ACTIVID AD EN GALAXIA S. Introducción: A QUE LLAMAMOS ACTIVIDAD EN GALAXIAS???: Todo aquello que...

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GALAXIASGALAXIAS

Introducción:

A QUE LLAMAMOS ACTIVIDAD EN GALAXIAS???:

Todo aquello que altera a una galaxia considerada normal

secuencia de Hubble: Morfología Regular, emite

primariamente por estrellas.

COMO SE MANIFIESTA?

- Peculiaridades Morfológicas

> Estructuras Compactas de alto Brillo Superficial

> Núcleo estelar o semiestelar

> Estructuras externas Irregulares- fuerzas de marea

> Núcleos Dobles o Triples

BCGs, NSB, LIRGs, ULIRGs…

Introducción:

- Característica Espectrales Inusuales

> Líneas de Emisión Intensas

> Lineas de Emisión anchas (FWHM > 500 km/s)

> Colores muy azules

> Radiocontinúo intenso- sincrotrón.

> Emisión en el FIR intensa

> Emisión intensa en rayos X

ACTIVIDAD EN GALAXIAS SE MANIFIESTA A LO LARGO DE

TODO EL ESPECTRO ELECTROMAGNÉTICO

Galaxias a largo del espectro electromagnético

Ley de Wien max = 0.29/T [cm]

T [oK] max

CMB 2.7 1.1 mm mm

10 290 m FIR

polvo 100 29 m MIR

1000 2.9 m NIR

3000 9660 A NIR

estrellas 5000 5800 A opt

10000 2900 A NUV

50000 580 A FUV

gas caliente 100000 290 A FUV

1000000 29 A X-ray

Galaxias a largo del espectro electromagnético

Distribución espectral de energia

Radiación de cuerpo negro: estrellas, gas galiente,

emisión de polvo.

IR-óptico-Xray…

Emisión no térmica: radiación sincrotrón, radiación

bremsstrahlung.

radio- Xray

Lecture 8 Multi-

• X-rays: hot (106 K) gas (cooling flows, SNe ejecta);X-ray binaries; AGNObs: Einstein, ROSAT, Chandra

• UV: hottest stars (O & B stars); nebular emissionObs: IUE, HUT, HST

• Optical: stellar photospheres (any temp); atomic emission& absorptionObs: Ground-based telescopes, HST

• NIR: same as optical, but at lower characteristic temperatures; out to 3-5 mObs: Ground-based telescopes, HST

Lecture 8 Multi-

• MIR: hot dust, very cold stars (e.g., brown dwarfs) Obs: Spitzer, SOFIA

• FIR: warm-to-cool dust, some nebular emissionObs: IRAS, ISO, Spitzer

• millimeter: molecular lines; CMBObs: Ground-based telescopes (IRAM,

CARMA, ALMA), COBE, WMAP

• radio: synchrotron emission (pulsars, AGN); some lineemission (21-cm), free-free. Radio galaxies and AGN Obs: Ground-based telescopes (NRAO,

VLA, Arecibo, Parkes, WRST)

Lecture 8 Multi-

Tipos de Actividad en Galaxias:

• ACTIVIDAD DE ORIGEN ESTELAR

STARBURST

• ACTIVIDAD DE ORIGEN NO ESTELAR

AGN (Actividad Núclear Galáctica)

Tipos de Actividad en Galaxias: REGIONES HII:

Gas ionizado por estrellas jovenes y masivas.

Como se observan las regiones HII??

óptico-> Espectro del gas ionizado dominado por

continúo nebular y líneas de emisión.

UV - Contribución de estrellas ionizantes

X-ray evolución de la región HII (SN, estrellas binarias, estrellas de neutrones)

IR Emisión de polvo caliente por fotones UV

procedentes del cúmulo estelar

Radio emisión free-free + radioSN

Regiones HII

Actividad Starburst en Galaxias:

Regiones de HII

Búsqueda de Galaxias con Actividad

Hasta épocas muy recientes la gran mayoria de las galaxias activas se han encontrado por surveys en el óptico:

- Exceso UV (survey de Markarian)

- Surveys de búsqueda de líneas en emisión (placas Schmidt). Ejemplos son el SBS, UM, Tol, KISS o HS

Telescopio Schmidt de

Calar Alto (0.8 m)

Lecture 9 Galaxian Activity

Imagen Directa de una región del cielo del survey KISS. FOV : 17´x17´


Imagen de Prisma-objetivo de la misma región del cielo.


Espectros de galaxias con líneas de emisión de estas placas.


