tema3-agn

Vista previa del material en texto

Tema	2:	Núcleos	activos	de	galaxias	(AGN)	
1.  Historia	
2.  	Clasificación	de	AGNs	
3.  El	agujero	negro	central	
4.  Componentes	de	los	AGNs	
5.  Midiendo	la	masa	de	un	
supermassive	black	hole	(SMBH)	
6.  Resumiendo	del	modelo	
unificado	
7.  AGN	a	lo	largo	del	tiempo	
From:	Astronomy	Picture	of	the	day	
https://apod.nasa.gov/apodl	
Plasma	Jets	from	Radio	Galaxy	Hercules	A		
Primeras observaciones	en	visible	
•  1909: 	Líneas	de	emisión	muy	anchas	en	
NGC	1068		(E.A.	Fath,	Ph.D.)	
•  1943: 	Carl	Seyfert	inicia	un	estudio	
sistemático	de	galaxias	con	núcleos	de	
apariencia	estelar.	Estos	núcleos	
•  Tienen	un	muy	alto	brillo	superfical		
•  Emiten	líneas	de	alta	excitación		
•  Algunas	líneas	eran	muy	anchas,	
correspondiendo	(interpretando	la	
anchura	con	el	efecto	Doppler)		a	
velocidades	hasta	8500	km/s	
•  1959:	Lodewijk	Woltjer	argumenta	que	r	
≤	100pc	porque	las	fuentes	son	
puntuales.	Con	la	anchura	de	la	línea	se	
puede	estimar	la	masa	del	objeto	central	
->	M≥	1010	Msun	–	una	masa	enorme	en	
tan	poco	espacio.	
	
	
	 		
2.1 Historia	
Imagen	óptico	de	NGC	1068	(Crédito:	NASA,	ESA	
&	A.	Van	der	Hoeven)	
1937:	Grote	Reber	(1911-2002):	
Construyó	una	antena	en	su	jardín	en	un	
suburbio	de	Chicago	y	empezó	a	
observar	el	cielo.	
	
En	esta	época	fue	radioastrónomo	
amateur.	
 
Mapa	de	medio	cielo	en	radio	por	
G.	Reber,	publicado	en	1944	
Detectó		la	Vía	Láctea	y	dos	fuentes	puntuales:	
•  Cas	A	(remanente	de	supernova)	
•  Cygnus	A	(AGN)	
 
“Radioestrellas”	
	
En	los	1940:	Observación	de	las	primeras	fuentes	
luminosas	en	radio.	Eran	(con	la	limitada	
resolución	angular)	aparentemente	puntuales		
à	¿estrellas	raras?	
1951:	Mejor	posición	de	Cygnus	A	medido	por	
Graham	Smith	con	interferométro	(±40’’)	
1954:	Baade	y	Minkowski	identifican		ópticamente		
–  Cygnus	A	à	fuente	extragaláctico	
En	los	1960:		
Barrido	del	cielo	en	radio	(3C	y	3CR)	a	158	y	178	
MHz.	
	Se	detectaron	muchas	galaxias	con	AGN.		
Problema:	La	observación	en	radio	continuo	no	
permite	determinar	la	distancia.	Hace	falta	
observar	una	línea	óptica	para	determinar	el	
redshift	z.		Debido	a	la	resolución	angular	pobre,	
era	difícil	identificar	el	objeto	en	óptico.		
	
	
	
	
	
Figura tomada del artículo original de 
Baade y Minkowski de 1954 en la que 
identifican Cyg A con una galaxia. 
Ojo:	Es	sólo	el	nombre	que	se	daba	à	
hoy	sabemos	que	no	son	estrellas	
• 1963:	Thomas	Matthews	y	Allan	Sandage	identifican	3C48	con	un	objeto	puntual	(“star-like”)	de	16	
mag.	Hay	un	continuo	azul		ancho,	y	hay	líneas	de	emisión	anchas	sin	identificar.	
• 1963:	M.	Schmidt	identifica	3C273	con	una	aparente	estrella,	pero	con	líneas	anchas	de	emisión	à	no	
era	una	estrella	normal	
• Encontró	4	líneas	correspondientes	a	la	serie	de	Balmer:	Hβ,	Hγ,	Hδ	y	Hε,	y	MgII,	pero	con	z=0.16	
• Esa	distancia	Implica	una	luminosidad	unos	100x	veces	más	grande	que	de	una	galaxia	espiral!	
	
à 	Este	tipo	de	objeto	se	llaman	cuásares	(Quasi-stellar	radio	source)	
	
1965:	A.	Sandage	descubre	cuásares	no	asociados	con	fuentes	radio:	QSO	(quasi-stellar	objects)	
 
