Depto. de Astronomía (UGto). 2006. Astronomía Extragaláctica y Cosmología Observacional. Clase 3 Formación de Estrellas y Actividad Nuclear. La formación de estrellas de las nubes de gas a las estrellas La historia de formación estelar de las galaxias indicadores - PowerPoint PPT Presentation
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Astronomía Extragaláctica y Cosmología Observaciona Depto. de Astronomía (UGto) 2006 Clase 3 Formación de Estrellas y Actividad Nuclear La formación de estrellas de las nubes de gas a las estrellas La historia de formación estelar de las galaxias indicadores galaxias con brotes de formación estelar Actividad nuclear de las Seyferts a los QSOs las propiedades de los AGNs los diferentes tipos de AGNs las galaxias hospederas el modelo unificado
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Astronomía Extragaláctica y Cosmología ObservacionalDepto. de Astronomía (UGto) 2006
Clase 3Formación de Estrellas y Actividad Nuclear
La formación de estrellas de las nubes de gas a las estrellas
La historia de formación estelar de las galaxias indicadores galaxias con brotes de formación estelar
Actividad nuclear de las Seyferts a los QSOs las propiedades de los AGNs los diferentes tipos de AGNs las galaxias hospederas el modelo unificado
Formación de Estrellas
el proceso de formación estelar no es todavía bien comprendido debido a: el medio interestelar (MIS) es muy complejo (su dinámica interna no es conocida y no se puede establecer las condiciones iniciales del proceso) las “proto-estrellas” NO mantienen equilibrio hidrodinámico no conocemos la importancia de los campos magnéticos en el proceso también es compleja la interacción de las estrellas en formación con sus entornos (nubes, cúmulos, etc)
sabemos que están asociadas a nubes interestelares densas y a cúmulos abiertos de estrellas
el gas en Nubes Moleculares Gigantes (gas atómico y molecular, con algún polvo 106-107 M) eventualmente sufre compresión por ondas de choque (brazos espirales, supernovas, etc) la nube se fragmenta y empieza el colapso gravitacional (en contra una combinación de energías de resistencia por turbulencia y campos magnéticos, hasta que esos se disipen) energía gravitacional es liberada por radiación (la luminosidad aumenta rápidamente pero la temperatura (T) permanece baja, ~ 10-20 K, mas creciendo en el centro) el carozo más denso (proto-estrella) se torna opaco, prendiendo la radiación y calentándose a T ~ 2000 K, las moléculas de H2 disocianse en HI, gastando energía y acelerando el proceso de colapso del carozo la T continua a subir y el H tornase ionizado (HII) la presión de los electrones libres empieza a contrabalancear el colapso en el carozo
Formación de Estrellas
la proto-estrella tornase convectiva, alcanza el limite de Hayashi en el diagrama H-R y entra en el régimen de equilibrio hidrostático (estrella T-Tauri) el carozo empieza a quemar D en Li y tornase radiactivo, el envoltorio continua contrayéndose (manteniendo la luminosidad aproximadamente constante) ocurren actividades violentas en la superficie y vientos protoestelares muy fuertes (que despejan lo que sobró del envoltorio) finalmente la T del carozo llega al punto en que la fusión termonuclear de H en He es posible, y la estrella entra en la secuencia principal
Formación de Estrellas
M16, “Neb. de la Águila”
M16, IR (VLT Antu)
M16, Óptico (HST)
Discos protoplanetários (Orion)
Formación de Estrellas
Asociaciones: reacción en cadena
Formación de Estrellas
FE en el pasado: colores
FE actual: líneas de emisión de recombinación (Hα) continuo UV de estrellas calientes infrarrojo lejano térmico del polvo continuo en radio emisión de CO de nubes moleculares
FE en el futuro: cantidad de gas disponible
La historia de Formación Estelar (FE) de las galaxias
