ValbuenaSuarezMiguelAlfonso2018

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EL MAGNETISMO DE UN
NÚCLEO ACTIVO DE UNA
GALAXIA CERCANA
Por
Miguel Alfonso Valbuena Suárez
Director: Pedro Ignacio Deaza Rincón
2018
Universidad Distrital Franciso José de Caldas, Bogotá, Colombia
EL MAGNETISMO DE UN NÚCLEO ACTIVO
DE UNA GALAXIA CERCANA
Miguel Alfonso Valbuena Suárez
Proyecto de grado bajo la modalidad de monograf́ıa
Proyecto presentado como requisido para obtener el titulo de:
Licenciado en F́ısica
Director: Pedro Ignacio Deaza Rincón
Universidad Distrital Francisco José de Caldas
Facultad de Ciencias y Educación
Proyecto Curricular de Licenciatura en F́ısica
Bogotá, Colombia
2018
ii
EL MAGNETISMO DE UN NÚCLEO ACTIVO
DE UNA GALAXIA CERCANA
Miguel Alfonso Valbuena Suárez
Proyecto Curricular de Licenciatura en F́ısica
Facultad de Ciencias y Educación
Universidad Distrital Francisco José de Caldas
Resumen:
En este trabajo se presenta un calculo aproximado de la magnitud del vector in-
ducción magnética de cinco núcleos activos de galaxia (AGN) utilizando el mecanis-
mo Blandford - Znajek. Se asume que la potencia asociada al mecanismo Blandford -
Znajek, es comparable con la luminosidad de la ĺınea Hα del AGN. En consecuencia,
se analizan computacionalmente los espectros correspondientes para determinar el
flujo de enerǵıa de la ĺınea Hα y el corrimiento al rojo, magnitudes de los que de-
pende dicha luminosidad. La extinción de la ĺınea de emisión Hα, la extinción en el
visible y el enrojecimiento, que también se requieren, se calculan utilizando operado-
res en ĺınea de la base de datos extragaláctica NASA IPAC. Finalmente se analizan
los resultados con el propósito de intentar determinar el rol del campo magnético en
la estabilidad de la región que rodea al objeto central supermasivo.
Palabras clave: núcleo de galaxia activa, mecanismo Blandford - Znajek, flujos
de Poynting, campo magnético.
iii
A mis padres,
ejemplo y apoyo
incondicional.
Es preciso soñar, pero con la condición de creer en nuestros sueños. De examinar
con atención la vida real, de confrontar nuestra observación con nuestros sueños, y
de realizar escrupulosamente nuestra fantaśıa.
Lenin
iv
Índice general
Indice General VI
1. Introducción 2
1.1. Antecedentes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
1.2. Justificación . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5
1.3. Planteamiento del Problema . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
1.4. Objetivos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
1.4.1. Objetivo general . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
1.4.2. Objetivos Espećıficos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
1.5. Metodoloǵıa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
2. Galaxias 9
2.1. Morfoloǵıa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
2.2. Propiedades f́ısicas de las galaxias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
2.2.1. Luminosidad . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
2.2.2. Corrimiento al rojo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
2.3. Formación y Evolución . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
2.4. Perfiles Espectrales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
3. Galaxias Activas 17
3.1. Caracteŕıstica Espectrales . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
3.1.1. Radiación térmica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
3.1.2. Radiación no térmica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
3.2. Tipos de AGN . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
3.2.1. Galaxias Seyfert . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
v
3.2.2. Cuásares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
3.2.3. Radio galaxias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
3.2.4. Blazares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
3.3. La Región Central . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
3.4. Ĺıneas de emisión . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
3.4.1. Región de ĺıneas Anchas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
3.4.2. Región de ĺıneas Angostas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
3.5. Modelo Unificado de un Núcleo activo de
galaxia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
4. El Campo Magnético del Núcleo de una Galaxia Activa 33
4.1. Disco de acreción . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34
4.2. El magnetismo de la región central . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34
5. Análisis de los espectros y Resultados 39
5.1. La muestra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
5.2. Identificación de las caracteŕısticas del
espectro . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40
5.2.1. Corrimiento al rojo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
5.2.2. Flujo de la ĺınea Hα . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42
5.2.3. La luminosidad de la ĺınea Hα . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
5.2.4. Radio de Schwarzschild . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45
5.2.5. Estimación de la magnitud del vector inducción
magnética . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46
6. Conclusiones 50
A. Redshift 52
B. El Espectro del Hidrógeno 55
C. Núcles Activos de Galaxas, Espectros 57
Bibliograf́ıa 62
vi
Índice de figuras
2.1. Diagrama orignal de Hubble. The realm of the nebulae [13]. . . . . . 10
2.2. Espectros ópticos de galaxias de tipo normal y activa. Cursos de as-
trofisica II Parte I. Recuperado de www.astro.ugto.mx/cursos. . . . . 16
3.1. Espectros ópticos de galaxias activas (2007). Cursos de astrofisica II
Parte I. Recuperado de www.astro.ugto.mx/cursos . . . . . . . . . . . 19
3.2. Comparación de la Distribución de Enerǵıa Espectral para una galax́ıa
activa tipo Seyfert y una normal. An introduction to active galactic
nuclei [28]. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
3.3. Espectros ópticos de galaxias Seyfert [24]. . . . . . . . . . . . . . . . 23
3.4. Espectro t́ıpico de un Cúasar. (Woltjer et al., 1990) . . . . . . . . . . 24
3.5. Reconstrucción imagen galaxia Cygnus A. X-ray: NASA/CXC/SAO
;Optical: NASA/STScI; Radio: NSF/NRAO/AUI/VLA. Recupera de
www.iac.es . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
3.6. Imagen de la galaxia NGC 1068 en primer plano, capturada por el
Telescopio Espacial Hubble. La ilustración que aparece en el recuadro
ampliado es uno de los más oscurecidos que se conocen, ya que está
rodeado de nubes extremadamente densas de gas y polvo. NASA/JPL-
Caltech. Recupera de www.iac.es. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
3.7. Esquema del modelo unificado. NASA. Recuperado de www.heasarc/
gsfc/nasa.gov. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
3.8. Esquema del modelo unificado fuerte. Astrophysical origins of ultra-
high energy cosmic rays. Reports on Progress in Physics [36]. . . . . . 32
4.1. Esquema de la estructura de un disco de acrección [7]. . . . . . . . . . 35
vii
4.2. Esquema de un disco de acreción orbitando un agujero nuegro y su
campo magnético [7]. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
4.3. Agujero negro en un campo eléctrico uniforme [2]. . . . . . . . . . . . 36
4.4. Agujero negro redeado por una nube de plasma [2]. . . . . . . . . . . 37
4.5. Agujero de Schwarzschild, e un campo magnético, comienza a rotar
por efectos de la corriente electrica [2]. . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
5.1. Comparación del espectro de la galaxia NGC1614 corregido por reds-
hift (inferior) y sin corrección (superior). . . . . . . . . . . . . . . . . 48
5.2. Ejemplo de ajuste gausiano sobre la ĺınea Hα espectro galaxia NGC4861 49
B.1. Series espectralesdel átomo de hidrógeno. E. Generalic. Recuperado
de https://glossary.periodni.com/glossary.php?en=Balmer+series . . 56
C.1. Espectro galaxia NGC1614 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
C.2. Espectro galaxia NGC4194 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 58
C.3. Espectro galaxia NGC4861 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 59
C.4. Espectro galaxia NGC7673 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
C.5. Espectro galaxia NGC7714 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61
viii
Índice de cuadros
5.1. Caracteŕısticas de los epectrógrafos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40
5.2. Redshift de los AGNs seleccionados. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42
5.3. Luminosidad de la ĺınea Hα de los AGNs seleccionados. . . . . . . . . 44
5.4. Radio de Schwarzschild de los AGNs seleccionados. . . . . . . . . . . 46
5.5. Magnitud del campo magnético de los AGNs seleccionados. . . . . . . 47
1
Caṕıtulo 1
Introducción
Las galaxias son estructuras a gran escala constituidas por estrellas, polvo y gas
interestelar, las observaciones realizadas a finales del siglo XIX y principios del XX
por Harlow Shapley, Robert Trumpler, Vesto Slipher, Heber Curtis, Ernst Öpik, Ed-
win Hubble, entre otros, evidenciaron propiedades de tipo morfológico y espectral,
que sirvieron como punto de partida para ampliar el panorama de la f́ısica de las
galaxias. Muestra de lo anterior es la caracterización f́ısica de estas estructuras de-
finida por los perfiles de radiación emitida en todo el espectro electromagnético, lo
que evidencia dos tipos de galaxias, normales y activas, los espectros de las galaxias
normales se ajustan a los de la radiación de cuerpo negro, ya que es la suma de los
espectros de cada una de las estrellas que constituyen la galaxia, y las galaxias acti-
vas muestran ĺıneas intensas de emisión en algunas longitudes de ondas relacionadas
con la interacción de su núcleo y su entorno inmediato [11].
En la actualidad, los núcleos de galaxias activas (AGN, Active Galactic Nuclei)
son considerados los objetos más extremos en el Universo, caracterizados por procesos
altamente energéticos en su región central que causan emisiones de radiación en todo
el espectro electromagnético con una luminosidad elevada comparada con el resto de
la galaxia o con galaxias normales. El responsable de estos fenómenos es un objeto
central súper masivo, del orden de un millón a mil millones de masas solares, que por
efectos gravitacionales genera un disco de acrecencia en torno a este. La imagen f́ısica
del objeto central súper masivo está relacionada con el conjunto fenomenológico de
las part́ıculas girando alrededor de este objeto y de la consecuencia f́ısica de esta
2
rotación.
