 40 106 M⊙ dentro de r = 0.2 pc
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
689
Disco de acresentamiento
alrededor del BH central,
a partir del movimiento
de máseres de H2O)
NGC 4258
Imagen de toda
la galaxia en
ultravioleto (UV)
NGC 4258
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
690
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
691
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
692



Energía hν depende de
- fuerza del campo magnético
- velocidad de las partículas
 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
693


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
694


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
695
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
696
cuasares
3C275
QSO 1229+204 z = 0.063 d = 2 000 Mpc
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
697




Maarten Schmidt (1963):
líneas espectrales son líneas de H (Calcio II, “normal”)
pero con redshift z enorme.
3C273: z = 0.16 ⇒ v = 44 000 km/s, d = 680 Mpc
Reinvestigación de 3C48: también líneas de H
3C48: z = 0.37 ⇒ v = 92 000 km/s, d = 1 400 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
698
3C273: cuasar “muy” cercano
z = 0.1584, 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):
~ 100 000 cuasares conocidos
~ 20 000 AGNs
~ 1 000 BL Lac’s
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
699
Velocidades altas (v →c) ⇒ movimientos relativistas


a)
b)
cz ≠ v para v ≲ c
La velocidad máxima permisible = velocidad de la luz
v≪c
a) vobs = v1 + v2
b) 1 100 = 100 + 1000
v≃c
•
vobs ≠ v1 + v2
•
≠ c + 0.1 c
•
vobs = c
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
700
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 ≠ 111 000 km/s,
 v = 92 000 km/s
 3C273: z = 0.16,
 v ≠ 48 000 km/s,
 v = 44 000 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
701
Corrimiento al rojo vs. velocidad de recesión
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
702
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)
Davis & Lineweaver
2004, PASA 21, 97
Universo “real” ?
la “corrección más incorrecta”...
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
703
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 = 6 000 Mpc
 Con un máximo pronunciado y estimado alrededor de
z = 2: tLB = 8 109 ~ 70 % edad del Universo
 Universo tenía entonces ~ 5 109 años
distancia ~ 4 000 Mpc
Cuasares lejanos que vemos hoy, los observamos
como estaban hace 8 mil millones de años

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
704
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
705



Por sus distancias enormes → luminosidades enormes
ej. 3C48: m = 16m; d = 1 400 Mpc ⇔ m – M = 40.7
⇒ M = - 24.7, Lopt = 1040 W
Cuasares: 1038 – 1042 W;
de radio galaxias hasta 100 000 veces la Vía Láctea,
o 100 000 galaxias → mucho más que un cúmulo rico
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
706
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
707


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 = 100 000 más baja ~ 1036 W
 Explicable con fenómenos conocidos como estrellas
masivas, SN, etc
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
708
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
709
Stefan´s quintet (Arp 319, HCG 92)
NGC 7319
v = 6747 km/s
NGC 7318B
v = 5774 km/s
6' x 6'
NGC 7318A
v = 6630 km/s
NGC 7320
v = 876 km/s
López-Corredoira et al. 2004,
A&A 421, 407
NGC 7603
NGC 7317
v = 6600 km/s
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
710
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
711
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
712
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
713
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=0.155
z = 0.187
z=0.265
z = 0.172
z = 0.187
z=0.173
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
714
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
715
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
716
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
717
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
718
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
719
Otra explicación
A.
B.
C.
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
720
Lentes gravitacionales


QSO 0957+561
z=1.405
1979: descubrimiento de un cuasar doble
QSO 1
- 2 cuasares con el mismo z, mismo
m=17
espectro, separados por 6" en el cielo
- Emisión radio (estudio detallado)
QSO 2
m=17
- 2 (o más) imágenes no son de 2 objetos
distintos, sino del mismo objeto
¿Porque? Efecto de la lente gravitacional Galaxia lente z = 0.36 (1980)
en un cúmulo a z = 0.355
- 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
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
721
Arcos gravitacionales en cúmulos de galaxias
cúmulo A370 a z = 0.375
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
arco gravitacional en
Cl 2244−0221 a z=0.331
arco gravitacional
= imagen de una
galaxia a z=0.725
(Soucail et al 1987)
CFHT 1988
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
zarco
=2.24
(Mellier
et al
1991)
722
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
723
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
724
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
725
Anillos de Einstein (cuando fuente y lente están bien alineadas)
Permiten determinar la masa projectada dentro del anillo con un
radio angular θr :
cuasar MG 1654+1346
lóbulo NE
del radiocuasar
con 2 lóbulos en radio;
imagen en radio del
VLA a 8.4 GHz con
resolución 0.2"
radionúcleo del
cuasar a z=1.74
mag=21 en óptico
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
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
726
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
727
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 – 10 109 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
728




Galaxias normales
poco comúnes en el pasado (lejanas)
muy comúnes hoy (cercanas)
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
729

Cuasar
Radio galaxias  galaxias E normales
BL Lac
Seyfert  galaxias S normales
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
730
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
731
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
elípticas
espirales
 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

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
732

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
733