 
Descubrimiento	de	los	cuásares	
Imagen óptico 
Imagen radio 
3C	273	
2.2	Clasificación	de	AGNs	
•  Todos	tienen	en	común:	Emisión	non-térmica	intensa	en	la	zona	central	de	una	galaxias	
(“host	galaxy”)	
•  La	clasificación	depende	de	la	longitud	de	onda	de	observación	y	de	la	apariencia	(è	
modelo	unificado)	y	no	necesariamente	indica	diferencias	en	la	naturaleza	del	objeto.	
•  Cuásares	(los	primeros	encontrados)	
–  Fuente	puntual,	alto	brillo	superficial,	alta	luminosidad	(hasta	≈	1000	veces	Vía	Láctea)	
–  Emisión	desde	radio	hasta	rayos	x,	en	un	amplio	rango	de	frecuencia		con	una	ley	de	potencia		
–  Variabilidad	en	casi	todas	las	longitudes	de	onda	(periodo	depende	de	longitud	de	onda	y	de	
objeto).	
–  Espectro	óptico:	
•  Color	muy	azul	
•  Líneas	anchas	y	muy	anchas	
•  Líneas	de	alta	excitación	
–  Espectro	spectro	radio:	
•  Emisión	sincrotrón	
•  Algunos	tienen	chorros	(jets)	y	lóbulos	(lobes).	
–  Son	frecuentes	a	alto	redshift	
•  El	término	QSO	(quasi-stellar	objects)	se	usaba	para	objetos	con	las	mismas	carácteristicas	que	
cuásares,	pero	sin	emisión	rado.	Fueron	identificados	en	barridos	ópticos	buscando	objetos	muy	azules	
(en	U-B)	
•  Hoy,	no	se	suele	hacer	esta	distincción	y	se	llama	con	QSO	o	cuásar	a	los	dos	tipos.	Se	
puede	añadir	“radio-quiet”	y	“radio-loud”.	
Espectro	continuo	de	un	cuásar	(3C272)	
•  Muy	azul	
•  Emisión	en	un	rango	mucho	más	amplio	que	de	una	galaxia	normal	que	está	
dominada	por	la	luz	de	estrellas	con	temperaturas	entre	≈	3000-40	000	K.	
ν	
2.2	Clasificación	de	AGNs	
•  Galaxias	Seyfert	
–  Son	galaxias	espirales	con	núcleos	extremamente	brillantes		
–  Seyfert	1:	tienen	lineas	anchas	y	estrechas	(“estrecho”	son		varios	100	
km/s	à	mucho	mas	ancho	que	en	galaxias	normales)	
–  Seyfert	2:	tienen	solamente	líneas	estrechas	
–  El	espectro	óptico	de	una	Seyfert	1	es	parecido	al	espectro	de	un	QSO	–	
la	única	diferencia	es	la	luminosidad	
Tres	imágenes	de	la	galaxia	Seyfert	NGC	4151,	con	
el	tiempo	de	exposición	en	aumento.	
2.2	Clasificación	de	AGNs	
•  Galaxias	de	radio		
–  Son	galaxias	elípticas	
–  Se	distinguen	broad-line	radio	galaxies	(BLRG)	y	narrow-line	radio	galaxies	
(NLRG)	
–  Son	parecidos	a	cuásares,	pero	con	más	baja	luminosidad.	
–  Prototipos	cercanos:	Cygnus	A	y	Centaurus	A		
Centaurus	A:	óptico	(blanco),	
rayos	x	(azul)	submm	(naranjo)	 Cygnus	A:	Radio	(rojo),	rayos	X	(azul)	óptico		(amarillo).	
2.2	Clasificación	de	AGNs	
•  LINERs	(=Low	ionization	nuclear	emission-line	regions)	
–  Es	el	tipo	más	frecuente;	casi	1/3	de	los	núcleos	de	galaxias	cercanas	tienen	este	tipo	de	
emisión	
–  Emisión	de	átomos	o	iones	de	baja	excitación,	poca	emisión	de	átomos	altamente	
ionizados.	
–  Anchura	de	líneas	menor	que	en	narrow	lines	de	Seyferts.	
–  Emisión	similar	se	encuentra	en	regiones	de	gas	de	baja	densidad	en	galaxias	tempranas	
(E	o	S0)	donde	no	hay	AGN	è¿Es	la	emisión	de	un	AGN	o	podría	ser	debido	a	estrellas? 	
•  Blazars:	Tienen	emisión	fuerte	de	radio	y	rayos	gama	
–  Optically	Violently	Variables	(OVVs)	
•  Flujo	cambia	en	fracciones	de	días.	
•  Alta	polarización	de	la	luz	óptica	
–  BLLAC	Objects(	similar	a	OVV,	pero	sin	emisión	de	líneas)	
•  Alta	variabilidad	del	flujo.	
•  Alta	polarización	de	la	emisión	óptica.	
•  No	tienen	líneas	de	emisión.	
•  En	periodos	de	baja	luminosidad,	se	pueden	ver	(a	veces)	líneas	;	el	objeto	es	similar	a	un	OVV	
Ejemplos	
de	
espectros	
Crédito:	www.astr.ua.edu/keel/agn/spectra.html	
Galaxia	con	formación	estelar	activa	
Comparación	entre	los	tipos	
Modelo	
unificado	
•  Hay	dos	diferentes	tipos	
de	AGN:	Con	o	sin	chorros	
de	radio.	
•  El	resto	de	las	
propiedades	es	(en	gran	
parte)		debido	a	la	
diferencia	en	el	ángulo	de	
donde	mira	el	
observador.	
•  Si	el	observador	mira	en	
dirección	del	chorro,	la	
emisión	es	más	intensa	
que	el	resto	del	AGN.	
Narrow	line	region	
Broad	line	region	 Agujero	negro	y	
disco	de	acreción	
2.3	El	agujero	negro	central	
Definición	de	un	agujero	negro	(black	hole,	BH):	
•  Un	agujero	negro	es	una	masa	compacta	cuyo	radio	es	menor	que	el	radio	de	
Schwarzschild,	rs	
•  Definición	de	rs:	Si	r<	rs	la	velocidad	de	escape	del	objeto	es	mayor	que	c	
	