Una de las posibles explicaciones, de hecho la mas usada para el objeto central
en un AGN es un agujero negro; el cual es un objeto con masa del orden de 108M�,
rodeado de nubes de materia en las que se origan las intensas ĺıneas de emisión es-
pectral, la región de ĺıneas anchas (BLR, Broad Line Region) y la región de ĺıneas
angostas (NLR, Narrow Line Region). La BLR es la región mas próxima al motor
central, estudios siguieren que es una nube esférica estratificada de un medio fotoio-
nizado de alta densidad, con dos caracteŕısticas de producción (a) ĺıneas prominentes
y anchas en UV y óptico y (b) fuertes ĺıneas de absorción en rayos X y UV [28]. La
NLR es la zona inmediatamente más externa del AGN, esta región domina sobre
otras fuentes de radiación y es posible resolverse en el óptico; la densidad de materia
es baja en comparación con la BLR, por tanto, los procesos de emisión se dan de
manera espontánea o por radiación ionizante.
Una de las primeras y más utilizadas aproximaciones a la dinámica del objeto
central, en términos electromagnéticos, la construyen Roger Blandford y Roman
Znajek, donde modelan el objeto central y encuentran consecuencias magnéticas en
la fenomenoloǵıa del AGN [3].
En [3] Blandford y Znajek se propone un mecanismo de extracción de enerǵıa
y momento angular en agujeros negros de Kerr1 con procesos puramente electro-
magnéticos; además, se construye una aproximación dinámica del disco de acreción
que soporta corrientes que inducen un potencial eléctrico, y a su vez generan in-
ducción magnética, una magnetósfera pulsante y flujos de Poynting a gran escala.
De la interpretación f́ısica de este mecanismo resultan varios aspectos que llaman la
atención y que marcan la partida para la definición del problema en este trabajo,
principalmente, las implicaciones de los flujos de Poynting de campos electromagnéti-
cos interactuando con el material ubicado en la BLR y NLR.
El contraste observacional junto con los mecanismos astrof́ısicos como el Blandford-
Znajek, podŕıan evidenciar que el campo magnético tiene un papel relevante en la
1También llamado agujero rotante, es un tipo de singularidad definida desde una métrica espacio
temporal de Kerr, solución de la ecuación de campo de Eisntein.
3
estabilidad de la región central, y en general de las galaxias. Cabe preguntar si la
emisión en óptico de ĺıneas caracteŕısticas del hidrógeno, provocadas por la interac-
ción entre electrones y protones o por la fotoionización, está relacionada de alguna
forma con el flujo de campos electromagnéticos y si el vector inducción magnética
tiene un rol fundamental en la estabilidad del núcleo activo de la galaxia.
1.1. Antecedentes
En la década de 1950 los avances en la radioastronomı́a permitieron evidenciar
fenómenos muy energéticos en algunas galaxias, lo que motivó el interés de teóricos
y observadores, además, con el posterior descubrimiento de fuentes de radiación en
altas frecuencias y posibles agujeros negros super masivos en la v́ıa láctea y otras
galaxias, se construyó el concepto de núcleos de galaxias activas (AGN) [33], [5].
Interrogantes como la formación y abastecimiento del objeto central, los mecanismos
de emisión, la geometŕıa y composición de la región central, entre otros aspectos,
han marcado el interés y han dinamizado el estudio de los AGNs.
De forma muy general se reconocen dos v́ıas que han abordado las cuestiones
trascendentales relacionadas con los AGN, la primera que encara la naturaleza de las
ĺıneas de emisión y absorción presentes en los espectros, con trabajos históricos como
Shields en [32] quien plantea la discusión de una naturaleza de emisión relacionada
con modos de fotoionización en las zonas BLR y NLR o Krolik et al. en [16] explicando
la dinámica del gas en las regiones BLR en quasares, fueron algunos estimulos para
muchos trabajos desarrollados a finales del siglo XX y en la primera década del
XXI; el segundo tema con celebres trabajos como el de Hoyle y Fowler en [12] donde
discuten la idea de un objeto súper masivo fuente de la gravedad y la enerǵıa local
en los AGN, junto con la sugerencia de un campo magnético de simetŕıa toroidal al
rededor de este, también Salpeter en [31] y Zeldovich en [40] que plantean la forma
de producción de enerǵıa en un objeto súper masivo, que posteriormente afianzan en
la relación entre gravedad y la región BLR Ulrich et al. en [37] y Peterson et al. en
[27].
Desde Blandford y Znajek en [3], universidades, institutos y centros de investiga-
4
ción han dedicado tiempo e interés en descifrar la naturaleza magnética de los AGNs.
En la actualidad herramientas observacionales y teóricas, convergen para reconocer
esta naturaleza, procurando relacionar los fenómenos f́ısicos de los AGNs, los Jets de
rayos sincrotrón, la formación de galaxias y la dinámica de clusters de galaxias con
el campo magnético.
1.2. Justificación
En los últimos años se ha presentado un interés significativo por avanzar en los
procesos cient́ıficos en todas las áreas del conocimiento. Instrumentos tecnológicosse
han puesto al servicio de los laboratorios con la intención de descifrar la naturaleza
del universo, desde los procesos subatómicos hasta la dinámica de las estructuras a
gran escala. A diario cient́ıficos concentrados en universidades y centros de investiga-
ción en todo el mundo, registran y manipulan la información utilizando herramientas
computacionales que les permiten simplificar tareas y proponer teoŕıas, que poste-
riormente comparten a la comunidad académica en publicaciones por medios escritos
o digitales, para finalmente entrar en el inmenso compilado de postulaciones, hipóte-
sis y teoŕıas que en principio posibilitan la construcción de un interés cient́ıfico, y
posteriormente facilitan el desarrollo de investigaciones y proyectos, por ejemplo el
presentado en este trabajo.
Sin embargo, el acceso a este tipo de información depende de las herramientas
conceptuales proporcionadas en centros de educación básica y superior, en la me-
dida que se eduquen profesionales con altos niveles académicos y formación fuerte
en f́ısica y matemáticas, existirán investigadores que pueden ser maestros de alto
nivel cient́ıfico. Al involucrarse en el estudio de estos contenidos, se traza una ruta
para mejorar la calidad en la formación de las competencias definidas es este pro-
ceso de formación pregradual, incursionando en nuevas teoŕıas que incentivan a la
participación en el desarrollo de conocimiento.
También es importante que este centro de educación superior ampĺıe la docu-
mentación sobre los avances desarrollados en la actualidad, y en la medida de lo
posible, participar en los proyectos que se desarrollan, construyendo alianzas con
5
instituciones que fortalezcan la formación académica y la actividad profesional de
los estudiantes.
Este trabajo también pretende documentar a más estudiantes interesados, incul-
cando la necesidad de conocer y estudiar diferentes especialidades con respecto a la
f́ısica y astrof́ısica. Finalmente se buscará involucrar los productos de este proyecto
en eventos a nivel nacional o internacional, incrementando el reconocimiento de la
universidad en el ámbito académico.
1.3. Planteamiento del Problema
Los modelos f́ısicos clásicos, semi-clásicos y modernos de fenómenos astrof́ısicos
que incluyen una componente magnética en sus ecuaciones han revelado las deficien-
cias de aquellos que no incluyen dicha componente y en consecuencia la necesidad
de que el magnetismo sea incluido. Los objetos súper masivos centrales de las gala-
xias son tan solo un ejemplo de la variedad de problemas astrof́ısicos en el anterior
contexto.
Las observaciones astronómicas de los objetos súper masivos centrales de las
galaxias, sugieren que varias propiedades f́ısicas de la región central de una galaxia
pueden ser estudiadas, analizadas y explicadas estableciendo una relación entre la
luminosidad de una o varias ĺıneas significativas de su espectro electromagnético
y su magnetismo. Actualmente esta relación se establece utilizando el mecanismo
Blandford y Znajek [3].
En este trabajo se determinará las luminosidades de las lineas Hα de cinco es-
pectros de galaxias activas cercanas (z ≈ 10−3). Utilizando el mecanismo Blandford-
Znajek se asumirá una aproximación para la relación luminosidad de la linea Hα y
magnitud del vector inducción magnética y a partir de este resultado se analizará el
posible rol de este campo magnético con la fenomenoloǵıa f́ısica de la región central
de las galaxias activas.
6
1.4. Objetivos
1.4.1. Objetivo general
Determinar la luminosidad de la ĺınea Hα de un conjunto de galaxias activas y
utilizar el mecanismo Blandford-Znajek para calcular la magnitud del vector
inducción magnética de la región y discutir el rol que este desempeña en la
fenomenoloǵıa f́ısica.
1.4.2. Objetivos Espećıficos
1. Seleccionar cinco espectros reducidos de galaxias activa tomadas de la base de
datos compartida en [35], con una linea Hα prominente como caracteŕıstica
relevante.
2. Efectuar la corrección por corrimiento al rojo de cada uno de los espectros
utilizando IRAF.
3. Determinar la luminosidad de la linea Hα para cada espectro utilizando IRAF.
4. Determinar la magnitud del vector inducción magnética de la región central de
cada galaxia activa.
5. Estudiar, analizar e interpretar los resultados en el marco de la metodoloǵıa
desarrollada.
1.5. Metodoloǵıa
La metodoloǵıa del presente trabajo de grado consistió en una revisión bibliográfi-
ca sobre la f́ısica de los núcleos activos de galaxias y la dinámica electromagnética
de los objetos centrales, con el fin de identificar y relacionar el mecanismo llamado
Blandford-Znajek. Para esto se hicieron recopilaciones de diversos textos y art́ıculos
cuyo contenido está relacionado con la luminosidad de la ĺınea Hα, espectros de gala-
xias activas, ĺıneas de emisión, flujo de enerǵıa, extinción interestelar, enrojecimiento
y corrimiento al rojo.
7
Luego, se procedió a analizar e interpretar un conjunto de cinco espectros de
galaxias activas cercanas utilizando IRAF (Image Reduction and Analysis Facility),
determinando la longitud de onda observada para cada ĺınea .