Indicadores observacionales de FE actual
Líneas de emisión de recombinación: regiones HII (zonas de gas ionizado alrededor de cúmulos jóvenes de estrellas) el H es ionizado (pierde e–) por absorción de fotones de alta energía (λ < 912 Å) de estrellas calientes OB la radiación que detectamos proviene de la recombinación de e– novamente con p+ (HII)
M33
[Kennicutt 1983, ApJ 272, 54]
Líneas de emisión de recombinación: predominan las líneas de “Balmer”, especialmente Hα
Tasas de FE pueden ser calculadas a partir de la intensidad y el ancho de la línea de Hα SFR [M/year] = L(Hα) / 1.12 1041 [erg/s]
Orion NebulaH
SII
OII
NIIOIII
OIII
H
NII
NGC 5427 (Hα)
Indicadores observacionales de FE actual
Continuo UV: estrellas no suficiente masivas o calientes para producir regiones HII, pero todavía jóvenes (menos de 109 anos para estrellas A, p.e.) pueden ser percibidas por su brillo en el UV producen un continuo UV en longitudes de onda más grandes que el limite de Lyman (λ = 912Å)
Indicadores observacionales de FE actual
Radiación térmica en el IR lejano: granos de polvo, presentes en las regiones de FE, son calentados por absorción de luz (azul y UV) de las estrellas jóvenes ese polvo después se enfría emitiendo radiación (aproximadamente térmica – cuerpo negro) con pico alrededor de 20-40 K el mecanismo no es todavía bien entendido, aunque se supone que toda la luz UV y óptica de estrellas jóvenes (912-3000 Å), retirada por absorción del polvo, debe convertirse en radiación en el IR lejano (10-300 μm)
Continuo Radio: galaxias con FE también emiten en la banda de radio, radiación relacionada directa o indirectamente con la FE la radiación es no-térmica, producida por el mecanismo sincrotrón (partículas aceleradas emitiendo radiación mientras se espiralan en campos magnéticos, posiblemente asociados a supernovas)
Indicadores observacionales de FE actual
Líneas de emisión de CO de nubes moleculares: una vez que las Nubes Moleculares Gigantes son las precursoras inmediatas de la FE, su mapeo es también un indicador de la FE las moléculas de CO son las más abundantes después del H2, detectadas en 1.3 y 2.6 mm (230 y 115 GHz) y son sus trazadoras (el H2 no emite en radio)
Antena
M82
Galaxias con Brotes de FE
M82 – radio (VLA)
M82 – IR (SAO)
M82 – opt (HST)
M82 – Hα + SII (WIYN)M82 – X-rays (Chandra)
M82 – UV
Galaxias con núcleos activos: Seyferts
1909 – E. Fath [Lick Obs. Bull. 5, 71] descubrió que la galaxia NGC 1068 (M77) tiene un “espectro nuclear compuesto, mostrando tanto líneas brillantes (emisión) como de absorción”, a la inversa de otras espirales (que presentan tan sólo un espectro continuo con absorción)
1917 – V. Slipher [Lower Obs. Bull. 3, 59] confirmó la presencia de líneas de emisión en el núcleo de M77
1926 – E. Hubble [ApJ 624, 321] aludió que un numero “relativamente raro de espirales” con núcleos estelares, muestran un espectro del tipo de nebulosas planetarias (notadamente M77, NGC 4051 y 4151)
1943 – C. Seyfert [ApJ, 97, 28] hizo el primer estudio sistemático de galaxias con líneas de emisión nuclear (las de arriba más NGC 1265, 3516 y 7469), notando que tales líneas son más anchas que las de nebulosas. Tales galaxias pasaron a ser llamadas “galaxias Seyfert”
N1068
N1068 - spectra
1933 – K. Jansky [Proc. IRE 21, 1387] descubrió que la VL emite en la banda de radio – nace la Radioastronomía1944 – G. Reber [ApJ 100, 279] publicó un mapa del cielo en radio (en 160 Mhz), mostrando varios máximos locales más allá del plano de la VL y del Sol (incluyendo uno en Cygnus) 1948 – J. Bolton [Nature 162, 141] publicó un catalogo de 6 fuentes discretas (CasA, CygA, CenA, HerA, TauA and VirA)1949 – Bolton, Stanley & Slee [Nature 164, 101] hizo las primeras identificaciones ópticas de fuentes radio: Nebulosa del Cangrejo (M1, TauA), M87 (VirA) y NGC 5128 (CenA).