Indicaciones	observacionales	para	la	presencia	de	un	agujero	negro	supermasivo	
(supermassive	black	hole,	SMBH)	
•  Energía	y	tamaño:	
–  La	variabilidad	puede	ser	a	escalas	de	día	ètamaño	menor	que	días-luz	èr	≤	3	1015	cm.	
–  Extension	de	los	lóbulos	de	radio	puede	ser	≈	1	Mpc	è	duración	de	la	fuente	τ	≥	1	Mpc/c	=	
3x	106	años	
–  Luminosidad	de	algunos	cuásares	es	hasta	1047	erg/s;	E	≥	1047	τ	=	3x1061	erg	
–  Puede	la	fuente	de	energía	ser	nucleosíntesis?	E	=	εmc2,	con	ε	=	0.008	èLa	masa	necesaria	
es	M	≈	2x109	Msol	
–  El	tamaño	de	Schwarzschild	de	esta	masa	sería	rs	≈	6	x1014	cm	è	El	tamaño	es	parecido	a	
rsè	energía	gravitacional	tiene	que	jugar	un	papel	importante.	
–  En	el	procesos	de	acreción	a	unagujero	tiene	una	eficiencia	mayor:	ε=6-29	%	è	más	
eficiente	que	nucleosíntesis	
	
rs =
2GM
c2
= 3×105cm m
Msol
⎛
⎝
⎜
⎞
⎠
⎟
Movimiento	superlúminico	
•  Se	puede	medir	la	velocidad	aparente	de	componentes	saliendo	
de	un	jet	
•  Con	este	metódo	salen	velocidades	>	c		(5c	para	el	ejemplo	
3C120)	
•  Ponían	en	duda	si	redshift	medido	indicaba	realmente	la	
distancia.	
•  Pero:	movimientos	superlumínicos	están	permitido	si	no	
transmite	información.	
3C	120,	Marschner	et	al.	2002	
v
app
=
dr
dt
=D
dφ
dt
Movimiento	superlumínicos	
vapp =
Δr
Δt
=
vte sinφ
Δt
Δt = te −
vte cosφ
c
= te 1−β cosφ( )
vapp =
vsinφ
1−β cosφ
Movimiento	aparente:	
-	Para	una	velocidad	v,	el	
máximo	vapp	se	obtiene	con:	
	
(sinφ)max =
1
γ
(cosφ)max = β
Y	la	velocidad	es:			 (vapp )max = γv
-	Para	un	ángulo	Φ	,	necesitamos	
	para	un	movimiento	superlumínico	
	
è	Es	decir	una	velocidad	cercano	a	c		
β ≥
1
sinφ + cosφ
≥
1
2
≈ 0.707
En	mucho	objetos	la	velocidad	con	la	que	sale	el	material	
es	cercano	a	la	velocidad	de	escape	è		tenemos	un	
agujero	negro	con	vesc	=	c	
ó
Puede	ser	mayor	que	c,	si	γ	es	grande.	
β := v
c
;γ := 1−β 2( )
−1/2Definiciones:		
Más	argumentos	a	favor	de	un	BH	
•  La	dirección	de	los	chorros	y	lóbulos	ha	sido	constante	en	τ	≈	107	años	->	un	BH	en	
rotación	es	un	objeto	ideal	para	conseguirlo.	
•  Forma	del	espectro	de	líneas	que	están	emitidos	en	la	zona	interior	del	disco	de	
acreción	(linea	de	Fe	emitido	en	rayos	X)	->	la	forma	se	puede	explicar	con	la	
presencia	de	un	SMBH	usando	relatividad	general	
Líneas	de	Fe	observado	
Esquema	explicándo	
forma	de	líneas	
->	mueve	frecuencia	
hacia	el	rojo	
Perfil	total	esperado	
Acreción	
•  El	gas	alrededor	del	BH	tiene	un	momento	angular	que	le	inhibe	de	caer	
directamente	dentro	
•  El	gas	pierde	el	momento	angular	a	través	de	fricción	
•  Podemos	derivar	la	distribución	de	temperatura	en	un	disco	geométricamente	
delgado	y	ópticamente	grueso.	
T (r) = 3c6
64πσ SBG
2
⎛
⎝
⎜
⎞
⎠
⎟
1/4
!m1/4M•
−1/2 r
rs
⎛
⎝
⎜
⎞
⎠
⎟
−3/4
Implicaciones	de	esta	distribución	de	T(r)	
•  T	aumenta	hacia	dentro	
•  La	emisión	total	es	una	superpocisión	de	funciones	de	Planck	->	distribución	ancha	y	
relativamente	plana	
•  La	mayor	parte	de	la	luminosidad	proviene	del	la	zona	interior	del	disco	->	el	límite	
interior	del	disco	de	acreción	es	importante.	
•  Para	un	BH	sin	spin:	rinterior	=	3	rs,	para	un	BH	en	rotación	es	menor	->	eficiencia		es	major	
para	un	BH	con	rotación	
•  Para	r/rs	fijo:	T	aumento	con	dm/dt	
•  Para	r/rs	fijo:		T	disminuye	con	MBH	->		sorprendente	
–  Debido	al	aumento	de	fuerza	de	marea	para	menor	MBH	
–  Por	eso,	la	emisión	de	los	disco	de	acreción	alrededor	de	BH	estelares	es	en	rayos	X	
Luminosidad	de	Eddington	
•  La	radiación	del	BH	ejerce	interactua	con	la	materia	que	cae	hacia	dentro	y	ejerce	
una	fuerza	hacia	fuera.	
•  Hay	una	luminosidad	límite	por	encima	de	la	cuál	ya	no	cae	materia	hacia	dentro:	
la	luminosidad	de	Eddintong,	Ledd	
•  La	observación	de	L	permite	una	estimación	del	limite	inferior	para	MSMBH	
•  Valores	tipico	que	salen	con		
–  MSMBH	≥	108	Msol	para	QSOs		
–  MSMBH	≥	106	Msol	para	Seyferts	
•  Se	puede	estimar	la	tasa	de	acreción,	y	la	tasa	de	acreción	de	Eddington:	
L <
4πGcmp
σ T
⎛
⎝
⎜
⎞
⎠
⎟MBH =: Ledd =1.26×10
38 MBH
Msol
⎛
⎝
⎜
⎞
⎠
⎟erg / s
2.4	Componentes	de	un	AGN	
Continuo	de	IR,	óptico	y	UV	
•  Big	Blue	Bump:	debido	al	disco	de	
acreción:	Suma	de	curvas	de	Planck	
a	diferentes	temperaturas	(aunque	se	
necesita	un	modelado	más	preciso).	
•  Máximo	en	infrarojo:	debido	a	
emisión	de	polvo	en	el	torus.	
	