Se calculó el corrimiento al rojo de cinco espectros de galaxias activas y con IRAF
se corrigieron los efectos de este corrimiento sobre cada espectro.
Se determinó el flujo de enerǵıa para la ĺınea Hα.
Con el operador web NASA IPAC Extragalactic Database, se determinó la ex-
tinción en el visible y el exceso de color y posteriormente se calculó la extinción en
Hα.
Se calculó la luminosidad de la ĺınea Hα para los cinco espectros de galaxias
activas.
En base a estos resultados se procedió a aplicar el método Blandford-Znajek para
determinar la magnitud del vector inducción magnética en cada galaxia activa.
Finalmente se desarrolló el análisis de los resultados obtenidos, relacionando estas
magnitudes con la naturaleza de la región central de las galaxias.
8
Caṕıtulo 2
Galaxias
Con las considerables mejoras en las observaciones astronómicas a principios del
siglo pasado, se abŕıa una discusión relacionada con la composición del universo,
¿cuál es el tamaño de la v́ıa láctea?, ¿ocupa todo lo observable?, ¿existen mas objetos
similares a esta?, preguntas que fueron resueltas en la década de 1920 demostrando
que algunas manchas difusas que parećıan ser nebulosas o estrellas moribundas, eran
realmente agrupaciones de estrellas, estos objetos fueron llamados galaxias.
Hoy es posible acercase a una definición de galaxia como una estructura a gran
escala compuesta por estrellas, gas y polvo interestelar contenido bajo influencias
gravitacionales, con caracteŕısticas morfológicas y propiedades f́ısicas.
El primer intento de clasificación de estas estructuras lo realiza Hubble en 1926,
que de hecho, aun proporciona la base mas común de clasificación morfológica de las
galaxias. Este esquema presentado en la figura 2.1 reconoce dos tipos de galaxias,
eĺıpticas designadas por la letra (E) y espirales con la letra (S), dentro de esta
última es posible diferenciar las de tipo lenticular (S0), las espirales barradas (SB)
y las espirales ordinarias (S). Ahora se conoce otro tipo de galaxia, la irregular (Irr)
que si bien no esta presente en el esquema, tiene caracteŕısticas que la diferencian
de las demás.
Cada clase en este diagrama tiene subclases que se denotan con letras y números,
lo que da cuenta de algunas caracteŕısticas relacionadas con la simetŕıa de la estruc-
9
Figura 2.1: Diagrama orignal de Hubble. The realm of the nebulae [13].
tura, el tamaño aparente de su centro y la separación entre los brazos, es importante
aclarar que el esquema no tiene en cuenta la forma tridimensional de las galaxias. A
continuación se presenta una breve descripción de cada tipo de galaxia.
2.1. Morfoloǵıa
Galaxias eĺıpticas: al ser observadas en elcielo tienen como principal caracteŕıstica
una estructura eĺıptica, con un centro galáctico muy brillante que va disminuyendo
radialmente hacia el exterior. Las divisiones proporcionadas por Hubble van desde
E0 hasta E7, desde las mas circulares hasta las mas alargadas, respectivamente.
El número que acompaña la letra esta relacionado con el tamaño relativo entre el
semieje mayor y el semieje menor de la elipse observada. Es importante aclarar que
el esquema no tiene en cuenta la forma tridimensional de las galaxias.
Galaxias lenticulares: generalmente se presentan como un intermedio entre las
eĺıpticas y las espirales, al ser observadas en el cielo se contempla un objeto central
muy prominente y un disco al rededor, el primero bastante grande comparado con
el segundo. Son designadas como S0 porque pueden tomar una forma de esferoide1,
sin embargo, también se han abservado galaxias con objetos centrales alargados en
1Es un elipsoide en revolución, que se aproxima a una forma esférica.
10
forma de barra SB0.
Galaxias espirales: se caracterizan por tener un objeto central y un disco circular
que contiene brazos en forma de espiral saliendo del núcleo. Estas galaxias se dividen
en dos clases, expresadas en el diagrama como las espirales ordinarias nombradas
como Sa, Sb y Sc y las espirales barradas designadas como SBa, SBb y SBc. La
letra a se asocia a brazos poco distanciados y lóbulos centrales prominentes, la letra
c a brazos sueltos y un objeto central aparentemente pequeño, la letra b seŕıa el
intermedio de los dos anteriores.
Galaxias irregulares: como lo indica su nombre, son estructuras que carecen de
simetŕıa o regularidad comparadas con las otras galaxias, tienen alta cantidad de
material estelar, lo que permite suponer que tienen una formación estelar activa.
2.2. Propiedades f́ısicas de las galaxias
Resulta interesante conocer las rasgos observables de las galaxias, sin embargo, la
lectura de fondo debe relacionarse con la naturaleza que da origen y sentido a estas
estructuras, las propiedades que permitan caracterizar fenomenológicamente sucesos
internos y cercanos y las explicaciones de las observaciones realizadas.
En este sentido, la luminosidad, el corrimiento al rojo, entre otros, toman un
papel relevante para la descripción de los fenómenos f́ısicos de estas estructuras,
pues permiten detallar y obtener información sobre el tamaño, distancia e incluso
la dinámica del gas interestelar responsable de la naturaleza espectroscópica de las
galaxia.
2.2.1. Luminosidad
Al observar por cualquier telescopio lo suficientemente potente2 las galaxias se
ven como objetos tenues y difusos con un brillo variable de punto a punto en la ima-
gen, cuando se observa la radiación recibida desde estas estructuras, en realidad se
2Hace referencia a instrumentos que captan información en todas las longitudes de onda, puestos
en la tierra en forma de arreglos como antenas o en el espacio como telescopios espaciales.
11
estudia la potencia emitida por la fuente. En términos observacionales esta cantidad
se considera como el flujo de Poynting producto de interacciones electromagnéticas,
es decir, la cantidad de enerǵıa en forma de radiación que capta un sensor en la
unidad de segundo en un área de 1m2 de una pequeña región angular definida por
el punto de observación. Es necesario aclarar que las mediciones de esta cantidad
están restringidas a un rango especifico relacionado con alguna longitud de onda.
Las expresiones que dan cuenta de la luminosidad se construyen por medio de can-
tidades intŕınsecas de la estructura distante, para este caso, la relación entre el flujo
monocromático y la luminosidad se construye de la interpretación de observaciones
cosmológicas, un ejemplo de esto es la defición presentada en [25] y [26],
Lλ = 4πD
2
zFλ = 4π
(
2c
Ho
Ωz + (Ω− 2)[(1 + Ωz)1/2 − 1]
Ω2(1 + z)
)2
Fλ (2.1)
Donde Fλ es el flujo en el continuo óptico y Dz es el diámetro lineal al objeto
relacionado con el corrimiento al rojo como parámetro estrictamente cosmológico.
Sin embargo, es supremamente importante tener en cuenta que para obtener un
valor mas aproximado es necesario vincular la absorción interestelar dentro de la
Vı́a Láctea y el valor de enrojecimiento. En unidades del sistema internacional (SI),
la luminosidad se expresa en vatios (W ), en el sistema cegesimal (cgs) es ergio por
segundo (erg.s−1), para el flujo es (Wm2) en SI y (erg.cm−2.s−1) en cgs.
También es preciso aclarar que estos procedimientos están ligados a varias incer-
tidumbres y suposiciones, por lo que posiblemente no proporcionen un valor absolu-
tamente preciso para cualquier cantidad f́ısica. Sin embargo es claro que el objetivo
es abordar los cálculos de una manera estandarizada, para que las comparaciones
entre las luminosidades, las distancias y los flujos de las diferentes galaxias sean
significativas en la medida de lo posible.
Los resultados que se obtienen de la luminosidad de una galaxia junto con re-
laciones teóricas, resultan prácticos para establecer diferentes cantidades f́ısicas que
permiten el estudio del cuerpo y el reconocimiento de la esencia fenomenológica de
este. En el presente trabajo, este cálculo resulta útil al involucrar las caracteŕısticas
magnéticas con la potencia radiada por la galaxia en una longitud de onda especifica,
12
es decir, para poder determinar la magnitud del vector inducción magnética y notar
posibles injerencias en la estabilidad de la galaxia y la naturaleza de la misma.
Es importante tener en cuenta que las galaxias semejantes en tipo, generalmente,
tienen un perfil de brillo similar, es decir, la forma en que el brillo de la superficie
cambia con la distancia desde el centro de la galaxia es parecido para el conjunto de
galaxias del mismo tipo. Incluso al medir el brillo de una galaxia sobre sus partes más
brillantes, es posible calcular el flujo total suponiendo que el brillo de la superficie
sigue un perfil estándar.
Pero no solamente la medición del flujo de enerǵıa en unidad de tiempo y su-
perficie de la galaxia resulta en la luminosidad de esta, es necesario relacionar la
orientación relativa al observador para presentar cualquier resultado. Debido a la
morfoloǵıa, una galaxia no irradia en todas las direcciones de manera uniforme, la
orientación influye en la medida en que la radiación se dispersa y se absorbe por
el polvo o gas que esta contenida en la galaxia y en el contorno de ella. Aun aśı
existen modelos que pueden aproximarse a medidas reales, partiendo de relaciones
geométricas para realizar las correcciones necesarias, teniendo en cuenta los efectos
de la orientación.
2.2.2. Corrimiento al rojo
El corrimiento al rojo o redshift (z), es el desplazamiento de las ĺıneas espectrales
hacia longitudes mayores debido a efectos cosmológicos producto de la expansión del
universo. De forma precisa, es el incremento en la longitud de onda de la radiación
electromagnética detectada, comparada con la longitud de onda emitida por la fuente
(apéndice A).
La expresión para el corrimiento al rojo en función de las longitudes de onda
(apendice A) esta definido como:
z =
λo − λe
λe
(2.2)
donde λo es la longitud de onda observada y λe es la longitud de onda emitida
13
en reposo.