Galaxias Starbursts●Actividad de Formación estelar muy

alta comparada con la obtenida en

galaxias normales

Se mide con el parámetro SFR : la

velocidad a la cual una

galaxia convierte el gas en

estrellas.

Galaxias normales SFR~ 0.1Mּס/yr

ULIRGs SFR ~ 100 Mּס/yr.

Características:

> Formación estelar reciente (107

años)

> SFR mayor que la de galaxias normales

> Luz está dominada por estrellas de tipo

O y B y líneas de emisión nebulares.

> Colores muy azules

> Presencia de knots de alto brillo superficial.

Observacionalmente: Hα, [OII], FIR

GALAXIAS HII

● Sargent & Searle (1977) identificaron un nuevo tipo de galaxias que no se ajustan a la secuencia de Hubble: IIZw 40 & IZw 18.

● Muy baja metalicidad (~1/40 Zּס) Son galaxias jovenes????● Galaxias perezosas (Searle et al (1977))● Búsqueda de población vieja (Papaderos et al, Thuan et al, Ostlin

et al). Resultados no son concluyentes.● SCHG (Terlevich, Melnick, Masegosa, Moles 1989): 480 Starburst 50% son compactas. Resto fauna de propiedades. Rango grande de excitaciones (.3-.9) Decremento Balmer menor que NSB

PROTOTIPOS IZw 18,SBS0335-418

HAY POBLACIÓN ESTELAR

SUBYACENTE???

Z= 1/30 Zּס

Z= 1/50 Zּס

GALAXIAS COMPACTAS AZULES- Proceso Starburst no

es de origen nuclear.- Compactas,

Irregulares, peculiares, galaxias en interacción


NUCLEAR STARBURST

Weedman en 1980 define lo que se puede considerar

un SBN

SFR ~ 1 Mּס/yr

V. Balzano (1983) Estudio exhaustivo de SBN

características:

> Núcleo Brillante, cuasiestelar y muy azul.

> Espectro de Emisión con líneas estrechas, anchuras en las

líneas similares a las encontradas en Regiones de HII Gigantes

(~300 km/s).

> Ionización producida por estrellas ([OIII]/Hβ < 3)

> Continúo de origen estelar

> Decremento Balmer alto (~ 6-9).

>Luminosidades Hα como en RHGE (1040

-1042

erg/s

Actividad Starburst en Galaxias:

GALAXIAS EN INTERACCIÓN

GALAXIAS EN INTERACCIÓN

La interacción gravitacional en galaxias se ha sugerido como mecanismo importante inductor de Starbursts en los núcleos de galaxias

ACTIVIDAD STARBURST:

FORMACIÓN ESTELAR CIRCUMNUCLEAR

M82 CIRCINUS

Galaxias ULTRALUMINOSAS IR

SFR se mide con IR.

LIR > 1012 Lּס

SFR ~ 10-100 Mּס/yr

La mayor parte de la energia se emite en el lejano IR. Galaxias con inmersas en grandes nubes de polvo.

6% de galaxias.

AGNs oscurecidos???

ACTIVIDAD STARBURST:

Procesos de Fusión

superburbuja

Emisión molecular se concentra en

1 Kpc central

Dos discos en colisión (??)

Núcleo Doble

Cúal es la fuente de energía??

-Estrellas

-Ondas de Choque

- Núcleo Activo Obscurecido

ACTIVIDAD Nuclear No - térmica

- Debida a los procesos de acreción que resultan de la caida de material sobre el agujero negro supermasivo que existe en los núcleos de las galaxias.

- Radiación ionizante de los discos de acreción calienta el gas y producirá líneas de emisión.

Tipos: Sy, LINERs, QSOs, Radio Galxs.


Propiedades asociadas a fenómenos de actividad no-térmica:

Emisión en radio frecuencias, presencia de líneas espectrales anchas , variabilidad, continúo no –térmico, polarización.

LINERs, SEYFERTS 1, 2; BLRG, NLRG, QSO, BL-LAC


Interpretación:

1. Monstruo central (BH) de tamaño físico 0.01pc y masa M ~ 108 Mּס responsable del continúo no térmico y de la alta luminosidad observada.