	
	
Nota:	La	emisión	óptica	de	Blazares	es	
diferente:	Ley	de	potencia	(->	emisión	
non-térmica)	y	polarizado	
Broad	Line	Regions	(BLRs)	
Interpretación	de	la	anchura	de	las	líneas	
•  Una	anchura	de	linea	de	10000km/s	no	puede	ser	a	la	velocidad	térmica;	
correspondería	a	T	=	1010	K	è	gas	sería	completamente	ionizado	y	no	emitiría	
ninguna	línea	
•  Para	una	velocidad	de	v=	c/30	corresponde	a	un	objeto	orbitando	un	BH	en	r	=	500	rs	
•  Sin	embargo,	la	cinemática	no	está	clara:	Podría	ser	rotación,	pero	también	gas	
cayendo	hacia	dentro	o	siendo	expulasado	hacia	fuera	
Se	pueden	determinar	propiedades	físicas	del	gas	através	de	observaciones	de	líneas.	
•  Se	observan	línea	permitidas	y	semi-prohibidos,	pero	ningunos	prohibidos	->	la	
ausencia	de	líneas	prohibidadas	da	un	límite	inferior,	y	la	presencia	de	semi-
prohibidas	un	límite	superior	para	las	densidad.	Valores	típicas	son	para	la	son	
densidad	son	109	-1012	cm-3.	
•  De	las	líneas	observadas	del	mismo	elemento	se	puede	deducir	el	estado	de	
ionización	y	la	temperatura,		T	~20000	K	
•  De	la	densidad	y	T	se	puede	calcular	la	Emission	Measure,		EM	=	numero	de	fotones	
emitidos	através	de	las	líneas	por	tiempo	y	por	volumen.	
•  De	la	intensidad	de	la	línea	observada	y	la	distancia	se	puede	calcular	el	número	total	
de	fotones	emitidos,	N.	
•  EM/N	nos	da	el	volumen	lleno	de	gas.		
Broad	Line	Region	(BLR)	
•  Se	puede	medir/estimar	el	tamaño	de	los	BLR	con	“reveberation	mapping”,	basado	en	
la	comparación	de	la	variación	de	emisión	contínua	y	de	líneas.	
•  EM/N	suele	ser	mucho	más	pequeño	que	el	volumen	total	estimado	de	los	BLR	èel	
“filling-factor”	es	10-7-0.1.	
è	Hay	nubes	de	gas	con	una	densidad	de	unos	1010	cm-3,	moviéndose	en	el	entorno	del	
SMBH	con	velocidades	altas.	
•  El	gas	está	calentado	por	la	emisión	continua	del	BH,	y	pierde	energía	a	través	de	
emisión	de	líneas.	
•  La	diferencia	de	energía	de	fotones	absorbidas	y	emitidas	va	en	energía	cinética	del	gas.	
	
•  La	comparación	de	radiación	continua	y	de	línea	da	la	fracción	de	radiación	ionizante	
absorbida	por	las	nubes	de	los	BLR,	~10%	
•  Si	las	nubes	son	ópticamente	gruesos,	eso	nos	da	el	ángulo	sólido	cubiertos	por	los	
nubes.	
•  Del	ángulo	sólido	y	el	filling	factor	se	puede	estimar	el	tamaño	típico	de	las	nubes	~1011	
-	~1014	cm.	
•  Además	se	puede	estimar	el	número	de	nubes	~1010.	
Narrow	Line	Region	(NLR)	
•  Se	pueden	usar	argumentos	similares	a	las	BLRs	para	interpretar	la	emisión	de		líneas	
y	el	continuo:	
–  Densidad	~104	cm-2	
–  T~15000	T	
–  Filling	factor	10-2	
•  La	NLR	tiene	un	tamaño	de	~100	pc	y	puede	ser	observado	directamente	en	objeto	
cercanos.	No	es	isótropo	sino	tiene	forma	de	conos.	
Imagen	tomado	
con	el	HST	con	un	
filtro	estrecho	
centrado	en	una	
línea.		
Field	of	View:	
2.6x2.6	arcmin	
Emisión	de	AGN	vs.	estrellas	
•  Muchas	galaxias	tienen	núcleos	centrales	de	estrella	jóvenes	que	excitan	e	ionizan	
el	gas	alrededor	que	emite	líneas.	
•  Emisión	de	un	AGNs	débil	y	debido	a	estrellas	se	pueden	distinguir	con	ciertos	
cocientes	de	líneas.	Son	diferentes	porque	la	radiación	continua	que	excita	el	gas	
es	muy	diferente	para	una	AGN	y	para	estrellas.	
Una	hierramiento	útil	es	el	
diagrama	diseñado	por	
Baldwin,	Philips	y	Terlvich	
(1981):	diagrama	BPT	
•  AGN	(rojo)	
•  Compósito	(gris)	
•  Galaxias	con	formación	
estelar	(azul)	
Rayos	X	
Espectro	esquemático	de	rayos	X	de	un	AGN	
Gas	neutro	(en	la	Vía	
Láctea)	absorbe	
fotónes	entre	13.6	y	
200	eV.		
Módelo	del	disco	de	acreción,	la	corona	y	los	procesos	de	
componización	y	emisión	
=	Innermost	stable	
circular	orbit	
Disco	de	acreción	con	una	corona:		
Similar	a	las	estrella,	tienen	una	corona	
con	gas	de	muy	baja	densidad	y	muy	alta	
temperatura.	
Efecto	Compton	e	Inverso	Compton:	
Debido	al	scattering	entre	un	fotón	y	un	
electron.		
Efecto	Inverso	Compton:			
•  Eel	>	Efoton	à	Efoton	aumenta	energía	
Efecto	Compton:	
•  Eel	<	Efoton	à	Efoton	disminuye	energía	
	
