Una galaxia Seyfert es un tipo de galaxia activa que alberga un nucleo activo. Este nucleo produce lineas espectrales de emision de gas altamente ionizado . Son generalmente galaxias espirales . Su emision es producida por el acrecimiento de materia en el agujero negro supermasivo situado en su centro.

Las galaxias Seyfert son uno de los dos mayores grupos de galaxias activas , junto con los cuasares . Tienen nucleos (fuentes muy luminosas de radiacion electromagnetica que se encuentran fuera de nuestra galaxia) similares a los cuasares, con brillos superficiales muy elevados cuyo espectro revela lineas de emision intensas y de alta ionizacion . lineas de emision , ^{[ 1 ]} ​ pero, a diferencia de los cuasares, sus galaxias anfitrionas son claramente detectables. ^{[ 2 ]} ​

Las galaxias Seyfert representan alrededor del 10% de todas las galaxias ^{[ 3 ]} ​ y son algunos de los objetos mas intensamente estudiados en astronomia , ya que se cree que estan alimentadas por los mismos fenomenos que ocurren en los cuasares, aunque estan mas cerca y son menos luminosas que los cuasares. Estas galaxias tienen en su centro agujeros negros supermasivos rodeados por discos de acrecimiento de material en caida. Se cree que los discos de acrecion son la fuente de la radiacion ultravioleta observada. Las emision y lineas de absorcion ultravioletas proporcionan el mejor diagnostico de la composicion del material circundante. ^{[ 4 ]} ​

Vistas en luz visible , la mayoria de las galaxias Seyfert parecen galaxias espirales normales, pero cuando se estudian en otras longitudes de onda, queda claro que la luminosidad de sus nucleos es de una intensidad comparable a la luminosidad de galaxias enteras del tamano de la Via Lactea . ^{[ 5 ]} ​

Las galaxias Seyfert deben su nombre a Carl Seyfert , quien describio por primera vez esta clase en 1943. ^{[ 6 ]} ​

Descubrimiento [ editar ]

Las galaxias Seyfert fueron detectadas por primera vez en 1908 por Edward A. Fath y Vesto Slipher , que utilizaban el Observatorio Lick para observar el espectro de objetos astronomicos que se creia que eran " nebulosas espirales ". Observaron que NGC 1068 mostraba seis lineas de emision brillantes, lo que se considero inusual ya que la mayoria de los objetos observados mostraban un espectro de absorcion correspondiente a estrellas . ^{[ 7 ]} ​

En 1926, Edwin Hubble observo las lineas de emision de NGC 1068 y otras dos "nebulosas" de este tipo y las clasifico como objetos extragalacticos . ^{[ 8 ]} ​ En 1943, Carl Keenan Seyfert descubrio mas galaxias similares a NGC 1068 e informo de que estas galaxias tienen nucleos de tipo estelar muy brillantes que producen lineas de emision anchas. ^{[ 6 ]} ​ En 1944 se detecto Cygnus A en 160 MHz, ^{[ 9 ]} ​ y la deteccion se confirmo en 1948 cuando se establecio que era una fuente discreta. ^{[ 10 ]} ​ Su doble estructura de radio se hizo evidente con el uso de la interferometria . ^{[ 11 ]} ​ En los anos siguientes, se descubrieron otras fuentes de radio como restos de supernovas . A finales de la decada de 1950, se descubrieron mas caracteristicas importantes de las galaxias Seyfert, como el hecho de que sus nucleos son extremadamente compactos (< 100 pc, es decir, "no resueltos"), tienen una masa elevada (?10 ^9±1 masas solares) y la duracion del pico de emisiones nucleares es relativamente corta (> 10 ⁸ anos). ^{[ 12 ]} ​