También se reconoce como un método importante para medir las distancias a las
galaxias. Se basa en la relación entre la distancia, el corrimiento al rojo espectral
observado de esa galaxia y algunos parámetros cosmológicos, evidenciado en [25] y
[26], la ventaja de este método es que el redshift z es fácil de medir y la principal
desventaja es que la correlación de z es solo aproximadamente verdadera para cual-
quier galaxia, es decir, solo proporcionará un valor aproximado para su distancia, es
importante tener en cuenta que el universo se está expandiendo y que cada modelo
cosmológico cuenta con parámetros espećıficos.Además, es clara la necesidad de realizar las correcciones en los espectros referen-
tes al corrimiento al rojo, necesarios para los cálculos presentados en este trabajo.
2.3. Formación y Evolución
El planteamiento base de la formación de galaxias se relaciona con ligeras va-
riaciones de densidad presentes en el universo temprano que han crecido bajo la
influencia de la gravedad. Mientras el universo se expande, la densidad media del
material cósmico disminuye. Es decir, la densidad promedio que es decreciente, per-
mite densificación de materia de tamaños considerable. Estos atrajeron la materia
de las regiones circundantes, aumentando aún más sectores en el universo que evo-
lucionaron tras la distribución uniforme de materia en el universo primitivo. Este
proceso, conocido como inestabilidad gravitacional, fue responsable de la producción
de regiones localizadas, en las que nubes de gas cósmico colapsaron a pesar de la ex-
pansión. Son estas nubes colapsadas las que se supone que son el origen de galaxias
y cúmulos de galaxias que nos rodean ahora.
En el interior de una galaxia, el material estelar y las estrellas se condensan hacia
el centro galáctico, producto de la conservación del momento angular, organizándo-
se sobre un plano que roda el bulbo central, aunque es posible encontrar estrellas
esparcidas dentro de un espacio esférico que lo envuelve todo, conocido como halo
galáctico. En el exterior, se propone una nube de materia oscura, responsable de la
14
dinámica de rotación de la galaxia y la estabilidad de esta.
2.4. Perfiles Espectrales
La forma más general de tipificar las galaxias esta definida por la radiación que
emiten. El análisis presentado en la década de 1940 por Carl Seyfert, donde descubre
galaxias con núcleos muy brillantes responsables de algunas ĺıneas de emisión en los
espectros, permitió diferenciar entre perfiles espectrales normales y activos, es decir,
galaxias normales y activas, de estos últimos se trata el capitulo [3], lo anterior es
notorio al comparar los espectros presentados en las figuras 2.2a y 2.2b.
Para las galaxias normales, esencialmente su espectro es la suma de la luminosidad
de las estrellas contenidas pertenecientes a la secuencia principal, y depende en el
tiempo de dos factores, la tasa de formación estelar y la evolución de la luminosidad
de las estrellas que se forman dentro de la galaxia.
Se supone que cuando se forman las estrellas, la distribución de sus masas sigue
un patrón que es similar para todas las galaxias. Aunque la distribución exacta de las
masas sigue siendo un tema de investigación, su forma aproximada y el resultado de
la formación y posterior emisión es bien conocida, por tanto, se observan espectros
donde es posible evidenciar que la luminosidad de estas galaxias es un espectro de
emisión de cuerpo negro con ĺıneas de absorción t́ıpicas de algunas estrellas como se
muestra en la figura 2.2a.
15
(a) Espectros de galaxias normales.
(b) Espectros de galaxias activas.
Figura 2.2: Espectros ópticos de galaxias de tipo normal y activa. Cursos de astrofi-
sica II Parte I. Recuperado de www.astro.ugto.mx/cursos.
16
Caṕıtulo 3
Galaxias Activas
Entre 1920 y 1940 se avanzó considerablemente en la compresión de los macro
sistemas que componen el universo, se desarrollaron observaciones que abrieron los
ĺımites puestos por un universo contenido únicamente en la v́ıa láctea y surgió la
noción de estructuras lejanas compuestas por estrellas, gas y polvo con su propio
centro y su propia dinámica, galaxias que estaban a millones o miles de millones
de kilómetros del planeta tierra. Incluso, las mejoras observacionales de la época
permitieron vislumbrar caracteŕısticas de estos objetos, a tal punto que fue posible
generar representaciones y diagramas con la intención de entenderlos y presentar a la
comunidad nuevas ideas procurando explicar el origen, la evolución y la permanencia
de estos cuerpos en el universo.
Sin embargo, las imágenes tomadas en esa época o incluso las obtenidas con los
equipos más modernos, presentan una dificultad para observar algunas galaxias con
caracteŕısticas particulares, generalmente exhiben una estructura de tipo espiral y
fuertes emisiones de enerǵıa en su núcleo, incluso mayor que el resto de la galaxia, lo
a que vista de un observador ingenuo puede ser un objeto puntual, realmente es una
galaxia con un núcleo activo, a esto tipo de galaxias se les llamó Galaxias Activas con
Núcleos de Galaxias Activas (AGN ), expresión que hace referencia a la existencia
de un fenómeno energético en la región central de la galaxia, donde la luminosidad
total no puede ser únicamente consecuencia de las estrellas y el medio interestelar
que la conforman. Los núcleos de las galaxias activas son tan luminosos que pueden
eclipsar la galaxia que acompañan.
17
Con un telescopio equipado para examinar espectros de galaxias, las galaxias
activas se destacan, muestran emisiones adicionales de radiación, y esto es evidente a
partir de los espectros observados, como en la figura 2.2b. Lo anterior fue descubierto
por Carl Seyfert en 1943, estructuras de un grupo de galaxias espirales con un núcleo
muy brillante, una gran intensidad en ondas de radio y rayos X y grandes anchos en
los perfiles de las lineas espectrales.
Las galaxias activas se encuentran en una variedad de tipos, Cuásares, Seyfert,
radio galaxias y Blazars, incluso hay subclases para cada una de ellas. Cada tipo de
estos se descubrió en investigaciones separadas y parećıan ser bastante diferentes, sin
embargo, tienen algunas generalidades espectrales. Se observa un pequeño porcentaje
de este tipo de galaxias comparado con la totalidad conocida. Es posible pensar
que cada galaxia se active durante el mismo pequeño porcentaje de su tiempo de
vida, pero también podŕıa significar que una pequeña porción de galaxias se activen
durante más tiempo, en este momento no hay una claridad real para cuestiones como
estas, [34].
Otro aspecto interesante es el objeto central supermasivo responsable del AGN.
Produce una luminosidad del orden de 1037W , genera un espectro de emisión de
enerǵıa térmica en las bandas1 UV/óptico y no térmica en el visible, rayos x y radio,
algunos poseen una zona de bastante actividad y variabilidad en su intensidad y
tiene una dinámica explosiva con emisión de chorros o Jets2 de enerǵıa. Se cree que el
objeto central es un agujero negro súper masivo, con un disco de acreción3 al rededor
en donde la enerǵıa gravitacional se transforma en radiación electromagnética, con
algunas caracteŕısticas que se presentan a continuación.
1El espectro electromagnético esta compuesto por rayos γ, rayos X, ultravioleta, visible, infrarro-
jo, microondas y ondas de radio, al referirse a una banda, se asocia una longitud especia asignada
a algún tipo de radiación.
2Hace referencia a los chorros de enerǵıa producto de la conservación angular.
3Proceso generado por la rotación de materia en torno a un objeto super masivo.
18
3.1. Caracteŕıstica Espectrales
En el anterior capitulo se trataron algunas generalidades de los espectros relacio-
nadas con la galaxias normales, en este caso, se presentan conceptos vinculados al
reconocimiento y tratamiento de las ĺıneas espectrales para los AGNs.
Vale recordar que las galaxias son estructuras a gran escala compuestas por estre-
llas, gas y polvo, los aportes al espectro de estos cuerpos están ligadas a la dinámica
de las estrellas, el gas y el polvo. Con el estudio de espectros de este tipo, como los
que se muestran en la figura 3.1, se puede obtener información relacionada con las
nubes de materia cercanas al objeto centra, el corrimiento al rojo, tasa de formación
estelar, masa del objeto central, entre otras varias caracteŕısticas.
Figura 3.1: Espectros ópticos de galaxias activas (2007). Cursos de astrofisicaII Parte
I. Recuperado de www.astro.ugto.mx/cursos
El espectro presentado en la figura 3.1 es óptico, en adelante se entenderá por
óptico a la banda UV/óptico, es decir, desde 400nm hasta 700nm lo que es equiva-
lente a 4000Å y 7000Å respectivamente, esta banda tiene una relevancia considerable
en el presente trabajo.
En una galaxia el gas es visible en forma de nubes calientes conocidas como
regiones HII4. Estas regiones se asocian generalmente a la formación de estrellas, por
4Esta compuesta por nubes, primordialmente de hidrogeno ionizado rodeadas de hidrogeno neu-
tro, con una alta temperatura y se caracterizan por presentar fuertes ĺıneas de emisión debido a un
proceso conocido como fotorecombinación.
19
lo que son comunes en galaxias irregulares y espirales. El espectro de una región HII
muestra algunas ĺıneas de emisión muy prominentes y la contribución a los espectros
en una galaxia activa es considerable, pues son muy brillantes.
Sin embargo, la banda óptica es sólo una parte del espectro. En el estudio de un
galaxia activa es necesario tener en cuenta todos los rangos de las longitud de onda
observadas, desde los rayos X hasta las ondas de radio, lo cual permite evidenciar
caracteŕısticas que posibilitan detectar el núcleo activo de la galaxia.
La naturaleza de la emisión de radiación en los AGNs proviene de una combina-
ción de procesos térmicos y no térmicos, la emisión térmica alude a la luz producida
por las part́ıculas que obedecen a la distribución de velocidad de Maxwell-Boltzman,
en donde es evidente una relación entre las longitudes de onda, la temperatura del
objeto y la distribución de enerǵıa. En cambio, en la emisión de enerǵıa no térmica,
la distribución de enerǵıa de las part́ıculas es semejante al espectro caracteŕıstico de
procesos sincrotrónicos 5 y de Compton inverso6.