Rayos	X	
Espectro	esquemático	de	rayos	X	de	un	AGN	
Soft	Excess	es		emisión	térmica	del	disco	de	
acreción.	
Power	law	debido	al	efecto	Inverso	Compton	en	
la	corona:	
•  Fotones	del	disco	de	acreción	interactuán	
con	electrones	de	la	corona.	
•  	Eel	>	Efoton	à	Efoton	aumenta	
•  En	múltiples	procesos	de	dispersión	se	
produce	una	ley	de	potencia	
Compton	Hump	debido	a		fotones	reflejado	de	
la	corona	al	disco	deacreción.		
•  Pierden	energía	en	el	disco	debido	al	proceso	
Compton.	
•  	Cuando	más	baja	su	energía	más	probable	
su	absorpción	por	el	gas	->	solo	se	ven	los	
fotones	más	energéticos	
Emisión	de	líneas	energéticas	(p.e.	Fe):	La	
energía	de	la	transición	es	muy	por	encima	de	la	
temperatura	del	disco	->	la	ionización	de	Fe	es	
debido	a	fotones	reflejado	de	la	corona.	 Módelo	del	disco	de	acreción,	la	corona	y	los	procesos	de	
componización	y	emisión	
El	espectro	de	rayos	X	
consiste	de	4	partes:	
	
Emisión	Radio	
Cygnus	A	
Fornax	A	3C31A	
La	emisión	de	radio	puede	ser	mucho	mayor	que	el	
tamaño	de	la	galaxias	(hasta	1~	Mpc)	
	
Galaxias	radio	extendidas	se	clasifican	en	dos	tipos:	
Fanaroff-Riley	tipo	I	(FRI):		
•  Brillo	superficial	mayor	cerca	del	núcleo	
•  Luminosidad	más	baja	
Fanaroff-Riley	tipo	II	(FRII):		
•  Brillo	superficial	lejos		del	núcleo	
•  Luminosidad	más	alta	
•  Frecuentemente	tienen	jets	
Cuál	es	FRI	y	cuál	FRII?	
Chorros 
Núcleo 
Punto caliente 
Lóbulos 
Punto caliente 
Componentes	de	una	radiogalaxia	FRII	
Emisión	sincrotrón	
•  La	emisión	en	radio	representa	emisión	
sincrotrón,	emitido	por	electrones	relativistas,	
moviéndose	en	un	campo	magnético.	Se	mueve	
en	espiral,	y	la	aceleración	provoca	que	emite	
radiación.	
•  Los	electrones	han	sido	acelerados	a	lo	largo	del	
jet	en	choques	creados	por	un	fuerte	campo	
gravitacional	y	campos	magnéticos	torcidos.		
•  La	aceleración	produce	una	ley	de	potencia:		
																														N(E)	=	A	E-γ	
•  El	espectro	en	radio	también	es	una	ley	en	
potencia:	S(ν)	=	B	v-α	
•  Los	electrones	pierden	su	de	energía	debido	a	la	
emisión	de	sincrotrón	y	el	efecto	Inverso	
Compton	según	dE/dt	=	A	E2	(UB+Urad)	
–  	Electrones	de	alta	energía	pierden	energía	más	
rápidamente		
–  El	espectro	se	hace	más	empinado.	
La	emisión	sincrotrón	se	ve	reforzada	o	
debilitada	dependiendo	del	ángulo	entre	el	
haz	y	el	observador.	
θ
Sobs = S0 ⋅D
+
D+ =
1
γ 1−β cosθ( )
⎛
⎝
⎜⎜
⎞
⎠
⎟⎟
2+α
21
1
β
γ
−
=
Las	radiogalaxias	con		chorros	apuntando	hacia	el	
observador	se	ven		más	brillantes	debido	a:	
Efecto	Doppler:	la	frecuencia	de	la	radiación	aumenta,	lo	
que	implica	un	aumento	en	la	intensidad	debido	a	la	ley	
de	potencia	
Relatividad	Especial:	La	emisión	se	ve		más		colimado.	
β=v/c	
Beaming	
Se	observan	chorros	extragalácticos	en	óptico	y	en	rayos	X.	
En	óptico	es	es	emisión	sincrotrón	debido	a	electrones	MUY	energéticos.	La	perdida	de	
energía	es	mucho	mayor	que	en	radio	->	aceleración	de	los	electrones	relativistas	tiene	que	
haber	ocurrido	localmente.	
En	rayos	X	podría	ser	
•  	Emisión	sincrotron	->	los	electrones	tendrían	que	tener	energías	extremamente	altas	
•  Fotones	producido	por	efecto	Inverso	Compton	
	