mapa de todo el cielo en 11 cm (2.7 Ghz)
(fuentes extragalácticas más brillantes que 2 Jy)
[Wall & Peacock MNRAS 216, 173]
Radiotelescopio original utilizado por G. Reber
Galaxias con núcleos activos: Radioastronomía
1953 – Jennison & Das Gupta [Nature 172, 996] descubrieron, utilizando interferometria, que CygA presenta 2 componentes simétricos separados por 1.5'. Después se percibió que eso padrón es muy común entre las fuentes de radio extragalácticas
1954 – Baade & Minkowski [ApJ 119, 206], usando posiciones interferométricas obtenidas por Smith [1951, Nature 168, 555], ubicaron opticamente CygA y CasA, la primera siendo una fuente extragaláctica (v
LV = 26830 km/s), con líneas de emisión anchas y morfología
destorcida. Las identificaciones ópticas de fuentes radio extragalácticas pasaron a ser conocidas como radio-galaxias 1959 – Edge et al. [MNRAS 67, 37] publicó el Third Cambridge (3C) Catalog, con 471 fuentes radio, más brillantes que 9 Jy en 159 MHz (y después en 177 MHz) en el Hemisferio Celeste Norte (algunas son Galácticas, particularmente remanecentes de SN)
CygA
Galaxias con núcleos activos: fuentes de radio
1960 – R. Minkowski [ApJ 132, 908] identificó la fuente 3C295 como una galaxia miembro de un cúmulo en z ~ 0.461960 – A. Sandage, con posiciones acuradas obtenidas por T. Matthews, identificó 3C48 como siendo un objeto estelar variable (con una nebulosidad muy débil), mostrando exceso en UV cuando comparado con estrellas normales, y un espectro con líneas de emisión en longitudes de onda “estrañas” . Tales objetos tornaron se conocidos como “quasi-stellar radio sources” o quasars1962 – Hazard, Mackey & Shimmins [Nature 197, 1037], usando una ocultación lunar de 3C273, encontraron 2 componentes: un objeto estelar y un chorro apuntando para fuera de la “estrella”
3C 295
3C 48 3C 273
Galaxias con núcleos activos: quasars
1963 – M. Schmidt [Nature 197, 1040] encontró que las 4 líneas anchas de emisión de 3C273 concordaban con las longitudes de onda esperadas de Hy Hen z = 0.16.
J. Oke también encontró la línea de H de 3C273 en el IR, y J. Greenstein identificó MgII
en el espectro de 3C48 en z = 0.37, conclusivamente demostrando que los quasars son extragalácticos
1965 – A. Sandage [ApJ 141, 1560] reportó la decubierta de una gran población de objetos radio-quiet similares a los quasars (identificados por sus excesos en UV); después conocidos como “blue stellar objects” (BSO) o “quasi-stellar objects” (QSO), que luego mostraron ser mas comunes que los quasars originales
Galaxias con núcleos activos: quasars
1950 – Alfvén & Herlofson [Phys. Rev. 78, 616] propusieron el proceso de síncrotron como la fuente de radio de las “radio estrellas”
1964 – E. Salpeter [ApJ 140, 796] and Ya. Zeldovich [Dokl. Akad. Nauk. SSRS 155, 67] sugeriron la idea de la energía de los quasars ser producida por acreción de materia en un agujero negro súpermasivo
1965 – Bahcall & Salpeter [ApJ 142, 1677] sugeriron la posibilidad de existir nubes de gas entre nosotros y los quasares que generarían absorciones del lado azul de Lyahora conocidos como Bosques Ly)
1967 –De Young & Axford [Nature 216, 129] propusieron que los lobos dobles son plasma confinado por presión de arrastre al intentar se expandir en el medio intergaláctico
Galaxias con núcleos activos: interpretaciones teóricas
Los Núcleos Activos de Galaxias (AGN) son carozos luminosos de galaxias (9 L
X 1048 erg/s) que pueden ser tan brillantes que ofuscan su galaxia hospedera
su continuo es notadamente no-térmico, más brillante tanto en longitudes de onda largas (rayos-X y UV) como cortas (IR y radio) comparado a galaxias normales
también presentan fuertes líneas de emisión (más anchas que las de galaxias con brotes de FE)
el “motor” debe ser fisicamente pequeño (más pequeño que un pc) porque sus largas luminosidades frecuentemente cambian dramaticamente en menos de un año (mismo con un cambio instantáneo, el brillo observado de un objeto de tamaño a apenas se ajustaría a su nuevo nivel en un tiempo comparable a a /c, que es el tiempo que tarda la luz para pasar de la parte de tras para la parte de delante de la fuente!)