Como se dijo anteriormente, estas galaxias emiten radiación sobre todo el espec-
tro electromagnético. La Distribución de Enerǵıa Espectral (SED, Spectral Energy
Distribution), que es la cantidad de enerǵıa emitida en diferentes regiones del es-
pectro, para galaxias normales se ajusta a perfiles de un cuerpo negro. Ahora, la
emisión del continuo en los AGNs cubre todas las regiones del espectro con fuertes
lineas de emisión detectadas en la región UV y óptica del espectro. Como se observa
en la figura 3.2 el SED de la galaxia activa es mucho más plano que el de la galaxia
normal, lo cual indica que se presenta bastante emisión en frecuencias de rayos X y
en onda de radio.
3.1.1. Radiación térmica
La radiación térmica se produce cuando los electrones en un átomo pasan de un
nivel excitado a uno de menor enerǵıa, liberando el exceso de enerǵıa en forma de
5La radiación sincrotrón es generadas por part́ıculas cargadas que se mueven en trayectorias
curvas a velocidades considerables respecto a la velocidad de la luz.
6Cuando un electrón choca con un fotón de forma que el electrón adquiera enerǵıa tras el choque,
si ésta enerǵıa es lo suficientemente grande se produce un fotón de con frecuencia de Rayos X.
20
Figura 3.2: Comparación de la Distribución de Enerǵıa Espectral para una galax́ıa
activa tipo Seyfert y una normal. An introduction to active galactic nuclei [28].
radiación. Los procesos de excitación se pueden generar desde dos mecanismos; la
excitación colisional producto del choque de una part́ıcula libre contra un átomo,
que le cede parte de su enerǵıa cinética a este, que al regresar a su estado base emite
un fotón; y la excitación radiativa que ocurre cuando un fotón es absorbido por el
átomo, la enerǵıa del fotón debeŕıa corresponder a la diferencia energética entre los
dos niveles orrbitales del átomo.
3.1.2. Radiación no térmica
La radiación no térmica se asocia con procesos altamente energéticos, en donde
los fotones no se generan producto del cambio de niveles de enerǵıa por parte de
los electrones. El primero depende de la interacción de part́ıculas cargadas con los
campos magnéticos, a este proceso se le conoce como radiación sincrotrón, se produce
cuando una part́ıcula cargada que se mueve a velocidades relativistas entra en un
campo magnético, esta experimenta una fuerza de Lorentz que la obliga a trazar
trayectorias helicoidales al rededor de las ĺıneas de campo, por lo tanto, las part́ıculas
se aceleran y producen radiación. El segundo se conoce como efecto Compton inverso
21
y se produce cuando un fotón choca contra un electrón, de lo anterior es posible
examinar dos resultados, cuando el electrón adquiere enerǵıa, cambia su trayectoria
y el fotón resultante tiene una enerǵıa menor que la inicial; y cuando el fotón aumenta
su frecuencia producto de una colisión con un electrón relativista.
3.2. Tipos de AGN
Es necesario conocer sobre las caracteŕısticas observacionales que diferencian las
principales clases de galaxias activas: Seyfert, Cuásares, radio galaxias y Blazares.
Esto permitirá establecer posteriores relaciones en los procesos f́ısicos y las propie-
dades de estas galaxias.
3.2.1. Galaxias Seyfert
Investigaciones presentan que las galaxias Seyfert tienen una morfoloǵıa de ti-
po espiral. Estas galaxias exhiben considerable emisión en el infrarrojo lejano, sin
embargo son las de menor luminosidad entre las galaxias activas.
Los espectros muestran que es posible clasificar en dos tipos estas galaxias en
función del ancho de algunas ĺıneas de emisión. Los Seyferts tipo 1, presentado en
la figura 3.3a, tienen como caracteŕıstica especial una composición, en gran parte,
por lineas prohibidas7 y angostas ([OIII ], [NII ] y [SII ]),mientras que ĺıneas mas
amplias, que son permitidas, tienen anchos considerables (HI, HeI y HeII ) y en
algunas parecen proceder de una región mas densa conocida como región de ĺıneas
anchas, tema que se explicara en secciones posteriores.
En cambio las Seyferts Tipo 2 solo muestran ĺıneas angostas prominentes, como
se muestra en la figura 3.3b. Las ĺıneas generales están ausentes o son muy débiles
en los espectros ópticos del tipo Seyfert 2. De hecho, Osterbrock en [23] encuentra
presencia de ĺıneas anchas débiles en galaxias activas tipo Seyfert 1 que hab́ıan sido
clasificadas como tipo Seyfert 2. Por lo tanto los tipos 1 y 2 se asocian como cotas
de una variedad de Seyfert caracterizados por las intensidades relativas de sus ĺıneas
7Producto de transiciones electronicas lentas en nubes de gases de muy baja densidad.
22
(a) Espectro óptico de una galaxia Sy1 (b) Espectro óptico de una galaxia Sy2
Figura 3.3: Espectros ópticos de galaxias Seyfert [24].
anchas y estrechas. En un Seyfert 1.5, se presentan ĺıneas angostas y anchas y las
seyfert 1.8 donde la componente ancha es muy débil.
3.2.2. Cuásares
Se encontró por primera vez un cuerpo de estos en observaciones realizadas por
Thomas Matthews y Allan Sandage en 1960, los Cúasares aparecieron de un conjunto
de objetos radio fuentes con longitudes de onda ópticas débiles, casi puntuales con
espectros de emisión óptica poco comunes. El nombre proviene de sus designaciones
alternativas de fuente de radio cuasiestelar (QSR, Quasi-Stellar Radio Source) u
objeto cuasiestelar (QSO, Quasi-Stellar Object), lo que significa que se asemejan a
las estrellas en su apariencia de punto, acuñado por primera vez en trabajos de H.
Chiu en 1964. Sus perfiles espectrales resaltan ĺıneas de emisión de hidrógeno y de
la serie Balmer, un ejemplo del espectro de estos objetos se presenta en la figura 3.4.
Los espectros de los cuásares permiten evidenciar excesos en ĺıneas de emisión
asociadas al infrarojo y las ondas de radio, aproximadamente el 10 % de estos objetos
son fuentes potentes de radio. Sin embargo, es posible discriminar fuentes de radio
23
pequeñas o grandes, radio calladas y radio ruidosas respectivamente.
Figura 3.4: Espectro t́ıpico de un Cúasar. (Woltjeret al., 1990)
Gracias a telescopios como el Telescopio Espacial Hublle (STH, Space Hubble
Telescope) es posible observar que muchos cúasares son fuentes de chorros o Jets
axiales de materia que es expulsada desde el núcleo.
Aunque es complejo el estudio del resto de la galaxia debido a su distancia,
algunos estudios parecen mostrar que no existe un vinculo explicito entre el AGN
tipo Cúasar y la morfoloǵıa de su galaxia huésped, se encuentran varias galaxias que
parecen ser eĺıpticas o espirales, aunque cúasares radio ruidosos son acompañadas
por galaxias eĺıpticas, mientras que los cuásares radio callados (QSO) parecen estar
presentes con galaxias eĺıpticas y espirales, este es tema de investigación hoy en d́ıa.
3.2.3. Radio galaxias
Las radio galaxias fueron encontradas en la década de 1940, aunque el estudio
inició a principios de 1950. Son las fuentes de luz de ondas de radio más común en
el universo y presentan lóbulos de emisión que sobresalen de la región central a unos
cuantos kpc8.
8El pársec (pc) es una unidad de distancia utilizada en astronomı́a, equivale a 3,2616 años luz.
kpc son mil parsecs
24
Figura 3.5: Reconstrucción imagen galaxia Cygnus A. X-ray: NASA/CXC/SAO ;Op-
tical: NASA/STScI; Radio: NSF/NRAO/AUI/VLA. Recupera de www.iac.es
Las imágenes tomadas por radio telescopios muestran dos lóbulos en cada lado
del núcleo compacto, semejantes a jets emitidos y alimentados por el objeto central,
estos son una caracteŕıstica especial de las radio galaxias y trazan el camino por
donde la radiación es expulsada, un ejemplo es la galaxia Cignus A, que se muestra
en la figura 3.5.
La sede de la actividad de estas galaxias es su núcleo activo, caracteŕıstica de
todos los AGN, su espectro resulta ser represetativo por la emisión en todas las
bandas con una variabilidad considerable.
3.2.4. Blazares
Este tipo de galaxia es reconocido como una clase distinta a cualquier otra es-
tructura en la década de 1970, son variables en escalas de tiempos cortas y todas sos
fuentes son radio ruidosas.
Se reconocen dos tipos dentro de esta clase. La primera considerada como BL
25
Lac, que se caracteriza por espectros donde las ĺıneas de emisión son supremamente
débiles. Se miden valores de corrimiento al rojo cercanos a cero, lo que implica que
son objetos cercanos. Cuando se observaron por primera vez fueron confundidos con
estrellas variables, sin embargo el estudio de sus perfiles espectrales aclaro que son
estructuras a gran escala. Se conocen pocos BL Lac y en la mayoŕıa de los casos la
galaxia es eĺıptica.
El otro tipo de Blazar se denomina Variable Óptimamente Violenta (OVV) son
similares a las anteriores pero se diferencian en que su espectro posee ĺıneas de
emisión pronunciadas y amplias.
3.3. La Región Central
La región central es el corazón de una galaxia activa, de hecho, el objeto com-
pacto9 que se encuentra en el centro junto con el material cercano a él, le otorga el
nombre de AGN. Como se ha mencionado antes, los AGN parecen ser puntos en las
imágenes ópticas, sin embargo, estas regiones son extremadamente dinámicas y se
presenta abundancia en procesos f́ısicos.
