En astronomía , una galaxia activa es una galaxia que alberga un núcleo activo (más precisamente núcleo de galaxia activa , abreviado NAG o AGN después del término inglés Active Galactic Nucleus ). Este núcleo es una región compacta ubicada en el centro de la galaxia y cuya luminosidad es mucho más intensa de lo normal en al menos alguna zona del espectro electromagnético ( ondas de radio , infrarrojos , luz visible , ultravioleta , rayos X y / o gamma rayos ), con características que demuestran que esta fuerte luminosidad no es de origen estelar. La radiación de la NAG resultaría teóricamente de la acreción por un agujero negro supermasivo ubicado en el centro de la galaxia anfitriona. Los NAG son las fuentes continuas más brillantes de radiación electromagnética del universo y, como tales, permiten la detección de objetos distantes; su evolución en función del tiempo cósmico también constituye limitaciones en los modelos cosmológicos .
Durante mucho tiempo , Se había argumentado que los NAG deberían ser alimentados por la acreción alrededor de agujeros negros masivos (que van desde 10 6 a 10 10 masas solares ). Los NAG son compactos y extremadamente brillantes durante largos períodos: la acreción puede potencialmente causar una conversión eficiente de energía potencial y cinética ; Los agujeros negros masivos tienen un límite de Eddington alto , lo que puede explicar el lado perdurable de tal brillo del núcleo. Se cree que los agujeros negros supermasivos no siempre existen en el centro de una galaxia masiva: la masa de un agujero negro se correlaciona estrechamente con la dispersión de velocidades o el brillo del bulbo galáctico . Por tanto, las características de los NAG se observan siempre que una determinada cantidad de materia se acerque a la esfera de influencia del agujero negro central.
En el modelo estándar de NAG, los materiales fríos ubicados cerca del agujero negro central forman un disco de acreción . El espectro esperado para el disco de acreción de un agujero negro supermasivo muestra un pico en la luz ultravioleta y visible ; Además, se forma una corona de material caliente sobre el disco de acreción y puede causar una dispersión de Compton inversa mayor que la energía de los rayos X. La radiación del disco de acreción excita los materiales atómicos fríos cerca del agujero. Gran parte de la salida primaria de un NAG puede oscurecerse por el polvo o el gas cerca del disco de acreción. Estos absorben la radiación y la reemiten en otras longitudes de onda , la mayoría de las veces en forma de infrarrojos .
Algunos discos de acreción producen chorros , un par de "haces" de material extremadamente rápidos que emergen cerca del disco (la dirección del chorro puede ser determinada por el momento angular del eje del disco o por el eje de rotación del agujero negro) . Los mecanismos de producción de los reactores y su composición a pequeña escala aún son poco conocidos, ya que las observaciones no pueden distinguir variaciones entre diferentes modelos teóricos. Son especialmente visibles en el área de las ondas de radio ; la interferometría de línea de base muy larga se puede utilizar para estudiar la radiación que emiten a distancias inferiores al parsec . Sin embargo, son visibles en todas las longitudes de onda , desde ondas de radio hasta rayos gamma , especialmente gracias a la dispersión inversa de Compton . Por tanto, los NAG que producen chorros tienen una segunda fuente (potencial) de emisiones continuas.
Por último, es importante tener en cuenta que existe una categoría de soluciones “radiativamente ineficaces” para las ecuaciones relativas a la acreción. El más conocido de ellos es la acreción dominada por el flujo de advección . En este tipo de acreción, la materia que experimenta acreción no forma un disco delgado y, por lo tanto, no expulsa la energía que ha adquirido mientras se mueve cerca del agujero negro. La existencia de este tipo de acreción podría explicar la falta de potencia de las radiaciones emitidas por el agujero negro supermasivo situado en el centro de determinadas galaxias elípticas . De lo contrario, cabría esperar que las altas tasas de acreción correspondan a intensidades luminosas. Los NAG radiativamente ineficientes también podrían explicar la falta de muchas otras características en algunos NAG equipados con un disco de acreción.
No existe una firma de observación única para los NAG. La siguiente lista reúne algunos elementos importantes que han permitido la identificación de sistemas como NAG.
Los núcleos activos de las galaxias se dividen generalmente en dos clases: radio-silencioso ( radio-silencioso en inglés) y radio-ruidoso ( radio-fuerte en inglés). En los objetos de la segunda categoría, los chorros y los lóbulos que inflan contribuyen en gran medida a la luminosidad de la galaxia, al menos en el dominio de radio. Los objetos radio-silenciosos son más simples ya que los chorros y las emisiones subyacentes pueden despreciarse.
Los modelos NAG unificados agrupan 2 o más clases de objetos, basándose en clasificaciones de observación tradicionales, al proponer que, de hecho, hay un solo tipo de objeto físico observado en diferentes condiciones. Los modelos unificados más favorecidos hasta la fecha son los "modelos basados en la orientación". Estos sugieren que las aparentes diferencias entre estos tipos de objetos se deben simplemente a diferentes orientaciones con respecto a la línea de visión del observador.
