Galassia di Seyfert - Seyfert galaxy

La Galassia Circinus , una galassia di Seyfert di tipo II

Le galassie di Seyfert sono uno dei due più grandi gruppi di galassie attive , insieme ai quasar . Hanno nuclei simili a quasar (sorgenti molto luminose, lontane e luminose di radiazione elettromagnetica) con luminosità superficiale molto elevata i cui spettri rivelano righe di emissione ad alta ionizzazione , ma a differenza dei quasar, le loro galassie ospiti sono chiaramente rilevabili.

Le galassie di Seyfert rappresentano circa il 10% di tutte le galassie e sono alcuni degli oggetti più studiati in astronomia , poiché si pensa che siano alimentate dagli stessi fenomeni che si verificano nei quasar, sebbene siano più vicini e meno luminosi dei quasar. Queste galassie hanno buchi neri supermassicci al centro che sono circondati da dischi di accrescimento di materiale in caduta. Si ritiene che i dischi di accrescimento siano la fonte della radiazione ultravioletta osservata. Le linee di emissione e assorbimento ultravioletti forniscono la migliore diagnostica per la composizione del materiale circostante.

Viste alla luce visibile , la maggior parte delle galassie di Seyfert sembrano normali galassie a spirale , ma se studiate sotto altre lunghezze d'onda, diventa chiaro che la luminosità dei loro nuclei è di intensità paragonabile alla luminosità di intere galassie delle dimensioni della Via Lattea .

Le galassie di Seyfert prendono il nome da Carl Seyfert , che per primo descrisse questa classe nel 1943.

Scoperta

NGC 1068 ( Messier 77 ), una delle prime galassie di Seyfert classificate

Le galassie di Seyfert furono rilevate per la prima volta nel 1908 da Edward A. Fath e Vesto Slipher , che stavano usando l' Osservatorio Lick per osservare gli spettri di oggetti astronomici che si pensava fossero " nebulose a spirale ". Hanno notato che NGC 1068 mostrava sei righe di emissione luminose , il che era considerato insolito poiché la maggior parte degli oggetti osservati mostrava uno spettro di assorbimento corrispondente alle stelle .

Nel 1926, Edwin Hubble osservò le righe di emissione di NGC 1068 e di altre due "nebulose" simili e le classificò come oggetti extragalattici . Nel 1943, Carl Keenan Seyfert scoprì più galassie simili a NGC 1068 e riferì che queste galassie hanno nuclei simili a stelle molto luminosi che producono ampie righe di emissione. Nel 1944 Cygnus A è stato rilevato a 160 MHz e il rilevamento è stato confermato nel 1948 quando è stato stabilito che si trattava di una sorgente discreta. La sua doppia struttura radio è diventata evidente con l'uso dell'interferometria . Negli anni successivi furono scoperte altre sorgenti radio come i resti di supernova . Alla fine degli anni '50 furono scoperte caratteristiche più importanti delle galassie di Seyfert, incluso il fatto che i loro nuclei sono estremamente compatti (< 100 pc, cioè "irrisolti"), hanno massa elevata (≈10 9±1 masse solari), e la durata dei picchi di emissione nucleare è relativamente breve (> 10 8 anni).

NGC 5793 è una galassia di Seyfert situata a oltre 150 milioni di anni luce di distanza nella costellazione della Bilancia.