Los AGNs poseen un núcleo central súper masivo, que por efectos gravitacionales
atrae la materia haca él, lo que genera una gran cantidad de materia acumulada en
un disco de acreción en su entorno cercano, y como consecuencia una diferencia de
velocidades que produce un aumento sustancial de la temperatura, y por lo tanto
emisión de radiación, cabe resaltar que no solamente emisión térmica, también se
evidencian procesos no térmicos. Cuando se examina el entorno cercano al objeto
central supermasivo es notorio un aumento sustancial de la densidad de materia
junto con el aumento de la velocidad angular de part́ıculas relativistas, generando
procesos electromagnéticos de alta intensidad, aunque observaciones permiten inferir
que este material se encuentra relajado comparado con sistemas donde se producen
procesos similares o más energéticos. Resulta interesante enunciar que la relación
entre la conservación del momento angular en estos sistemas, junto con variables
9Hace referencia a objetos con masa de entre un millón a mil millones de masas solares. Un
agujero negro probablemente.
26
como la temperatura y la metalicidad10, dan cuenta de la morfoloǵıa de las galaxias.
Figura 3.6: Imagen de la galaxia NGC 1068 en primer plano, capturada por el Teles-
copio Espacial Hubble. La ilustración que aparece en el recuadro ampliado es uno de
los más oscurecidos que se conocen, ya que está rodeado de nubes extremadamente
densas de gas y polvo. NASA/JPL-Caltech. Recupera de www.iac.es.
También es posible relacionar la dinámica del gas y las estrellas cercanas al núcleo
con el tamaño y la masa del objeto central. Con respecto a la masa, que esta entre
106 y 108 masas solares, se presume que estaŕıa confinada a un espacio pequeño, lo
que implicaŕıa un alto valor para la densidad, produciendo, como se presentó ante-
riormente, un gran campo gravitacional. La consecuencia de lo anterior se traduce
en la dificultad para observar su centro, una representación de esto es la figura 3.6 ,
mientras la materia se encuentra en el disco de acreción emitiendo radiación a altas
temperaturas y en todas las longitudes de onda, es imposible contemplar el cuer-
po central, las aproximaciones a cantidades como éstas son el resultado del análisis
espectral de los discos de materia en procesos de acreción.
La masa se calcula asumiendo estabilidad en la fuente e istroṕıa. Para evitar la
10Presencia de átomos más pesados que He
27
desintegración de la región, la fuerza hacia afuera ejercida por la presión de radiación
y la fuerza hacia dentro ejercida por la gravedad deben estar equilibradas. Para la
fuerza producto de la radiación es necesario recordar que el flujo de enerǵıa f a una
distancia r esta dado por:
f =
L
4πr2
(3.1)
donde L es la luminosidad de la fuente. Ahora, la presión para un fotón de
momento E/c con enerǵıa hν viene dada por:
Prad =
F
A
(3.2)
donde F es la fuerza de radiación para un fotón sobre el área A, donde expresándo-
lo en función de la enerǵıa es:
Prad =
1
cA
dE
dt
(3.3)
en donde la derivada de la enerǵıa respecto al tiempo es la luminosidad, por lo
que la presión de radiación se escribe de la siguiente forma:
Prad =
L
4πr2c
(3.4)
y finalmente, la fuerza de radiación sobre un electrón, se obtiene multiplicando
la expresión anterior por la sección transversal de dispersión de Thomson11 para la
interacción con un fotón:
Frad = σe
L
4πr2c
(3.5)
La fuerza gravitacional actuando sobre un par electrón-protón (con masa me y
mp respectivamente) debida a un objeto central de masa M esta dada por:
11es la dispersión de la radiación electromagnética por una part́ıcula cargada, en este caso un
electrón, equivale a σe = 6,65x10
−25cm2 [28].
28
Fgrav = −
GM(me +mp)
r2
r̂ ≈ −GMmp
r2
r̂ (3.6)
donde G es la constante gravitacional y el vector radial apunta hacia adentro.
Retomando la consideración inicial de |Fgrav| ≤ |Fgrav| se tiene
σeL
4πr2c
≤ −GMmp
r2
L ≤ −4πGcMmp
σe
(3.7)
Esta última ecuación 3.7 se conoce como el limite de Eddington y se usa para
establecer la masa mı́nima del objeto central o masa de Eddington ME para una
fuente con luminosidad L.
Finalmente, al observar el espacio cercano al objeto central súper masivo, es
posible evidenciar una nube de polvo que lo recubre en forma de toro, tal como se
aprecia en la figura 3.6, zona importante en el estudio espectroscopio de los AGNs,
su descripción se presenta en la siguiente sección.
3.4. Ĺıneas de emisión
Al interpretar los espectros de los AGN en términos de la presencia, ausencia y
el ancho de las ĺıneas, se identifican caracteŕısticas que permiten inferir la existencia
o inexistencia de gas y polvo galáctico, lo que permite suponer unaestructura. Se
presentan dos tipos de regiones de emisión de ĺıneas conocidas como la región de
ĺıneas anchas (BLR) y la región de ĺıneas angostas (NLR). Aunque es imposible ver
la configuración en gran detalle, es viable relacionar caracteŕısticas de composición,
densida y velocidades para estas zonas.
Para identificar cada región es posible pensar en la naturaleza de la interacción
entre la materia contenida y la radiación, puesto que si las nubes son iluminadas por
rayos X y ondas de radio, se genera una absorción de esta enerǵıa que se traduce en
29
emisión con caracteŕısticas de los gases que componen la región.
La pregunta clave en esta sección es ¿qué pasa con las ĺıneas espectrales y qué es
el responsable de generarlas?
3.4.1. Región de ĺıneas Anchas
Al observar el espectro las ĺıneas de emisión surgen de zonas con temperaturas
del orden de 104K y con velocidades t́ıpicas entre 1000km.s−1 y 25000km.s−1, lo
que empodera la afirmación de la cercańıa de esta región al núcleo, la BLR rodea al
motor central con un tamaño del orden de 1014m [24].
Otra lectura posible de los espectros que permiten caracterizar esta región es que
la fuente de enerǵıa de las ĺıneas asociadas al BLR son producto de la fotoionización
y la recombinación asociada a los grandes valores de la densidad (ne ∼ 1011cm−3).
La dinámica del BLR es un campo de investigación, por su cercańıa al objeto
central y su densidad no se ha podido resolver, sin embargo el estudio de esta re-
gión destaca información sobre la naturaleza de motor del AGN y permite estimar
parámetros relevantes sobre estos cuerpos.
3.4.2. Región de ĺıneas Angostas
La NLR es la zona más lejana del ANG, donde las velocidades orbitales y la
densidad es baja (ne ∼ 103cm−3), es la región mas apartada del motor central
(100pc − 1kpc) donde la radiación ionizante aun tiene mayór dominio que la es-
telar. Esta distancia al núcleo hace que la NLR sea una región que se pueda resolver
con telescopios muy potentes.
La baja densidad de materia en esta nube produce que las ĺıneas de emisión sean
generadas en mayor medida por procesos de desexcitación radiativa, lo que permite
observar muchas ĺıneas prohibidas en el espectro asociado a la NLR, además de
presentar poca variabilidad por ser una región tan dispersa. Entre las ĺıneas mas
comunes y prominentes de las NLR están CIII, CIV, MgII, [N eIII], HeII , Hβ, Hα,
[OI] y [OIII].
30
La NLR no tiene un ĺımite evidente, sin embargo, en algunas imágenes tomadas
por el HST se observa que el gas y el polvo se ilumina a varios kiloparsecs, lo que
permite estimar el tamaño de esta zona en hasta aproximadamente 100kpc, esta
región se conoce como una zona extendida de ĺıneas angostas.
3.5. Modelo Unificado de un Núcleo activo de
galaxia
Con las herramientas conceptuales presentadas en las secciones anteriores es po-
sible construir la idea de modelo unificado para los AGNs, que trata de correlacionar
un mı́nimo de parámetros de estos objetos para dar cuenta de las observaciones
realizadas.
Figura 3.7: Esquema del modelo unificado. NASA. Recuperado de www.heasarc/
gsfc/nasa.gov.
Es posible precisar un AGN como un objeto central súper masivo con un disco
de acreción a su al rededor, estructuras de gas y polvo como se observa en la figura
3.7, una mas cercana y densa que la otra, incluso es posible asociar chorros o Jets de
31
enerǵıa en frecuencias de rayos x y ondas de radio. Se han hecho varios intentos de
generar modelos coherentes para estos fenómenos, dos de ellos se destacan, el modelo
fuerte y el débil.
El modelo unificado débil enuncia que todos los AGNs son esencialmente los mis-
mos, pero difieren básicamente en la luminosidad del objeto central, que se relaciona
con la masa del motor del núcleo y la tasa de acreción de la materia cercana. El mode-
lo unificado fuerte relaciona como único parámetro de la luminosidad la orientación
desde donde se visualiza el AGN, como se observa en la figura 3.8.
Figura 3.8: Esquema del modelo unificado fuerte. Astrophysical origins of ultrahigh
energy cosmic rays. Reports on Progress in Physics [36].
32
Caṕıtulo 4
El Campo Magnético del Núcleo
de una Galaxia Activa
Existen varias hipotesis que intentan aproximarse a la f́ısica de los procesos re-
lacionados con la presencia de un campo magnético en los AGNs, ya que fenómenos
presentes en todo el espectro de observación muestran un vinculo entre la dinámica
del material cercano y la interacción con campos electromagnéticos. Es necesario
comentar que los acercamientos de los modelos presentados son aproximados y que
hoy son temas de debate entre la comunidad cient́ıfica.
Los mecanismos de extracción de enerǵıa del objeto central supermasivo se supo-
nen como la causa de la actividad energética en los AGNs como expresan Livio et al.
en [18], también, junto con la fuerza gravitacional, las interacciones electromagnéti-
cas regionales y globales son responsables de la estructura y actividad de la región
cercana a este objeto. La pregunta entonces es ¿cúales son los metodos de extracción
de enerǵıa del objeto central supermasivo y del disco de acreación?