En las decadas de 1960 y 1970 se llevaron a cabo investigaciones para comprender mejor las propiedades de las galaxias Seyfert. Se realizaron algunas mediciones directas de los tamanos reales de los nucleos de las Seyfert y se establecio que las lineas de emision de NGC 1068 se producian en una region de mas de mil anos luz de diametro. ^{[ 14 ]} ​ Existia controversia sobre si los corrimientos al rojo de las Seyfert eran de origen cosmologico. ^{[ 15 ]} ​ Las estimaciones confirmatorias de la distancia a las galaxias Seyfert y su edad eran limitadas, ya que sus nucleos varian de brillo en una escala temporal de unos pocos anos; por lo tanto, los argumentos que implican la distancia a dichas galaxias y la velocidad constante de la luz no siempre pueden utilizarse para determinar su edad. ^{[ 15 ]} ​ En el mismo periodo de tiempo, se habian emprendido investigaciones para estudiar, identificar y catalogar galaxias, incluidas las Seyfert. A partir de 1967, Benjamin Markarian publico listas con algunos centenares de galaxias que se distinguian por su fortisima emision ultravioleta, y en 1973 otros investigadores mejoraron las mediciones sobre la posicion de algunas de ellas. ^{[ 16 ]} ​ En aquel momento, se creia que el 1% de las galaxias espirales eran Seyferts. ^{[ 17 ]} ​ Para 1977, se descubrio que muy pocas galaxias Seyfert son elipticas, siendo la mayoria galaxias espirales o espirales barradas. ^{[ 18 ]} ​ Durante el mismo periodo de tiempo, se han hecho esfuerzos para recopilar datos espectrofotometricos para las galaxias Seyfert. Se hizo evidente que no todos los espectros de las galaxias Seyfert tienen el mismo aspecto, por lo que se han subclasificado segun las caracteristicas de sus espectros de emision . Se ha ideado una division simple en tipos I y II, dependiendo las clases de la anchura relativa de sus lineas de emision . ^{[ 19 ]} ​ Posteriormente se ha observado que algunos nucleos Seyfert muestran propiedades intermedias, lo que ha dado lugar a que se subclasifiquen aun mas en los tipos 1. 2, 1.5, 1.8 y 1.9 (vease Clasificacion ). ^{[ 20 ]} ​ ^{[ 21 ]} ​ Los primeros sondeos de galaxias Seyfert estaban sesgados al contar solo los representantes mas brillantes de este grupo. Estudios mas recientes, que cuentan galaxias con nucleos Seyfert de baja luminosidad y oscurecidos, sugieren que el fenomeno Seyfert es en realidad bastante comun, ya que ocurre en el 16% ± 5% de las galaxias; de hecho, existen varias docenas de galaxias que muestran el fenomeno Seyfert en las proximidades (?27 Mpc) de nuestra propia galaxia. ^{[ 3 ]} ​ Las galaxias Seyfert forman una fraccion sustancial de las galaxias que aparecen en el Markarian , una lista de galaxias que muestran un exceso ultravioleta en sus nucleos. ^{[ 22 ]} ​

Historia [ editar ]

En 1908 Edward A. Fath descubre lineas de emision en un espectro de la "nebulosa espiral" NGC 1068 . ^{[ 23 ]} ​ El espectro se componia de lineas de absorcion junto con lineas de emision como las que se veian en las nebulosas gaseosas. Carl K. Seyfert descubre en 1943 que algunas galaxias tienen un nucleo, en apariencia puntual, que es el originario de estas lineas de emision. ^{[ 24 ]} ​ Este es el primer trabajo sistematico en busca de este tipo especial de galaxias. La emision de estas galaxias era muy parecida a las lineas de emision de una nebulosa planetaria sobreimpresas a un espectro tipico de una estrella como el Sol (tipo G). La anchura de las lineas es atribuida por Seyfert al desplazamiento Doppler , de esta manera se obtienen velocidades de hasta 8500 km/s en la zona nuclear. Esto se corresponderia con un gas muy caliente que se mueve a alta velocidad, en contraste con los 300 km/s a los que se mueven como promedio las estrellas y el gas de una galaxia espiral normal.