Negli anni '60 e '70 sono state condotte ricerche per comprendere ulteriormente le proprietà delle galassie di Seyfert. Sono state effettuate alcune misurazioni dirette delle dimensioni effettive dei nuclei di Seyfert e si è stabilito che le righe di emissione in NGC 1068 sono state prodotte in una regione di oltre mille anni luce di diametro. Esisteva una controversia sul fatto che i redshift di Seyfert fossero di origine cosmologica. Le stime confermanti della distanza dalle galassie di Seyfert e della loro età erano limitate poiché i loro nuclei variano in luminosità su una scala temporale di pochi anni; quindi argomenti che coinvolgono la distanza da tali galassie e la velocità costante della luce non possono sempre essere utilizzati per determinare la loro età. Nello stesso periodo, erano state intraprese ricerche per rilevare, identificare e catalogare le galassie, tra cui Seyferts. A partire dal 1967, Benjamin Markarian pubblicò elenchi contenenti alcune centinaia di galassie distinte per la loro emissione ultravioletta molto forte, con misurazioni sulla posizione di alcune di esse migliorate nel 1973 da altri ricercatori. A quel tempo, si credeva che l'1% delle galassie a spirale fossero Seyfert. Nel 1977 si scoprì che pochissime galassie di Seyfert sono ellittiche, la maggior parte delle quali sono galassie a spirale o a spirale barrata. Nello stesso periodo, sono stati fatti sforzi per raccogliere dati spettrofotometrici per le galassie di Seyfert. È diventato ovvio che non tutti gli spettri delle galassie di Seyfert hanno lo stesso aspetto, quindi sono stati sottoclassificati in base alle caratteristiche dei loro spettri di emissione . È stata ideata una semplice suddivisione in tipi I e II, con le classi dipendenti dalla larghezza relativa delle loro linee di emissione . È stato successivamente notato che alcuni nuclei di Seyfert mostrano proprietà intermedie, risultando nel loro ulteriore sottoclassificazione nei tipi 1.2, 1.5, 1.8 e 1.9 (vedi Classificazione ). I primi sondaggi per le galassie di Seyfert erano distorti nel contare solo i rappresentanti più brillanti di questo gruppo. Indagini più recenti che contano galassie con nuclei di Seyfert a bassa luminosità e oscurati suggeriscono che il fenomeno di Seyfert è in realtà abbastanza comune, che si verifica nel 16% ± 5% delle galassie; infatti, esistono diverse dozzine di galassie che esibiscono il fenomeno di Seyfert nelle immediate vicinanze (≈27 Mpc) della nostra galassia. Le galassie di Seyfert costituiscono una frazione sostanziale delle galassie che compaiono nel catalogo Markarian , un elenco di galassie che mostrano un eccesso di ultravioletti nei loro nuclei.

Caratteristiche

Immagini ottiche e ultraviolette del buco nero al centro di NGC 4151, una galassia di Seyfert

Un nucleo galattico attivo (AGN) è una regione compatta al centro di una galassia che ha una luminosità superiore al normale su porzioni dello spettro elettromagnetico . Una galassia con un nucleo attivo è chiamata galassia attiva. I nuclei galattici attivi sono le sorgenti più luminose di radiazione elettromagnetica nell'Universo e la loro evoluzione pone dei vincoli ai modelli cosmologici. A seconda del tipo, la loro luminosità varia in un arco di tempo da poche ore a qualche anno. Le due più grandi sottoclassi di galassie attive sono i quasar e le galassie di Seyfert, la principale differenza tra le due è la quantità di radiazioni che emettono. In una tipica galassia di Seyfert, la sorgente nucleare emette alle lunghezze d'onda visibili una quantità di radiazione paragonabile a quella delle stelle costituenti l'intera galassia, mentre in un quasar la sorgente nucleare è più luminosa delle stelle costituenti di almeno un fattore 100. Seyfert le galassie hanno nuclei estremamente luminosi, con luminosità comprese tra 10 8 e 10 11 luminosità solari. Solo il 5% circa di loro è radio luminoso; le loro emissioni sono moderate nei raggi gamma e luminose nei raggi X. I loro spettri visibile e infrarosso mostrano righe di emissione molto luminose di idrogeno , elio , azoto e ossigeno . Queste righe di emissione mostrano un forte allargamento Doppler , che implica velocità da 500 a 4.000 km/s (da 310 a 2.490 mi/s), e si ritiene che abbiano origine vicino a un disco di accrescimento che circonda il buco nero centrale.

Luminosità di Eddington

La galassia attiva Markarian 1018 ha un buco nero supermassiccio al suo interno.