2. Región compacta de alta densidad

(Ne ~ 108 cm -3) y tamaño de 1 pc responsible

de la líneas permitidas anchas (BLR)

3. Región más extendida de densidad más baja y tamaño de hasta 1kpc responsible de la emisión de líneas prohibidad estrechas (NLR)


BLR NLR MonstruoLINERs1 ע ע ? LINERS2 -- ע ? Seyfert 1 ע ע עSeyfert 2 -- ע ?BLRGs ע ע עNLRGs -- ע ?QSOs ע ע עBL Lacs -- -- ע


Polarización Radio Variabilidad LINERS1 Débil Débil עLINERS2 No general Intensa --Seyfert 1 Débil Débil עSeyfert 2 No general Intensa --BLRGs Débil Intensa ע NLRGs No general Intensa --QSOs quite Débil --- ע QSOs loud Débil Intensa ע QSO OVVs Intensa Intensa ViolentaBL Lacs Intensa Intensa Violenta

Un poco de Historia:

1943 K. Seyfert obtuvo espectros de NGG 1068, 1275, 3516, 4051, 4151 y 7496. Espectros peculiares: alta excitación y líneas anchas.

1954 Baade y Minkowsky tomaron espectros de Cygnus A. Sus características espectroscópicas análogas a las Sy.

1955 Minkowsky redescubrió NGC 1068 y 1275 como radiofuentes. 1959 Burbidge, Burbidge y Prendergast obtienen curva de rotación de

NGC 1068 y sugieren que debe tener estrellas azules superluminosas. Woltjer espectros de NGC 4151, 1068 y 4051. Ensanchamiento

debido a rotación alrededor de masa central

ANALOGÍA CON QSOs

Un poco de Historia: 1960 Mattews y Snadage obtuvieron colores de 3C48 U-B = -0.58 B-V = 0.42 Una estrella muy extraña ???

1961 Sandage hizo análisis espectroscópico de 3C48. NO IDENTIFICÓ NI UNA SOLA LÍNEA 1962 Hazard identificó la radiofrecuencia 3C 273. Schmidt encontró analogía espectroscópica con 3C 273: Líneas anchas y estrechas

no identificables con elementos químicos conocidos.

1963 Greenstein y Schmidt sugirieron la posibilidad de que fuesen objetos extragalácticos. PERO NO HABIA GALAXIA

Hazard los comenzó a llamar objetos Cuasi-Estelares al reconocer su naturaleza extragaláctica y los comparó con Seyferts.

Importancia de los AGNs:

● Constituyen el fenómeno más energético del Universo

L ~ 1046 – 1048 erg/s

● Permiten tener acceso a la evolución temprana del Universo ya que son observables hasta distancias muy grandes (z~6)

BLAGNs vs NLAGNs:

● Khachikian y Weedman (1971) clasificaron los AGNs como

BL o NL atendiendo a las anchuras de las líneas de emisión.

Seyfert 1 HI, HeI, HeII, FeII con FWHM ~ 103-4 km/s

[OIII],[NeIII],[NII],[SII] con FWHM ~ 200-900 km/s

Seyfert 2 Todas las líneas presentan la misma anchura.

BLR y NLR provienen de zonas diferentes en las galaxias

BLAGNs vs NLAGNs:

Seyferts 1 Seyferts 2

Otras propiedades que han justificado la docotomía Sy1/Sy2:

●Continúo no térmico. Visible sólo en Seyfert 1 pero no en Seyfert 2. La naturaleza del continúo no-térmico en Seyfert 2 es indirecta.● Seyfert2 son más radioemisoras que Seyfert 1 Si incluimos las BLRGs esta afirmación no está justificada BLRGs = Seyfert 1 loud● Seyfert1 son más X-ray emisoras que Seyfert 2 Sin embargo no es cierto si incluimos a las NLS1

● Variabilidad.Esta es la única propiedad más definitoria. Pero se han

encontrado variaciones en el espectro de rayos X para la galaxia Seyfert 2 , NGC 1365.

Radio:

Sy2

Sy1

Sy2

Sy2

Sy2

Sy2 Sy1

LINER RG

LINER SB

X-ray:

Sy2

Sy1

Sy2

Sy2

Sy2

Sy2 Sy1

LINER RG

LINER SB

Unificación Seyfert 1/Seyfert 2

●Lawrence (1987) explica la dicotomía debida exclusivamente a efectos geométricos y/o pscurecimiento. La idea original se debe a

Rowan-Robinson (1977) que interpreta la diferencia como efectos del polvo

SEYFERT 2 = SEYFERT 1 OSCURECIDA

Model for the central region of an active galaxy. A super-

massive black hole in the center of the galaxy is surrounded

by an accretion disk of infalling material. If conditions are

right, the galaxy may also possess a magnetically-confined

jet which could be the source of radio emission.