Precisando la pregunta planteada anteriormente a procesos puramente electro-
magnéticos, se considera que los mecanismos por los cuales un campo magnético
puede extraer enerǵıa del agujero o el disco son en forma de flujo de Poynting o en
forma de un viento material impulsado magnéticamente. Es notorio que al abordar
estos fenómenos resultará un modelo que intenta dar cuenta de la naturaleza del
campo magnético. De lo anterior surgen temas necesarios para el planteamiento de
33
los mecanismos que se presentarán a continuación.
4.1. Disco de acreción
Aunque es complicado alcanzar un modelo detallado del disco de acreción alre-
dedor de un agujero negro supermasivo debido a los altos valores de luminosidad
involucrados con la estructura del disco (1046erg.s−1), se reconocen vaŕıas explica-
ciones para las estructuras posibles. Cuando la densidad es pequeña para generar un
enfriamiento eficiente, la enerǵıa es generada por la viscosidad del disco, por lo que
aumenta su tamaño y forma un toroide compuesto por part́ıculas cargadas que sopor-
tan la presión de iones calientes. Cuando la presión de radiación generada equilibra
la fuerza gravitacional, los fotones soportan la materia en un toroide inflado. Otra
estructura posible es la de un disco delgado definido por una altura h a cualquier
distancia radial [7].
Existe una circunstancia que supone el disco seccionado en tres regiones. 1) Den-
tro del radio cercano la presión de radiación supera la presión del gas, por lo que
produce un disco grueso con altas temperaturas. 2) Luego se presenta un disco del-
gado soportado por la presión del gas, esta parte aumenta su espesor mientras se
aleja del objeto central. 3) Es posible que la parte exterior del disco sea radiada por
la región, lo que origina vientos que fluyen hacia afuera desde el disco. Un esquema
de esto se presenta en la figura 4.1
4.2. El magnetismo de la región central
En [3] Blandford y Znajek demostraron que la enerǵıa y el momento angular de
un agujero negro de Kerr puedes ser extráıdos por un campo magnético generado
externamente. En [19] suponen que el disco de acreción esta magnetizado y afirman
que este campo es del orden de 104G, consecuencia de la alta cantidad de flujo
magnético cerca al horizonte de eventos, lo cual implica que la singularidad esta
cubierta por lineas de este campo provocadas por las corrientes externas sobre el
34
Figura 4.1: Esquema de la estructura de un disco de acrección [7].
disco, un esquema general se presenta en la figura (4.2). Otro supuesto es que los
extremos de las ĺıneas de campo que bordean el agujero están atados en algún lugar
a una gran distancia en un medio con velocidad angular cero.
Figura 4.2:Esquema de un disco de acreción orbitando un agujero nuegro y su campo
magnético [7].
Un caso diferente se presenta cuando las ĺıneas de campo están atadas en el disco,
la totalidad de la enerǵıa no puede ser extráıda solo por los flujos de Poynting, ya
que una fracción se utiliza para girar el material en el disco al otro extremo de las
ĺınea de campo. También es posible evaluar el caso en el que el agujero esta siendo
atravesado por las ĺıneas de campo abiertas producidas por el disco, que dan lugar
35
a vientos magnetizados, y ĺıneas de campo cerradas y unidas en el interior del disco
que transfieren momento angular al mismo y posteriormente al agujero.
Efecto Blandford - Znajek
Para la deducción del efecto se replica un experimento mental propuesto en [2]. Si
un agujero negro interactúa con un campo eléctrico uniforme ¿cómo se ven afectadas
las ĺıneas? La solución relativista de las ecuaciones de Maxwell en una métrica de
Schwarzschild responde esta duda, se encuentra que el horizonte de eventos del agu-
jero se convierte en una superficie equipotencial, las ĺıneas del campo eléctrico cruzan
el horizonte normalmente, lo que implica que este se comporta como un conductor
eléctrico, ver figura (4.3).
Figura 4.3: Agujero negro en un campo eléctrico uniforme [2].
Ahora, si el agujero negro se encuentra cubierto por una nube de plasma magne-
tizada, los campos electromagnéticos vaŕıan y decaen al rededor del horizonte, lo que
implica que no es un conductor perfecto y que tiene resistencia efectiva a la corriente
eléctrica, ver figura (4.4).
También es posible considerar un agujero sin velocidad angular interactuando con
un campo magnético uniforme y conectado a una bateŕıa para que exista corriente
entre los polos y el ecuador, si el voltaje de la bateŕıa es V y si la resistencia interna
36
Figura 4.4: Agujero negro redeado por una nube de plasma [2].
pude ignorarse , entonces la corriente cumplirá una relación óhmica V ∼ V/Rh,
donde Rh es la resistencia eléctrica del horizonte. La corriente debe cruzar las ĺıneas
de campo magnético y generaŕıa una fuerza de Lorentz junto con un par de torsión
sobre el agujero negro, haciendo girar al objeto, ver figura (4.5).
Figura 4.5: Agujero de Schwarzschild, e un campo magnético, comienza a rotar por
efectos de la corriente electrica [2].
37
Con las consideraciones anteriores el agujero negro actúa como una gran ba-
teŕıa de resistencia de 30Ω, como muestra [41]. Esta resistencia tiene consecuencias
astrof́ısicas. El agujero genera una diferencia de potencial (que proviene de su rota-
ción) que impulsa una corriente al rededor de un circuito, parte de ella se disipa por
efectos de la resistencia del agujero. Suponiendo la taza máxima de extracción de
enerǵıa y un agujero con velocidad angular alta, con φ como el flujo magnético sobre
la magnetosfera cercana al horizonte y B como la magnitud del campo magnético
poloidal, entonces
V ∼ φ ∝ B (4.1)
De donde se obtiene la potencia generada por el mecanismo Blandford-Znajek,
que se expresa de forma aproximada como
P ≈ B2R2Sc (4.2)
38
Caṕıtulo 5
Análisis de los espectros y
Resultados
Comprender la dinámica de las regiones centrales en los AGNs es el interés,
por lo que resulta necesario utilizar cada herramienta posible para cumplir con este
objetivo. En esencia, varios de los fenómenos y las interacciones son mensurables de
alguna forma, y las que no, pueden obtenerse desde expresiones que relacionan estas
bases observacionales con planteamientos teóricos que dan cuenta de la naturaleza
f́ısica de los sucesos, incluso en estructuras muy distantes.
El análisis que se presenta a continuación muestra el proceso para la obtención
de estas magnitudes tomado como base espectros en la banda UV/óptico de AGNs.
5.1. La muestra
Los espectros seleccionados hacen parte de la muestra observada por Storchi-
Bergmann, presentada en [35], que contiene 99 espectros reducidos1 de galaxias donde
cada uno esta compuesto por dos segmentos obtenidos por el IEU2 en un rango UV
1Corregidos con los parámetros estándar de fotometŕıa y con las caracteŕısticas de los instru-
mentos empleados en la toma de los espectros.
2International Ultraviolet Explorer, es un satélite dedicado al estudio de radiación ultravioleta.
39
entre (1200Å − 3300Å) con cámaras de SWS3 y LWS4, combinados con espectros
ópticos tomados en tierra producto de dos observatorios diferentes, en la tabla 5.1
se encuentran los telescopios, los rangos espectrales y las resoluciones instrumentales
de cada uno
Cuadro 5.1: Caracteŕısticas de los epectrógrafos
Telescopio Rando espectral (Å) Resolución (Å)
CTIO 1 m 3200-6400 8
CTIO 1,5 m 6400-8200 5.5
KPNO 0.9 m 3200-5500 10
KPNO 0.9 m 5000-7500 10
Para este trabajo la premisa de AGNs cercanos define la restricción de la muestra
para el tratamiento y el análisis. Además, del perfil de la ĺınea Hα se obtendrán todos
los parámetros necesarios para los cálculos de la magnitud del campo magnético
en el AGN, por lo que resulta necesaria la prominencia de esta ĺınea. Luego de la
indagación detallada se obtiene la muestra de los cinco espectros reducidos de la base
de datos presentada anteriormente (ver apéndice C).
5.2. Identificación de las caracteŕısticas del
espectro
Los espectros de la muestra se encuentran en formato ∗.f its, pueden ser desple-
gados por la terminal gráfica de IRAF5. Este programa reúne paquetes diseñados
para la reducción y tratamiento de imágenes astronómicas en arreglos de ṕıxeles, En
la actualidad es una herramienta fundamental para el tratamiento de espectros en
todo el mundo.
3Cámara de longitud de onda corta, cubriendo el rango espectral entre (1150Å − 2000Å a 5Å)
de resolución espectral.
4Cámara de onda larga, cubriendo el rango espectral entre (1900Å − 3300Å) en 8Å resolución
espectral.
5Image Reduction and Analysis Facility por sus siglas en ingles, es un software libre, distribuido
por National Optical Astronomy Observatories (NOAO). Se utilizó la versión 2.14.1 SPS. Disponible
en http://iraf.noao.edu/
40
Teniendo en cuenta que en la región próxima al objeto central de los AGNs se
presentan procesos de desexitación colisional y recombinación producto de los altos
valores de densidad, es posible encontrar sobre la banda UV/óptico ĺıneas carac-
teŕısticas, que para este caso es la primera ĺınea de Balmer (Hα) (apéndice B),
resultado de la transición de n = 3 a n = 2 (donde n es el número cuántico principal
referente al nivel de enerǵıa del electrón), que corresponde a una longitud de onda
calculada por la ecuación de Rydberg
λ = RH
(
1
n2f
− 1
n2i
)
(5.1)
donde RH es la constante de Rydberg para el hidrógeno. El resultado es de 6563Å.