	
En	el	
Jets	en	otras	longitudes	de	onda	
Galaxia	anfitriona	(host	galaxy)	
•  QSOs	son	muy	brillantes	y	distantes	(tamaño	angular	pequeño)	->	Es	difícil	hacer	
detectar	la	galaxia	en	la	que	están	situados.		
•  Durante	muchos	años	se		dudaba	si	QSOs	eran	partes	de	galaxias.	
•  Con	la	alta	resolución	de	HST	era	más	fácil	detectar	las	galaxias.	
•  Las	galaxias	anfitrionas	de	los	QSO	son	frecuentemente	disturbadas,	en	proceso	de	
interacción		
–  el	proceso	de	fusión	posibilita	que	el	gas	se	mueve	la	centro	y	alimenta		el	SMBH	
–  también	pueden	provocar	un	brote	de	formación	estelar	
En	general,	hay	las	siguientes	
tendencias:	
•  QSO	locales	están	sobre	todo	en	
galaxias	elípticas/esferoidales	
•  AGNs	menos	luminosas	->	en	
galaxias	activamente	formando	
estrellas	(espirales)	
•  AGNs	poco	luminsoas	->	en	
galaxias	elipticas	masivas	(como	
radiogalaxias)	
	
Imágenes	de	HST	de	galaxias	con	QSO	
2.5	Medir	la	masa	de	un	SMBH	
Muchas	galaxias	(quizas	
todas	esferoidales	o	con	un	
bulbo)	tienen	un	SMBH	en	
su	centro,	pero	en	la	
mayoría	está	inactivo.	
	
Para	medir	su	masa,	se	
necesita	medir	en	detalle	la	
cinemática	de	objetos	
circulando	alrededor	del	
SMBH.	
	
Se	ha	conseguido	con	
observaciones	durante	más	
de	una	década	para	
estrellas	en	el	cúmulo	
estelar	en	la	Vía	Láctea.	
Medir	la	masa	de	un	SMBH	
•  Se	necesita	medir	en	detalle	la	cinemática	de	
objetos	circulando	alrededor	del	SMBH.	
•  Se	ha	conseguido	con	observaciones	durante	
más	de	una	década	para	estrellas	en	el	
cúmulo	estelar	en	la	Vía	Láctea.	
•  Sólo	es	posible	con	observaciones	en	el	
infrarrojo	cercano	(2.2μm)	por	la	presencia	de	
grandes	cantidades	de	polvo	interestelar.	
•  De	las	órbitas	de	las	estrella	se	deduce	una	
masa	de	4	millones	Msol.	
•  Estudios	cinemáticas	basado	en	órbitas	
estelares	es	posible	para	otras	galaxias	
cercanas.	
Medir	la	masa	de	un	SMBH	
•  Para	medir	la	masa	de	un	SMBH	hacen	falta	observaciones	de	la		cinemática	de	
estrellas	de	gas	cercano	al	SMBH	(dentro	de	su	radio	de	influencia,	es	decir	donde	el	
movimiento	de	las		estrellas	está	afectado	por	el	SMBH,	y	no	por	la	galaxia).	
•  Esa	distancia	es	pequeña	y	hace	
falta	mucha	resolución	angular	
para	realizar	las	observaciones.	
•  Con	el	HST	o	telescopios	con	óptica	adaptiva	ha	sido	posible	realizar	estas	
observaciones	para	unos	70	galaxias	cercanas	sin	AGN	y	determinar	MBH	(y	unos	30	
con	límites	superiores).	
•  Dentro	de	rBH	se	espera	que	la	
velocidad	de	rotación	aumenta	
de	forma	Keperiana:		
			
Medir	la	masa	de	un	SMBH	
•  Con	esta	de	dedidas	se	deducen	relación	empírica	
entre	luminosidad,	masa	o	dispersión	en	
velocidad	de	las	estrellas	en	el	bulbo	(o	galaxia	
elíptica	en	su	caso)	y	masa	del	SMBH	central.		
•  Esta	relación	se	puede	aplicar	también	a	galaxias	
con	AGN,	pero	si	son	brillantes	o	lejanos	no	se	
puede	determinar	σ.	
M
BH
(M
so
l)	
M
BH
(M
so
l)	
M
BH
(M
so
l)	
LV(Lsol)	
Mbulbo(Msol)	
σV(km/s)	
Medir	la	masa	de	un	SMBH	
•  En	la	BLR:		
–  Efecto	Doppler:	Δλ/λ	=	σ/c	->	
dispersión	en	velocidad	
–  Radio	de	la	BLR	con	reverberation	
mapping	
–  Con	Fgrav=	Fcent	:		
											MBH	=	f	r	σ2/G				(eq.	1)	
–  Se	puede	determinar	MBH	si	se	
supiera	factor	geométrico	f	
•  f	no	se	puede	medir	individualmente	
pero	estadisticamente	comparando	
con	la	relacion	σ	–MBH	estadistica	->	f	
=	5.9±2.0	
•  Sabiendo	f,	podemos	calcular	MBH	a	
partir	de	σ	con		eq.(1).	
Dificultad:	La	tecnica	de	reverberation	mapping	es	muy	costoso.	
	