Jhon Salzer

Nuclear Topography

Slower moving gas cloudsproduce narrow lines

Fast moving gas cloudsproduce broad lines

Obscured central black hole

X-ray emissionregion

Jet of particles

Type 1

Type 2

Broad-line clouds are located close to the BH, where there move rapidly. Further out, the narrow-line clouds move more slowly. The accretion disk around the BH is super hot, and emits a spectrum of high-energy photons (UV + X-ray) that ionizes the surrounding gas.Lecture 10

The galaxy NGC 4261 exhibits strong radio emission (left, with radio map overlaid), and a compact central disk that most likely harbors a massive black hole in the center.

AGNLecture 10

Unificación Seyfert 1/Seyfert 2:Observaciones relevantes

NGC 1068

Luz PolarizadaPROBLEMA:

No se observan líneas

Anchas en luz polarizada en

todas las Seyfert 2

Unificación Seyfert 1/Seyfert 2:Observaciones relevantes

PROBLEMA:

Existe una secuencia

evolutiva entre Seyferts 1 y

2???

Seyfert 1 vs QSOs

●Tradicionalmente BLRGs han sido consideradas galaxias diferentes de las Seyferts 1. “ La diferencia mayor radica en que son estudiadas por poblaciones de astrónomos diferentes”

LBLRG/LSy1 ~ 2000

● QSOs se distinguen dos poblaciones: Radio loud Ξ BLRGs Radio quite Ξ Seyfert 1● Galaxia albergadora (??): Radio loud en elípticas Radio quite en espirales

Óptico

Radiofrecuencias

I. Márquez et al 2001

Fenomenología de AGNsBLAGNs Loud AGNs BLRGs QSOs radio loud Quite AGNs Seyfert 1 QSO radio quietNLAGNs Seyfert 2 NLSy1

BLAZARS??????

Actividad de Bajo Nivel: LINERs

Heckman (1980) obtuvo que 1/3 de los núcleos de las galaxias normales presentan este tipo de espectro.

LINER Ξ LOW IONIZATION NARROW EMISSION REGION

1. Espectro dominado por líneas de bajo estado de ionización:

[OIII],[NeIII],HeII débiles [OII],[NII],[SII],[OI] intensas 2. Luminosidades Hα como la de RHIIG

(~1038 -1040erg/sec) 3. Anchos de líneas comparables a NLR de

Seyferts 4. Continúo Óptico estelas 7. Radiofuentes Compactas. 70% de las

radiofuentes tienen un espectro tipo LINER


Espectro de emisión reproduce las condiciones de un medio ionizado por ondas de choque con velocidades ~ 100 km/s, abundancia solar y densidades entre 10 y 100 cm-3 .● Ferland y Netzer demuestran que los espectros se explican con fotoionización con un parámetro de ionización muy bajo (~10-3.5). Problema: No se explica la intensidad de HeII y [OIII]λ4363 alta densidad.


Recientemente se ha constatado que el 30% de TODAS las galaxias ULIRGs (LIR > 1012 erg/s) muestran espectros típicos de LINERs(ej. Arp 220,NGC 6240) con grandes cantidades de gas molecular.

Actividad de Bajo Nivel: LINERsAldrovandi y Contini construyen modelos mixtos: Dominadas por radiación Ξ SeyfertsDominadas por choques Ξ LINERs

AGNs/SBs

SEA CUAL SEA ELMECANISMO

DE FORMACIÓN, LOS AGUJEROS

NEGROS SON PRODUCTO DE

MISTERIOSOS EVENTOS MUY

ACTIVOS CONECTADOS CON LA

FORMCIÓN DE LAS GALAXIAS

M. Rees (1984)

AGNs/SBs

Existe conexión evolutiva entre la aparición de

brotes de Formación Estelar Masiva y Actividad

Nuclear???●Zeldovich y Novikov (1964) –Acreción de materia

sobre un objeto colapsado va a dar lugar a la emisión de rayos

X intensa

AGNs RESULTAN DE LA EVOLUCIÓN DE

STARBURSTS

3 bad fitting

1 purely thermal N6482

7 only power law N3690B, N4374,

N4395, N4410A,

N4594, N4696,

N5746

15 gals combined model (FTEST)

N4261 too complex

N2681 and N7130,

Bad statistics

NH ~ 0.1 – 2.9 x 1022 cm-2

kT ~ 0.64 +- 0.17 keV

~ 1.89 +- 0.45

L(2-10 keV) ~ 1.4x1038 – 1.5x1042 erg s-1

X-ray data. Imaging analysis

We define the following bands:

0.6 – 0.9 keV SA0.9 – 1.2 “” HA1.2 – 1.6 “” SB1.6 – 2.0 “” HB2.0 – 4.5 “” SC4.5 – 8.0* “” HC *excluding 6-7 keV