Caracteristicas de las galaxias Seyfert [ editar ]

Las galaxias Seyfert se llaman asi en honor a su descubridor, el astronomo estadounidense Carl Seyfert . Son generalmente galaxias espirales. En algunos casos su region central es muy brillante, tanto que puede eclipsar al resto de la galaxia en si.

Espectro [ editar ]

El espectro electromagnetico de las galaxias Seyfert presenta lineas de emision de hidrogeno , helio , nitrogeno y oxigeno que destacan por su brillo.

Se presentan dos tipos de lineas en el espectro visible :

• Unas lineas relativamente estrechas que se presentan en transiciones tipicamente prohibidas (transicion dipolar magnetica o cuadrupolar electrica) que se denominan lineas prohibidas o simplemente lineas estrechas .
• Otras lineas que se presentan en transiciones permitidas, que pueden ser anchas o estrechas, y se suelen denominar lineas permitidas . En el caso de que sean anchas se les denomina lineas anchas . Segun si se presentan o no estas lineas anchas hablamos de galaxias Seyfert 1 o galaxias Seyfert 2.

Las galaxias Seyfert se clasifican como Tipo 1 o Tipo 2, dependiendo de si el espectro muestra lineas de emision estrechas y anchas, o solamente estrechas. Las de Tipo 1 muestran lineas de recombinacion, tanto anchas como delgadas, sobrepuestas y lineas prohibidas delgadas; las de Tipo 2 solo muestran lineas delgadas tanto permitidas como prohibidas. Algunos autores han llegado a ampliar la clasificacion dependiendo de las intensidad relativa entre las componentes estrechas y anchas (p.e. Tipo 1,5 o Tipo 1,9).

Variabilidad [ editar ]

La radiacion electromagnetica proveniente del nucleo de las galaxias Seyfert (tanto como el continuo como algunas lineas de emision) varia con el tiempo. En ciertos casos varia en menos de un ano, lo cual implica que la region de emision debe tener menos de un ano luz de tamano. Simples calculos astronomicos indican que la radiacion proveniente del nucleo es del orden de 1-100 veces la luminosidad que emite una galaxia espiral de tamano normal, por lo que no deja de ser asombroso que una region tan "pequena", del orden de un ano luz como se vio, genere la energia equivalente a la que emiten miles de millones de galaxias en un tamano 100 000 veces mayor. El espectro del continuo revela ademas que el origen de la radiacion no es termico , esto es, no es debido a una acumulacion de estrellas normales. Ademas, el nucleo es brillante practicamente en todo el rango espectral: desde los rayos gamma , pasando por rayos X , rayos ultravioleta , visible , infrarrojo y ondas de radio . Semejante cantidad de radiacion en todo el espectro electromagnetico en una region tan "pequena" requiere un mecanismo increiblemente energetico.

Origen de la emision [ editar ]

Se atribuye el notable ancho de las lineas de emision a una distribucion de velocidades relativamente grande en el gas que emite la radiacion. Si tenemos en cuenta el efecto Doppler , esto es, el desplazamiento de longitud de onda o de frecuencia de la radiacion electromagnetica debido a la velocidad de la fuente, se pueden entonces deducir las velocidades a las que se encuentra el gas emisor. Estas nubes poseen velocidades de entre 500 a 4000 km/s, y se creen originadas por un conjunto de nebulosas que estan a cierta distancia de una fuente central muy intensa de radiacion electromagnetica.

Cada nube (o conjunto de nubes) tiene una velocidad relativa diferente desde nuestra linea de vision, y cuanto mas rapido gire el gas en torno al agujero negro , mas ancha sera la linea. Las lineas estrechas se creen originadas en el conjunto de nubes mas externo donde la velocidad rotacional es menor, mientras las lineas anchas son originadas por nubes que estan relativamente cerca de la fuente emisora.

Esta descripcion es concordante con el hecho de que no se detecta variacion en las lineas estrechas, lo que conlleva que la region que las emite esta alejada de la fuente central; en contraste, las lineas anchas son variables a escalas de tiempo cortas.