Medir	la	masa	de	un	SMBH	
•  Ledd	da	un	límite	inferior,	pero	es	poco	preciso	por	la	posible	presencia	de	
beaming	y	emisión	anisotrópa.	
•  Una	comparación	entre	MBH	y	la	luminosidad	bolometrica*	demuestra	que	en	
promedio		
								λedd	=	Lbol/Ledd	≈	0.1	
								(la	dispersión	es	~factor	2)	
*	Aproximamos	Lbol	=	9	λLλ(5100	AA),		
deducido	de	una	distribución	espectral	
típica	de	una	AGN	
Esta	relación	empírica	permite	
estimar	MBH	de	cualquier	AGN	con		
	
MBH	=		λedd	Medd(Lbol)	
2.6	Resumiendo	modelo	unificado	
Todos	los	AGNs	tienen	en	común:	
•  SMBH	en	el	centro	
•  Disco	de	acreción,	alimentando	el	
SMBH	
•  Nubes	de	gas	ionizado	alrededor	
•  Torus	denso	de	gas	y	polvo	
Los	diferentes	tipos	de	AGN	se	
diferencian	en:	
•  Luminosidad	
•  Presencia	de	Broad	Line	Regions	(BLR)	
•  Emisión	fuerte	(o	no)	en	radio	
•  En	el	caso	de	los	blazars:	ausencia	de	
líneas,	emisión	polarizada,	
variabilidad	extrema	
	
2.6	Resumiendo	modelo	unificado	
Cómo	podemos	explicar	los	diferentes	tipos	
de	AGN	en	este	módelo?	
•  QSO	(radioquiet)	y	Seyfert	1	se	
diferencian	en	su	luminosidad,	
probablemente	debido	a	una	diferencia	
en	MBH.	
•  Seyfert	1	y	Seyfert	2	se	diferencian	en	el	
ángulo	de	observación.	
•  Blazares	son	radioloud	QSO	que	se	
observan	con	un	ángulo	cerca	de	0	
grados:	
–  Debido	a	beaming	la	emisión	del	chorro	
es	más	intensa	que	del	resto	del	AGN.	
–  No	se	ven	líneas	
–  Todo	el	espectro	consiste	de	emisión	
sincrotrón:	
•  Ley	de	potencia	
•  Emisión	polarizada	
–  La	alta	variabilidad	se	puede	explicar	con	
pequeñas	variaciones	en	la	velocidad	o	
dirección	del	chorro	->	eso	afecta	el	factor	
del	beaming		
	
	
	
	
2.6	Resumiendo	modelo	unificado	
La	presencia	de	emisión	fuerte	en	radio	es	
debido	a	bajatasa	de	acreción	en	el	disco:	
•  El	disco	es	ópticamente	delgado	a	la	
radiación	y	la	energía	perdida	debido	a	la	
fricción	no	se	puede	emitir	localmente	de	
forma	eficiente.	
•  El	gas	no	se	enfría	y	la	energía	térmica	
(debido	a	fricción)	se	transporta	con	el	gas	
hacia	dentro.		
•  Este	tipo	de	discos	son	ineficientes	en	
emitir	radiación,	pero	eficientes	en	
producir	chorros	en	los	que	parte	del	
material	de	los	discos	se	emite	hacia	fuera.	
	
	
->	AGNs	pueden	tener	un	modo	QSO	o	modo	
radio	
Observaciones	a	favor	el	modelo	unificado	
Observaciones	indicando	presencia	de	SMBH	con	galaxias	con	AGN:	
•  Pequeño	tamaño	de	la	zona	de	emisión	(p.e.	Variabilidad)	
•  Alta	luminosidad	->	alta	eficiencia	de	la	producción	de	energía	
•  BLR:	alta	velocidad	indicando	la	presencia	de	una	masa	grande	central	
•  Forma	de	algunas	líneas	indicando	efectos	relativistas	explicables	por	BH	
Evidencia	de	un	SMBH	en	los	centros	de	galaxias	sin	AGN:	
•  Evidencia	cinemática:	Movimiento	de	estrella	o	de	gas	alrededor	del	centro	indica	
la	presencia	de	una	masa	central	muy	grande.	
•  Eventos	de	ruptura	de	marea	(TDE,	“tidal	disruption	events”):	Se	observan	
emisiones	en	rayos	X	que	se	pueden	explicar	con	la	ruptura	de	un	estrella	que	se	
acerca	demasiado	a	un	SMBH.	
Observaciones	a	favor	el	modelo	unificado	
Presencia	del	torus	y	emisión	anisotrópica	
•  Explica	muchos	aspectos	de	los	AGN	p.e.	emisión	fuerte	y	variable	en	blazares.	
•  Relación	entre	número	de	Seyfert	1	y	Seyfert	2	(~1:2)	nos	indica	que	torus	
bloquead	approx.	2/3	del	ángulo	sólido	alrededor	del	BH.	
	