Propiedades generales de los AGNs
Espectro de los AGNs
LINERs Low Ionization Nuclear Emission-line Regions (capaces de producir apenas líneas de elementos de baja ionización: [OI], [OII], [NII], [SII], etc) Originalmente definidas por las razones de líneas: [OII] 3227Å / [OIII] 5007Å y [OI] 6300Å / [OIII] 5007Å también: [NII] / Hy [OIII] / H son las AGNs relativamente menos luminosas ~ 80% de las LINERs cercanas son S(B)a o S(B)b [S(B)c y E son mucho menos frecuentes]
M94
NGC 7814
Los diferentes tipos de AGNs
Galaxias Seyfert (Sy) tienen núcleos particularmente brillantes
presentan fuertes líneas de emisión de elementos de alta excitación
~ 90% de las Sy son Sb o SBb
pueden ser de los tipos:
Sy 2 - presentan tanto líneas permitidas cuanto prohibidas, ensanchadas por velocidades Doppler del orden de 500 km/s
Sy 1 - presentan líneas prohibidas similares a las Sy2, pero sus líneas permitidas tienen alas muy anchas, ensanchadas por velocidades Doppler del orden de 1000-5000 km/s
Sy 1.5, 1.8 and 1.9 - tipos intermedios de Sy
NGC 3277NGC 5548
Los diferentes tipos de AGNs
Los diferentes tipos de AGNs
Galaxias Seyfert
QSOs Quasi-Stellar Objects presentan case las mismas propiedades observacionales que los quasars, excepto que NO son fuertes fuentes de radio (son radio-quiet) su espectro es muy similar al espectro de galaxias Sy1, pero sus luminosidades son mucho mayores (M
V -23)
son aproximadamente 20 veces más frecuentes que los quasars
Los diferentes tipos de AGNs
Quasars Quasi-Stellar Radio Sources fuentes de radio que en el óptico son marcadas por una fuente puntual no resuelta (el brillo de sus núcleos ofusca completamente su luz estelar) presentan corrimientos al rojo cosmológicos (altos – los quasars más lejanos conocidos actualmente tienen z > 6) sus espectros se asemejan a los de Sy 1, con líneas anchas muchas veces asimétricas M
B < 22.3, L
X > 1044 erg/s, UB < 0.4
PKS 1117
Composición del espectro de los quasars FIRST
Los diferentes tipos de AGNs
OVVs Optically Violently Variable quasars pueden variar en brillo por factores largos en una escala de semanas emisiones radio y óptica son bastante polarizadas son fuertes fuentes compactas de radio poseen espectro similares a los de quasars actualmente son clasificados de blazars, junto con los objetos BL Lac
3C 345
Los diferentes tipos de AGNs
Objetos BL Lac también son fuertes fuentes compactas de radio y varian muy rapidamente (como OVVs) también son fuentes puntuales ópticas no resueltas (como los quasars) presentan un espectro continuo no-térmico casi despejado de líneas de absorción o emisión (el continuo es tan brillante que esconde las líneas de emisión!)