A bajas luminosidades, los objetos a unificar son las galaxias Seyfert. Los modelos unificados proponen que los Seyfert 1 se observen con una vista directa del núcleo activo; como vemos el núcleo del Seyfert 2 a través de estructuras oscurecedoras, lo que altera las líneas de emisión que observamos en la Tierra. La idea básica de los modelos de acreción dependientes de la orientación es que dos objetos, aparentemente pertenecientes a categorías diferentes, pueden pertenecer al mismo si se observan a través de diferentes líneas de visión. La imagen estándar consiste en un toro de material opaco que rodea el disco de acreción. Debe ser lo suficientemente grueso para ocultar las líneas anchas, pero lo suficientemente delgado para permitir que las líneas estrechas, que se observan en ambas clases de objetos, pasen. Este toro se observó por primera vez alrededor del núcleo activo de la galaxia Cygnus A ; su diámetro sería de 528 pc y su altura de 286 pc . Los Seyfert 2 se ven a través de este toro. En el exterior de este toro se encuentran materiales capaces de desviar parte de las emisiones nucleares hacia nuestra línea de visión, lo que nos permite observar ciertas emisiones de rayos X y luz visible, y en algunos casos, rayos de luz. 'Amplias emisiones - estos están entonces fuertemente polarizados, lo que demuestra que se han desviado y demuestra que algunos Seyfert 2 en realidad "contienen" un Seyfert 1 oculto. Las observaciones infrarrojas apoyan esta teoría.
A luminosidades más fuertes, los quásares toman el lugar del Seyfert 1, pero los correspondientes “quásares 2” son hipotéticos hasta la fecha. Si no tienen el componente desviado del Seyfert 2, serán difíciles de detectar, aparte de sus finas líneas y potentes rayos X.
Históricamente, el trabajo en la unificación de objetos con ruido de radio se ha centrado en cuásares con ruido de radio muy brillantes. Estos pueden combinarse por sus estrechas líneas de emisión de una manera análoga a la unificación de Seyfert 1 y 2 (pero sin la complicación del componente reflector: las radiogalaxias que emiten líneas estrechas no muestran ninguna emisión nuclear continua ni ningún flujo de rayos X reflejado, aunque ocasionalmente emiten líneas anchas polarizadas). Las estructuras de radio a gran escala de estos objetos han proporcionado evidencia de que los modelos de unificación basados en la orientación son verdaderos. Cuando está disponible, la evidencia proporcionada por las observaciones de rayos X respalda la tesis de la unificación: las radiogalaxias muestran evidencia de oscurecimiento por un toro de materia, mientras que los cuásares no. Sin embargo, se debe tener cuidado de que los objetos radio-ruidosos también tengan un componente relacionado con pequeños chorros, por lo que es necesario recurrir a alta resolución para poder separar las emisiones térmicas de los gases calientes a gran escala. En pequeños ángulos a la línea de visión los chorros dominan la imagen y podemos ver algunas variedades de blazar.
Sin embargo, la mayoría de las radiogalaxias son objetos débiles y débilmente excitados. Estos no presentan líneas fuertes de emisiones ópticas de origen nuclear, ya sean estrechas o anchas, tienen una línea continua en la óptica, que pasa a ser totalmente relativa al chorro, y su emisión en rayos X también proviene del chorro solo. Estos objetos no se pueden unificar con los quásares, aunque incluyen objetos muy brillantes en el dominio de radio, ya que el toro nunca podrá enmascarar la región de líneas estrechas en la medida requerida y también porque los estudios infrarrojos muestran que 'no tienen un componente nuclear oculto. De hecho, no hay absolutamente ninguna prueba de la existencia de un toro en estos objetos. Por lo tanto, es muy probable que formen una clase separada en la que solo se cuenten las emisiones relacionadas con los chorros. En pequeños ángulos de la línea de visión, aparecerán como objetos BL Lac.
Durante mucho tiempo, las galaxias activas mantuvieron el récord de mayor corrimiento al rojo , debido a su alta luminosidad (tanto en óptica como en ondas de radio): todavía tienen un papel que desempeñar en el estudio de los inicios del universo . No obstante, ahora sabemos que los NAG dan de forma inherente una imagen muy sesgada de la galaxia "típica" de alto corrimiento al rojo.
El estudio de la evolución de las poblaciones NAG es más interesante. La mayoría de las clases NAG brillantes (radio silenciosas y radio ruidosas) parecen haber sido mucho más numerosas en el universo joven. Esto sugiere que los agujeros negros masivos se formaron relativamente temprano, y que las condiciones para la formación de NAG luminosas estaban más disponibles en los primeros días del universo; por ejemplo, había mucho más gas frío en el centro de las galaxias que ninguno. ahora. Esto también implica que una gran cantidad de objetos que han sido quásares luminosos lo son mucho menos o incluso casi oscuros. La evolución de las poblaciones de NAG con poca luz es mucho menos limitada debido a la dificultad de detectar y observar estos objetos con altos corrimientos al rojo.