	
•  Existencias	de	QSO	tipo	2	(sin	líneas	anchas)		detectados	
en	rayos	x.	Rayos	x	de	alta	energía	atraviesan	polvo	y	
gas,	las	de	baja	energía	están	absorbido	por	el	gas.	
•  Visibilidad	de	líneas	anchas	en	luz	polarizado	(=reflejada)	
	
2.7	AGN	a	lo	largo	del	tiempo	
Función	de	Luminosidad:	
•  Queremos	saber	el	número	de	QSO	por	volumen	y	por	intervalo	de	
luminosidad	para	cada	redshift.	
•  Se	necesitan	hacer	grandes	muestreos	que	han	sido	posible	en	las	últimas	dos	
décadas.	
•  Determinarlo	observacionalemente	es	complicado	porque:	
–  Identificar	QSOs	es	difícil	porque	se	parecen	a	estrellas.	Buenas	
estrategias	son	hacerlo		
•  A	través	de	su	color	óptico	(hay	que	hacer	imágenes	en	diferentes	bandas	
cubriendo	grandes	áreas	en	el	cielo).	
•  En	muestreo	de	rayos	X	(QSOs	son	brillante	en	rayos	X,	mientras	galaxias	
normales	no)	
–  Si	hacemos	un	muestreo	de	la	emisión	continua	en	una	banda,	esta	frecuencia	
corresponde	a	una	frecuencia	“de	reposo”	(=	emitido	por	el	objeto)	más	ázul	
debido	al	redshift	z	del	objeto	detectado.	Hay	que	aplicar	una	correción	(“k-
correction”),	que	tiene	que	suponer	un	cierto	espectro	de	la	fuente,	para	
deducir	la	luminosidad	en	la	banda	de	observación.	
Función	de	luminosidad	
La	función	de	luminosidad	se	puede	parametrizar	como:	
(es	más	ancha	que	la	de	galaxias)	
	
Hay	una	fuerte	aumento	de	L*	con	el	redshift:	 k	~3.45	
	Los	QSOs	en	el	pasado	
han	sido	más	luminosas	
	
Los	QSOs	más	luminosas	
sólo	existen	a	alto	z	
Dependencia	del	redshift	
•  La	luminosidad	total	de	los	QSOs	ha	tenido	un	pico	alrededor	de	z	~2	(cuando	el	
universo	tenía	una	edad	de	unos	2-3	Gyr).	
•  Es	improbable	que	esta	distribución	refleja	la	evolución	en	luminosidad	de	QSOs	
individuales	(manteniendo	el	número	total	de	AGNs	constante).	
•  Más	probable:	QSOs	se	“encienden”	y	se	“apagan”.	Argumentos	en	favor:	
–  Hoy	día	muchas	galaxias	tienen	un	SMBH	pero	no	son	AGNs	(p.e.	La	Vía	Láctea).	
–  Si	una	galaxias	fuera	AGN	toda	su	vida,	la	masa	del	SMBH	sería	mucho	más	alta	
Luminosidad	bolométrica	
de	todos	los	QSOs	a	lo	
largo	del	tiempo.	
Época	de	los	cuásares	
Evolución	de	los	AGNs	
Escenario	posible	
•  Los	SMBH	se	han	formado	en	unos	Gyr.	Cómo?	
–  Fusión	de	BH	individuales.	
–  BH	de	las	primeras	estrellas	supermasivas	(Population	III)	con	masas	de	quizas	
hasta	100	Msol		
–  Fusión	de	SMBH	más	pequeños	en	fusiones	de	galaxias.	
•  Después	de	la	era	de	las	interacciones	galácticas	(“época	de	los	cuásares”),	
a	los	AGN		falta	el	combustible	->	se	“apagan”	
Líneas	de	absorción	
•  En	cuásares	hay	también	líneas	de	absorción	debido	a	gas	entremedio	del	cuásar	y	
nosotros.	
•  Este	gas	consiste	sobre	todo	de	hidrógeno	y	helio,	pero	también	otros	elementos	
(“metales”).	
•  Las	líneas	de	absorción	se	encuentran	a	una	longitud	de	onda	λ=λ0(1+zabs),	con	zabs≤zcuasar	
•  La	línea	de	absorpción	más	importante	es	la	de	Lyα	(λ	=	1216Å	con	energía	de	10.2	eV,	
nivel	1->	2	en	H)	porque	
–  Hidrógeno	es	el	gas	más	abundante	
–  El	hidrógeno	puede	ser	frío	para	absorber	fotones	porque	la	línea	parte	del	nivel	n=1	
•  Se	pueden	clasificar	en	tres	tipos.	
1.  Sistemas	con	metales	
2.  Sistemas	con	metales	asociados	
(similares	a	(1),	pero	con	
zabs≈zcuasar)	
3.  Lyα	forest:	Sistema	de	líneas	con	
1216Å	<	λ<(1+zcuasar)	1216Å	
Interpretación	de	las	líneas	de	absorción	
•  Sistemas	de	metales:	Gas	asociado	a	galaxias	entre	el	cuásar	y	nosostros	
•  Sistemas	con	metales	asociados:	Gas	en	la	galaxia	asociada	al	cuásar	
•  Lyman	α	forest:		Nubes	de	hidrógeno	entre	nosotros	y	el	cuásar	
–  Hidrogeno	neutro	absorbe	toda	emisión	con	λ<912Å	(porque	ioniza	H)	
–  Hidrogeno	neutro	absorbe	mucha	emisión	con	λ=1216Å	(porque	excita	H)	
->	Mucha	absorción	a	λ<1216Å	(1+zcuasar)	debido	a	nubes	entre	nosotros	y	el	cuásar	con	
zabs	<	zcuasar	
->	prácticamente	total	absorción	a	λ<912Å	(1+zcuasar)		
–  Estas	observaciones	nos	permiten	estudiar	la		
						distribución	del	gas	y	modelos	cosmológicos