Un limite inferiore alla massa del buco nero centrale può essere calcolato utilizzando la luminosità di Eddington . Questo limite sorge perché la luce mostra una pressione di radiazione. Supponiamo che un buco nero sia circondato da un disco di gas luminoso. Sia la forza di attrazione gravitazionale che agisce sulle coppie elettrone-ione nel disco che la forza repulsiva esercitata dalla pressione di radiazione seguono una legge dell'inverso del quadrato. Se la forza gravitazionale esercitata dal buco nero è inferiore alla forza repulsiva dovuta alla pressione di radiazione, il disco verrà spazzato via dalla pressione di radiazione.

L'immagine mostra un modello di un nucleo galattico attivo. Il buco nero centrale è circondato da un disco di accrescimento, che è circondato da un toro. Sono mostrate la regione della linea larga e la regione di emissione della linea stretta, così come i getti che escono dal nucleo.

Emissioni

Le righe di emissione viste sullo spettro di una galassia di Seyfert possono provenire dalla superficie del disco di accrescimento stesso, oppure possono provenire da nubi di gas illuminate dal motore centrale in un cono di ionizzazione. L'esatta geometria della regione emittente è difficile da determinare a causa della scarsa risoluzione del centro galattico. Tuttavia, ogni parte del disco di accrescimento ha una velocità diversa rispetto alla nostra linea di vista e più velocemente il gas ruota attorno al buco nero, più ampia sarà la linea di emissione. Allo stesso modo, anche un vento a disco illuminato ha una velocità dipendente dalla posizione.

Si ritiene che le linee strette provengano dalla parte esterna del nucleo galattico attivo, dove le velocità sono inferiori, mentre le linee larghe hanno origine più vicino al buco nero. Ciò è confermato dal fatto che le righe strette non variano in modo rilevabile, il che implica che la regione di emissione è grande, contrariamente alle righe larghe che possono variare in tempi relativamente brevi. La mappatura del riverbero è una tecnica che utilizza questa variabilità per cercare di determinare la posizione e la morfologia della regione emittente. Questa tecnica misura la struttura e la cinematica della regione di emissione della linea larga osservando i cambiamenti nelle linee emesse come risposta ai cambiamenti nel continuum. L'uso della mappatura del riverbero richiede l'assunzione che il continuum abbia origine in un'unica sorgente centrale. Per 35 AGN, è stata utilizzata la mappatura del riverbero per calcolare la massa dei buchi neri centrali e la dimensione delle regioni a linea larga.

Nelle poche galassie di Seyfert ad alto volume radio che sono state osservate, si ritiene che l'emissione radio rappresenti l' emissione di sincrotrone dal getto. L'emissione infrarossa è dovuta alla radiazione in altre bande rielaborata dalla polvere vicino al nucleo. Si ritiene che i fotoni a più alta energia siano creati dallo scattering Compton inverso da una corona ad alta temperatura vicino al buco nero.

Classificazione

NGC 1097 è un esempio di galassia di Seyfert. Al centro della galassia si trova un buco nero supermassiccio con una massa di 100 milioni di masse solari. L'area intorno al buco nero emette grandi quantità di radiazioni dalla materia che cade nel buco nero.

I Seyfert sono stati inizialmente classificati come di tipo I o II, a seconda delle righe di emissione mostrate dai loro spettri. Gli spettri delle galassie di Seyfert di tipo I mostrano righe larghe che includono sia righe consentite, come H I, He I o He II, sia righe proibite più strette, come O III. Mostrano anche alcune linee consentite più strette, ma anche queste linee strette sono molto più ampie delle linee mostrate dalle normali galassie. Tuttavia, gli spettri delle galassie di Seyfert di tipo II mostrano solo linee strette, sia permesse che proibite. Le righe proibite sono righe spettrali che si verificano a causa di transizioni elettroniche normalmente non consentite dalle regole di selezione della meccanica quantistica , ma che hanno comunque una piccola probabilità di verificarsi spontaneamente. Il termine "proibito" è leggermente fuorviante, poiché le transizioni elettroniche che le causano non sono proibite ma altamente improbabili.

NGC 6300 è una galassia di tipo II nella costellazione meridionale dell'Ara .