3C 371
VLBI 0235+164 Los diferentes tipos de AGNs
Radio-galaxias fuentes extragalácticas radio asociadas con galaxias E más o menos normales su espectro óptico y UV puede o no presentar líneas de emisión; cuando las tiene, pueden ser anchas (BLRG) o angostas (NLRG) normalmente presentan una fuente nuclear compacta y dos regiones amorfas (lobos), frecuentemente ubicadas aproximadamente simétricamente en lados opuestos del núcleo (y centenas a millones de pc desde él) la fuente nuclear está frecuentemente conectada a uno o a los dos lobos por una estructura delgada (chorro), ocasionalmente visible en frecuencias ópticas (M87=3C274) en los lobos, el brillo superficial generalmente tiene un máximo en un punto caliente, definiendo dos tipos de radio-galaxias: FRI - cuando los puntos calientes se ubican cerca del AGN
(en los chorros) FRII - cuando los puntos calientes se ubican lejos del AGN (en los lobos)
(radio) Sy2 Sy1.5-1.9 Sy1 BAL OVV BL Lac FR I FRII(60%) (10%) (30%) (opt—UV)
NLRG BLRG
Los diferentes tipos de AGNs
Espectros de los AGNs
LINERs – generalmente S Seyferts – generalmente S QSOs – algunas son gE, otras S quasars – todos los observados parecen estar hospedados en gE (el HST detectó hospederas en apenas 3/8 de los QSOs y quasars observados) blazars – la gran mayoría de los BLLac parecen estar hospedados en E (pero PKS 1413+135 es una S de lado) radio-galaxias – casi sin excepciones E
3C 273 [SDSS]
3C 273 - host3C 273 [HST]
Las galaxias hospederas de AGNs
Las galaxias hospederas de AGNs
mientras, en principio, es posible que los diferentes tipos de AGNs sean objetos no relacionados físicamente, generalmente se acepta que son básicamente un fenómeno único, y que las diferencias en sus propiedades observacionales pueden ser explicadas por 3 factores:
• algunos objetos son intrínsecamente mas luminosos que otros
• algunos objetos producen chorros de partículas relativistas y otros no
• todos tienen orientaciones al azar y sus padrones de radiación son fuertemente anisotrópicos (es decir, vemos diferentes cosas dependiendo de la dirección de nuestra LV en relación al AGN)
El Modelo Unificado
Luminosidade – QSOs, quasars y blazars son el extremo más luminoso de los AGNs, mientras Seyferts y radio-galaxias tienen luminosidades apenas mayores que las galaxias normales
Jets and lobes – un separador crítico entre AGNs es su emisión en la banda de radio: AGNs radio loud tienen chorros y lobos (allende la fuente compacta central), mientras AGNs radio quiet no los tienen
Orientation – el ancho de las líneas de emisión permitidas es definido por la orientación: objetos del tipo 2 (como Sy2 y NLRG) son vistos casi de lado (con respecto al toro); mientras objetos del tipo 1 (como Sy1, QSOs, quasars y BLRG) son vistos casi de cara – blazars, por otro lado, son vistos muy proximamente a la dirección polar (es decir, el chorro apunta hacia nosotros) de forma que podemos ver muy profundamente en el carozo del AGN y el brillo observado puede variar muy rápidamente, mientras el continuo plano de los BL Lac puede ser explicado por el dominio del espectro óptico por radiación síncrotron altamente desplazada al rojo, una vez que el chorro se mueve con velocidad relativista
El Modelo Unificado
El Modelo Unificado
Motor central (fuente de energía) – Agujero Negro supermasivo, alimentado por un disco de acreción; no puede ser observado por su pequeña dimensión (~ 10 -5 pc)
Disco de acreción – disco de matéria que controla la actividade del AGN, responsable por la producción de los chorros (también es muy difícil de ser observado, ~ 10-3 pc)
Región de líneas anchas (BLR) – conjunto de nubes de gas de alta densidad, altamente ionizado (al menos en el centro) y con grandes velocidades (hasta 5000 km/s); son obscurecidas por el polvo del toro si no se ve desde cerca del eje de simetría; son responsables por las líneas anchas permitidas (con alas, 0.1 – 30 pc)
Toro Ecuatorial – región masiva opticamente espesa (al UV y al optico), compuesta basicamente por gas molecular y polvo (hasta centenas de pc)
Región de líneas angostas (NLR) – conjunto de nubes de gas menos caliente, de menor densidad y con menor velocidad (~ 500km/s); las que se ubican cerca al eje de simetría son ionizadas por la radiación del motor central formando un “tubo de vórtex”; visibles de cualquier dirección; son responsables por las líneas menos anchas (prohibidas y permitidas, ~ 1 kpc)
Chorros y Lobos – plasma (material ionizado) de partículas relativistas ejetadas por el motor central, colimadas por el disco de acreción y concentradas por amplificación Doppler; emiten por mecanismo síncrotron (0.1 kpc – 1 Mpc)