La region que emite las lineas delgadas es llamada NLR (narrow line region, region de lineas delgadas) y se cree que esta conformada por un conjunto de nubes situadas entre 1 a 1000 pc de la fuente central de emision. Su densidad es lo suficientemente baja como para producir, ademas de las tradicionales lineas de recombinacion de hidrogeno y de helio, emision de lineas prohibidas, esto es, emision proveniente de ciertos atomos neutros o ionizados que en estados excitados pueden producir radiacion electromagnetica de muy baja probabilidad de emision a causa precisamente de la baja densidad reinante alli.

La region que emite las lineas anchas es llamada BLR (broad line region, region de lineas anchas). Probablemente se ubique a unos 0,05 pc de la fuente central y su densidad es mayor que la de la NLR, lo suficiente como para no formar lineas prohibidas. Pero si lineas de recombinacion de hidrogeno y helio.

Modelo unificado [ editar ]

El modelo elaborado en los ultimos 40 anos que explica esta fenomenologia es el siguiente: existe en el centro de esas galaxias un agujero negro supermasivo, con masas del orden de 10 ⁸ -10 ⁹ masas solares. A pocas unidades astronomicas se encuentra un disco de material gaseoso que esta sometido a fuerzas viscosas con una enorme turbulencia y que debido a esto cae hacia el agujero negro. Esto conlleva una notable perdida de energia potencial gravitacional, la cual es enorme, teniendo en cuenta la enorme masa del cuerpo central. La perdida de la energia potencial se traduce en una enorme liberacion de energia radiante, principalmente en la region del ultravioleta y los rayos X. Esta region fuente se conoce como disco de acrecion. La radiacion proveniente de alli es tan intensa que hace perder electrones a los atomos que integran nubes que estan en regiones ya bastante alejadas. Se dice entonces que la fuente es emisora de radiacion fotoionizante. Las nubes de gas se ionizan pero tarde o temprano el sistema entra en equilibrio: hay ionizacion, pero tambien el proceso inverso: recombinacion. Entonces las nubes cercanas (BLR) como lejanas (NLR) se convierten ellas mismas en emisoras de radiacion. Para explicar por que hay unas galaxias Seyfert de Tipo 1 y otras de Tipo 2 se introduce un elemento extra: la presencia de un material oscurecedor entre la NLR y la BLR en forma de toroide, conformado por polvo y gas molecular . Una galaxia es de tipo Seyfert 2 porque vista desde la Tierra posee una orientacion tal que el toroide impide la observacion de la BLR: solo vemos lineas delgadas. Una galaxia es de tipo Seyfert 1 porque al ser observada desde la Tierra su orientacion es tal que el toroide no impide la observacion de la region mas cercana al disco de acrecion, esto es, la BLR. ^{[ 25 ]} ​

En algunas galaxias de Tipo 2, las componentes anchas de las lineas de recombinacion pueden ser observadas en luz polarizada porque la luz es dispersada por un halo caliente y gaseoso que rodea al nucleo, permitiendo observarlas indirectamente. Este efecto fue observado por primera vez en la galaxia NGC 1068 , una Seyfert de Tipo 2. ^{[ 26 ]} ​

Referencias [ editar ]

Bibliografia [ editar ]

• Osterbrock, Donald E.; Gary J. Ferland (2006). Astrophysics of Gaseous Nebulae and Active Galactic Nuclei (2ª edicion). Sausalito, CA: University Science Books. ISBN   1-891389-34-3 .   La referencia utiliza el parametro obsoleto |coautores= ( ayuda )
• Kembhavi, Ajit K.; Narlikar, Jayant V. (1999). Quasars and active galactic nuclei : an introduction . Cambridge, U.K.: Cambridge University Press . ISBN   0-521-47477-9 .  

Enlaces externos [ editar ]

• Wikimedia Commons alberga una galeria multimedia sobre Galaxia Seyfert .