In alcuni casi, gli spettri mostrano righe consentite sia larghe che strette, motivo per cui sono classificati come un tipo intermedio tra il Tipo I e il Tipo II, come il Tipo 1.5 Seyfert. Gli spettri di alcune di queste galassie sono cambiati dal Tipo 1.5 al Tipo II nel giro di pochi anni. Tuttavia, la caratteristica ampia linea di emissione è raramente, se non mai, scomparsa. L'origine delle differenze tra le galassie di Seyfert di tipo I e di tipo II non è ancora nota. Ci sono alcuni casi in cui le galassie sono state identificate come di tipo II solo perché le ampie componenti delle righe spettrali sono state molto difficili da rilevare. Alcuni credono che tutti i Seyfert di tipo II siano in realtà di tipo I, dove le componenti ampie delle linee sono impossibili da rilevare a causa dell'angolo in cui ci troviamo rispetto alla galassia. Nello specifico, nelle galassie di Seyfert di tipo I, osserviamo la sorgente compatta centrale più o meno direttamente, campionando quindi le nubi ad alta velocità nella regione di emissione della linea larga che si muove attorno al buco nero supermassiccio che si pensa sia al centro della galassia. Al contrario, nelle galassie di Seyfert di tipo II, i nuclei attivi sono oscurati e si vedono solo le regioni esterne più fredde situate più lontano dalla regione di emissione della linea ampia delle nuvole. Questa teoria è nota come "Schema di unificazione" delle galassie di Seyfert. Tuttavia, non è ancora chiaro se questa ipotesi possa spiegare tutte le differenze osservate tra i due tipi.

Galassie di Seyfert di tipo I

NGC 6814 è una galassia di Seyfert con una sorgente di raggi X molto variabile.

I Seyfert di tipo I sono fonti molto luminose di luce ultravioletta e raggi X oltre alla luce visibile proveniente dai loro nuclei. Hanno due serie di righe di emissione sui loro spettri: righe strette con larghezze (misurate in unità di velocità) di diverse centinaia di km/s e righe larghe con larghezze fino a 10 4 km/s. Le linee larghe hanno origine sopra il disco di accrescimento del buco nero supermassiccio pensato per alimentare la galassia, mentre le linee strette si verificano oltre la regione delle linee larghe del disco di accrescimento. Entrambe le emissioni sono causate da gas fortemente ionizzato. L'emissione a linea larga si verifica in una regione di 0,1–1 parsec di diametro. La regione di emissione a riga larga, R BLR , può essere stimata dal ritardo di tempo corrispondente al tempo impiegato dalla luce per viaggiare dalla sorgente continua al gas che emette la riga.

Galassie di Seyfert di tipo II

NGC 3081 è conosciuta come una galassia di Seyfert di tipo II, caratterizzata dal suo nucleo abbagliante.

Le galassie di Seyfert di tipo II hanno il caratteristico nucleo luminoso, oltre ad apparire luminose se osservate a lunghezze d' onda infrarosse . I loro spettri contengono righe strette associate a transizioni proibite e righe più ampie associate a forti dipoli consentiti o transizioni intercombinate. NGC 3147 è considerato il miglior candidato per essere una vera galassia di Seyfert di tipo II. In alcune galassie di Seyfert di tipo II, l'analisi con una tecnica chiamata spettropolarimetria (spettroscopia della componente di luce polarizzata ) ha rivelato regioni oscurate di tipo I. Nel caso di NGC 1068 , è stata misurata la luce nucleare riflessa da una nuvola di polvere, il che ha portato gli scienziati a credere nella presenza di un toroide di polvere oscurante attorno a un continuum luminoso e a un'ampia linea di emissione. Quando la galassia è vista di lato, il nucleo è osservato indirettamente attraverso la riflessione di gas e polvere sopra e sotto il toroide. Questa riflessione provoca la polarizzazione .