Morphology:

- AGN candidates:

unresolved, 30/51

(N4594)

- SB candidates:

no source 21/51

(CGCG162-010)

SB candidate

soft medium

2MASS6-7 keV HTS

hardmedium hard

6-7 keV

AGN candidate

soft

HST2MASS

Compton Thickness

In some sources the absorbing column density is so high( NH>1024cm-2) that it is optically thick to Compton scattering. In those cases the direct component is completely absorbed in the 2-10 keV range. Signatures of the X-ray nuclear activity are observable by reflected/scattered continuum. In order to test this hypothesis we have computed the following tests: LX / L([OIII]) ratio: Fig.3 shows the diagram suggested by Maiolino et al (1998) and later used by Bassani et al (1999) as a diagnostic to find good Compton-thick candidates. The region within the two yellow lines confines the location of Compton-thinsources. 7 fall in the Compton-thick region, NGC3690B, NGC4374, NGC4438, NGC4457, NGC6240, UGC08696 and NGC7130.

Sy1s

Co

mp

ton

-th

in

Compton-thick

FeKα equivalent width (EW): FeKα vs log Lx/L([OIII]) has been used to identify obscured objects using BeppoSAX mission (Matt et al. 2001, Comastri 2004); Since the direct continuum is completely suppressed in Compton-thick sources, these iron lines are characterized by EW larger than Compton-thin AGNs

EW >0.7 keV, Guainazzi et al. 2005

We have used XMM-Newton spectra to search for the emission line FeKα at 6.7 keV, since the quality of the Chandra ACIS-S data is not enough for this purpose. The line has been detected in 11 out of 23 with XMM-Newton NGC3690, NGC5194 and NGC6240 show EWs >0.7 keV, The three objects have been confirmed as Compton-thick objects by BeppoSAX measurements (Comastri 2004).

Modelos Propuestos

Norman & Scoville: Plantean la idea de Zeldovich de que la evolución de un

SB lleva inevitablemente al colapso en forma de remanente compacto.

Input: Existencia de cumulos estelares de 4 x 109 Mּס densos formados aql iniciarse un proceso masivo de formación estelar en los centros de las galaxias debido a un fenómeno de Interacción Gravitacional.

Evolución: En 108 años la perdida de masa por evolución estelar dá lugar a la acumulación de una masa de ~ 1.5 x 109 Mּס que se enfria y colapsa formando progresivamente un Agujero Negro. La luminosidad radiada por acreción ionizará las envolturas de las gigantes rojas, produciendo anchuras en las líneas de

3000 km/s al orbitar alrededor del potencial central.

Modelos Propuestos

Terlevich y cc Plantean que para explicar la fenomenología observada en AGNs sólo

hay que tener en cuenta la evolución de un SB.

0-2.8Myr: Fotoionización por estrellas O-B, contonúo es una mezcla de la población del bulbo y las estrellas del brote recoen formado, no habría grandes cantidades de polvo, radioemisión es térmica, no se detecta ni variabilidad ni emisión de rayos X.

2.8-3.8Myr: Fotoionización por WARMERS y O-B menos masivas, continúo es una mezcla de estrellas rojas viejas , azules y WR, empiezan a liberarse cantidades apreciables de polvo, radioemisión es térmica, no se detecta ni variabilidad ni emisión de rayos X.

3.8-8Myr: Las estrellas más masivas explotan como SN, continúo es una mezcla de diferentes poblaciónes, fotoionización es producida por WARMERs y SNR, aparecengrandes cantidades de polvo procedentes de WR y SGR, radioemisión es no-térmica, se detecta variabilidad y emisión de rayos X.

8-20Myr: Aparecen las SNII, continúo óptico ya es una mezcla , fotoionización fotoionización por SNR, flashes de SN, poco polvo, líneas muy anchas, variabilidad rápida, rayos X importantes asociados a SNR y radio no-térmico.

CONCLUSIÓN & FUTURO

● Mecanismos Inductores de Actividad Nuclear ● Relación entre los diferentes tipos de actividad LINERs QSOs Diferentes tasas de acreción?? Fenómeno continúo ódiscreto??

>Caracterización de galaxias albergadoras , >Influencia del entorno

>Estudios multifrecuencia


Espectros de diferentes tipos de actividad

Seyferts

Mezclados

Starburst


Espectros:Diagnósticos

Introducción:

ACTIVIDAD DE ORIGEN ESTELAR

STARBURST

- ACTIVIDAD DE ORIGEN NO ESTELAR

AGN (Actividad Núclear

Galáctica)

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