Galassie di Seyfert di tipo 1.2, 1.5, 1.8 e 1.9

NGC 1275 , una galassia di Seyfert di tipo 1.5

Nel 1981, Donald Osterbrock ha introdotto le notazioni Tipo 1.5, 1.8 e 1.9, in cui le sottoclassi si basano sull'aspetto ottico dello spettro, con le sottoclassi numericamente più grandi che hanno componenti a righe larghe più deboli rispetto alle righe strette. Ad esempio, il tipo 1.9 mostra solo un ampio componente nella linea e non nelle linee Balmer di ordine superiore . Nel Tipo 1.8 si possono rilevare righe larghe molto deboli nelle righe e Hα, anche se sono molto deboli rispetto alle Hα. Nel Tipo 1.5, la forza delle linee Hα e Hβ è paragonabile.

Altre galassie simili a Seyfert

Messier 94 , una galassia con un nucleo LINER simile a Seyfert

Oltre alla progressione di Seyfert dal Tipo I al Tipo II (incluso il Tipo 1.2 al Tipo 1.9), ci sono altri tipi di galassie che sono molto simili alle Seyfert o che possono essere considerate come sottoclassi di esse. Molto simili a Seyfert sono le radiogalassie a bassa ionizzazione a riga stretta (LINER), scoperte nel 1980. Queste galassie hanno forti righe di emissione da atomi debolmente ionizzati o neutri, mentre le righe di emissione da atomi fortemente ionizzati sono relativamente deboli al confronto. I LINER condividono una grande quantità di tratti con Seyfert a bassa luminosità. Infatti, se viste alla luce visibile, le caratteristiche globali delle loro galassie ospiti sono indistinguibili. Inoltre, entrambi mostrano un'ampia regione di emissione di righe, ma la regione di emissione di righe nei LINER ha una densità inferiore rispetto a Seyferts. Un esempio di tale galassia è M104 nella costellazione della Vergine, nota anche come Galassia Sombrero . Una galassia che è sia un LINER che un Seyfert di tipo I è NGC 7213, una galassia relativamente vicina rispetto ad altri AGN. Un'altra sottoclasse molto interessante sono le galassie di tipo I a linea stretta (NLSy1), che sono state oggetto di ricerche approfondite negli ultimi anni. Hanno linee molto più strette rispetto alle linee larghe delle classiche galassie di tipo I, spettri di raggi X duri e molli ripidi e una forte emissione di Fe[II]. Le loro proprietà suggeriscono che le galassie NLSy1 sono giovani AGN con alti tassi di accrescimento, suggerendo una massa di buco nero centrale relativamente piccola ma in crescita. Esistono teorie che suggeriscono che le NLSy1 siano galassie in una fase iniziale dell'evoluzione e sono stati proposti collegamenti tra loro e galassie a infrarossi ultraluminosi o galassie di tipo II.

Evoluzione

La maggior parte delle galassie attive sono molto distanti e mostrano grandi spostamenti Doppler . Ciò suggerisce che le galassie attive si sono verificate nell'Universo primordiale e, a causa dell'espansione cosmica , si stanno allontanando dalla Via Lattea a velocità molto elevate. I quasar sono le galassie attive più lontane, alcune delle quali osservate a distanze di 12 miliardi di anni luce. Le galassie di Seyfert sono molto più vicine dei quasar. Poiché la luce ha una velocità finita, guardare attraverso grandi distanze nell'Universo equivale a guardare indietro nel tempo. Pertanto, l'osservazione di nuclei galattici attivi a grandi distanze e la loro scarsità nell'Universo vicino suggerisce che erano molto più comuni nell'Universo primordiale, il che implica che i nuclei galattici attivi potrebbero essere le prime fasi dell'evoluzione galattica . Questo porta alla domanda su quali sarebbero le controparti locali (moderne) degli AGN trovati a grandi redshift. È stato proposto che gli NLSy1 possano essere le piccole controparti del redshift dei quasar che si trovano a grandi redshift (z>4). I due hanno molte proprietà simili, ad esempio: alte metallicità o pattern simili di linee di emissione (Fe forte [II], O debole [III]). Alcune osservazioni suggeriscono che l'emissione di AGN dal nucleo non sia sfericamente simmetrica e che il nucleo mostri spesso simmetria assiale, con la radiazione che fuoriesce in una regione conica. Sulla base di queste osservazioni, sono stati ideati modelli per spiegare le diverse classi di AGN a causa dei loro diversi orientamenti rispetto alla linea di vista osservativa. Tali modelli sono chiamati modelli unificati. I modelli unificati spiegano la differenza tra le galassie di tipo I e di tipo II come il risultato del fatto che le galassie di tipo II sono circondate da toroidi oscuranti che impediscono ai telescopi di vedere l'ampia regione della linea. Quasar e blazar possono essere inseriti abbastanza facilmente in questo modello. Il problema principale di un tale schema di unificazione è cercare di spiegare perché alcuni AGN sono ad alto volume mentre altri sono silenziosi. È stato suggerito che queste differenze potrebbero essere dovute a differenze nella rotazione del buco nero centrale.

Esempi

Ecco alcuni esempi di galassie di Seyfert:

  • Circinus Galaxy , ha anelli di gas espulsi dal suo centro
  • Centaurus A o NGC 5128 , apparentemente la galassia di Seyfert più brillante vista dalla Terra; una galassia ellittica gigante e anche classificata come una radiogalassia notevole per il suo getto relativistico che si estende per più di un milione di anni luce di lunghezza.
  • Cygnus A , la prima radiogalassia identificata e la radiosorgente più brillante nel cielo come si vede a frequenze superiori a 1 GHz
  • Messier 51a (NGC 5194), la Galassia Vortice, una delle galassie più conosciute del cielo
  • Messier 66 (NGC 3627), una parte del Leo Triplet
  • Messier 77 (NGC 1068), una delle prime galassie di Seyfert classificate
  • Messier 81 (NGC 3031), la seconda galassia di Seyfert più luminosa nel cielo dopo il Centaurus A
  • Messier 88 (NGC 4501), un membro del grande ammasso della Vergine e una delle galassie di Seyfert più luminose del cielo.
  • Messier 106 (NGC 4258), una delle galassie di Seyfert più conosciute, ha un megamaser di vapore acqueo nel suo nucleo visto dalla linea di orto-H 2 O a 22 GHz .
  • NGC 262 , un esempio di galassia con un esteso alone gassoso HI
  • NGC 1097 , ha quattro getti ottici stretti che escono dal suo nucleo
  • NGC 1275 , il cui buco nero centrale produce la nota si bemolle più bassa mai registrata
  • NGC 1365 , notevole per il suo buco nero centrale che ruota quasi alla velocità della luce
  • NGC 1566 , una delle prime galassie di Seyfert classificate
  • NGC 1672 , ha un nucleo inghiottito da intense regioni starburst
  • NGC 1808 , anche una galassia starburst
  • NGC 3079 , ha una gigantesca bolla di gas caldo che fuoriesce dal suo centro
  • NGC 3185 , membro del gruppo Hickson 44
  • NGC 3259 , anche una forte fonte di raggi X
  • NGC 3783 , anche una forte fonte di raggi X
  • NGC 3982 , anche una galassia starburst
  • NGC 4151 , ha due buchi neri supermassicci al centro.
  • NGC 4395 , un esempio di galassia a bassa luminosità superficiale con un buco nero di massa intermedia al centro.
  • NGC 4725 , una delle galassie Seyfert più vicine e luminose alla Terra; ha una nube di gas a spirale molto lunga che circonda il suo centro vista nell'infrarosso.
  • NGC 4945 , una galassia relativamente vicina a Centaurus A.
  • NGC 5033 , ha un nucleo di Seyfert spostato dal suo centro cinematico.
  • NGC 5548 , un esempio di galassia lenticolare di Seyfert
  • NGC 6240 , classificata anche come galassia infrarossa ultraluminosa (ULIRG)
  • NGC 6251 , la radiogalassia a bassa eccitazione più luminosa ai raggi X nel catalogo 3CRR
  • NGC 6264 , un Seyfert II con un AGN associato.
  • NGC 7479 , una galassia a spirale con bracci che si aprono in direzione opposta ai bracci ottici
  • NGC 7742 , una galassia a spirale non barrata; conosciuta anche come la Galassia dell'Uovo Fritto
  • IC 2560 , una galassia a spirale con un nucleo simile a NGC 1097

Guarda anche

Appunti

Riferimenti

link esterno