Como la muestra corresponde a galaxias cercanas, el corrimiento al rojo debe
tomar un valor pequeño, por lo que esta ĺınea de emisión debe estar muy cerca del
valor esperado. En base a esto, se observó el rango de longitud de onda en la que
se encontraban los espectros ubicando las fuertes ĺıneas de emisión y se procedió a
ubicar esta ĺınea.
Con la ĺınea de emisión Hα identificada, siguió el reconocimiento de las demás
ĺıneas más prominentes, en las que destacaron, Hβλ4861, [OII]λ3727, el triplete
de oxigeno [OIII]λ4363, λ4959, λ5007 y el doblete de nitrógeno [NII]λ6548, λ6583.
Para el cálculo del corrimiento al rojo, también se tomaron como referencia las ĺıneas
Hβ, el doblete [NII] y el triplete [OIII] por su intensidad, puesto que la producción
depende de fenómenos f́ısicos considerablemente probables en estas regiones.
5.2.1. Corrimiento al rojo
Con las ĺıneas identificas en cada espectro de la muestra es posible calcular el
corrimiento al rojo, la expresión que se utiliza es la ecuación 2.2 y posteriormente
corregir este efecto.
Para realizar este proceso es necesario desplegar los espectros desde la terminalde IRAF, hacer un acercamiento a la ĺınea de emisión identificada, posteriormente
41
ubicar el cursor sobre el punto más alto de la curva y oprimir la barra espaciadora.
En la parte inferior izquierda aparece el punto sobre el eje x en donde el cursor esta
ubicado, es decir, el valor de la longitud de onda de la ĺınea. Este procedimiento se
repite en cada ĺınea de emisión identificada en todos los espectro de la muestra.
Si bien es posible calcular el corrimiento al rojo con una sola ĺınea, tener en cuenta
varias de estas permite obtener un valor más exacto. Los valores para las longitudes
de onda observadas y el corrimiento al rojo se presentan en la tabla 5.2.
Cuadro 5.2: Redshift de los AGNs seleccionados.
Galaxia [OIII] Hβ [OIII] [OIII] [NII] Hα [NII] z
λ4363 λ4861 λ4959 λ5007 λ6548 λ4861) λ6583
(Å) (Å) (Å) (Å) (Å) (Å) (Å)
NGC1614 ... 4940,3 5039,9 5088,1 ... 6664,4 6684,5 0,0159
NGC3256 4384,3 4910,2 ... 5058,5 ... 6620,6 6640,9 0,0086
NGC4194 ... 4901,9 5000,2 5049,2 ... 6620,3 6641,0 0,0085
NGC7673 4400,0 4926,1 5025,4 5073,5 ... 6639,7 6661,9 0,0120
NGC7714 4381,8 4907,8 5007,4 5055,3 6610,7 6624,0 6645,4 0,0088
Luego de calcular el corrimiento al rojo, la corrección de los espectros se hace en
IRAF utilizando el paquete dopcor contenido en la libreŕıa noao>onedspec. Al correr
este paquete se ingresa el archivo del espectro por corregir (ejemplo: nombre.fits), el
nombre del fichero de salida con la corrección realizada (ejemplo: znombre.fits) y el
valor de z. Los espectros corregidos se presentan en la figura 5.1.
5.2.2. Flujo de la ĺınea Hα
Cuando los espectros de la muestra ya están corregidos, se procede a la medición
del flujo de la ĺınea Hα, utilizando el interfase gráfico de IRAF. Es necesario realizar
un acercamiento sobre la ĺınea ya ubicada en 6563(Å), luego se ubica el puntero sobre
los extremos ascendente y descendente de la ĺınea y con el comando correspondiente
para una aproximación gaussiana se determinar el área bajo la curva, como se pre-
senta en la figura 5.2, de donde se obtiene un valor aproximado pare el flujo de esta
42
ĺınea de emisión.
5.2.3. La luminosidad de la ĺınea Hα
Como se ha mencionado anteriormente, la potencia total emitida en Hα brinda
información sobre la dinámica de interacción en la región central de los AGNs, puesto
que es una manifestación de los eventos de recombinación entre los protones y elec-
trones, junto con procesos de desexitación colisional. También es posible considerar
la alta probabilidad de ocurrencia en la transición que se refleja en la presencia de
la ĺınea de emisión en el espectro de una galaxia activa.
La luminosidad de una galaxia se ha estudiado descomponiendo la potencia total
emitida en diferentes regiones del espectro, construyendo métodos basados en ajuste
para cada banda, compilando valores para esta magnitud de muchas galaxias obser-
vables. Se consideró determinar la luminosidad utilizando la expresión propuesta por
Misselt et al. en [21]
logLHα = 0, 4
A(Hα)
A(V )
RvE(B − V )tot + logF (Hα) + 2log[z(z + 1)] + 57, 28 (5.2)
donde A(Hα) es la extinción interestelar de la ĺınea Hα, A(V ) es la extinción
interestelar en la banda visible, Rv = 3,1 es la razón de absorción total con valor
constante [6] y E(B − V )tot el exceso de color.
La obtención de los parámetros y los cálculos relacionados con las extinciones
y el exceso de color se realizan con el operador online NASA IPAC Extragalactic
Database6, base de datos que contiene información sobre una larga lista de objetos
extra galácticos y que además cuenta con herramientas para cálculos astrof́ısicos.
Extinción en el visible y exceso de color
6The NASA/IPAC Extragalactic Database (NED) es operado por el el Jet Propulsion Labora-
tory, en CalTech, bajo contrato con National Aeronautics and Space Administration (NASA). Esta
localizada en http://ned.ipac.caltech.edu/
43
El polvo interestelar que rodea a las galaxias es responsable de la absorción y la
dispersión de la radiación emitida por estas estructuras. Los procesos de absorción
se conocen como extinción, para este caso en el rango visible del espectro, y se le
nota como la magnitud A(v). Como la radiación visible es compuesta, no toda viaja
con la misma frecuencia, la interacción con este material es diferente; se presenta un
exceso de color a longitudes mayores, puesto que la luz azul dispersada en mayor
cantidad con respecto a la luz roja, a este proceso se le conoce como exceso de color
E(B − V ).
De los aportes de muchas observaciones se creó una base de datos que proporciona
el enrojecimiento de polvo galáctico, la intensidad correspondiente y la temperatura
del polvo, junto con estad́ısticas para cada uno de ellos. disponible en http://irsa.
ipac.caltech.edu/applications/DUST/.
Calculo de la extinción en Hα
Con los datos obtenidos anteriormente se utiliza la segunda herramienta disponi-
ble en http://www.dougwelch.org/Acurve.html, donde se ingresan los valores de
la extinción en el visible y la longitud onda en la que se desea evaluar la extinción,
en este caso es la longitud que corresponde a la ĺınea Hα que esta en 0,653nm, junto
con el coeficiente de la absorción total en el visible Rv.
Los valores para la luminosidad calculados desde la expresión 5.3 de la ĺınea Hα
se presentan en la tabla 5.3
Cuadro 5.3: Luminosidad de la ĺınea Hα de los AGNs seleccionados.
Galaxia A(v) A(Hα) E(B − V ) F (Hα) z L(Hα)
(erg.s−1.cm−2) (erg.s−1)
NGC1614 0,4111 0,3361 0,1321 5,60x10−13 0,0159 3,80x1041
NGC3256 0,3249 0,2656 0,1053 1,88x10−12 0,0086 3,42x1041
NGC4194 0,0416 0,0340 0,0135 1,27x10−12 0,0085 1,85x1041
NGC7673 0,1162 0,0950 0,0372 7,03x10−13 0,0120 2,17x1041
NGC7714 0,1396 0,1141 0,0451 1,47x10−12 0,0088 2,46x1041
44
http://irsa.ipac.caltech.edu/applications/DUST/
http://irsa.ipac.caltech.edu/applications/DUST/
http://www.dougwelch.org/Acurve.html
5.2.4. Radio de Schwarzschild
Cuando se supone el mecanismo Blandford - Znajek (BZ) como una forma de
extracción de enerǵıa del objeto central, se asume que este es un agujero negro
de Kerr, con un tamaño, masa y momento angular como caracteŕısticas. La forma
reducida para el método BZ, presentada en la ecuación 5.5, impone como condición
conocer el tamaño del agujero RS, que esta dado por:
RS =
2GM
c2
(5.3)
donde G = 6, 674x10−13N.m2.kg−2 es la constante de gravitación universal y
c = 3x108m.s−1. Esta expresión es función de la masa del agujero negro, por tanto
implica saber esta cantidad.
Estimación de la masa del objeto central
Se han construido varias formas para determinar la masa del agujero negro MBH
en el AGN [30], [38], [22], [10], pero como se mencionó anteriormente, los espectro
de las galaxias pueden ser utilizados para estimar las caracteŕısticas f́ısicas de las
estructuras de los AGNs, por lo tanto, se utiliza una expresión emṕırica para MBH
construida con el análisis de mapeo de reberveración y la ĺınea Hα de una gran
muestra de diferentes tipos de AGNs, Greene y Ho en [9] derivó una relación entre
la masa del agujero negro y la luminosidad de la ĺınea Hα, dada por:
MBH = (1, 3± 0, 3)x106
(
LHα
1042ergs−1
)0,57±0,06(
FWHM(Hα)
103kms−1
)2,06±0,06
M� (5.4)
donde el FWHM(Hα)
7 se toma directamente de la ĺınea Hα en el interface
gráfico de IRAF.
Los valores para el radio de Schwarzschild calculados desde la expresión 5.3 de
7Full Width at Half Maximum (FWHM) es la medida del ancho del perfil de linea a la mitad
de su intensidad. Desde IRAF se encuentra en Å. FWHM(km.s−1) = FWHM(Å)λlinea c
45
los objetos centrales en los AGNs de la muestra se presentan en la tabla 5.4
Cuadro 5.4: Radio de Schwarzschild de los AGNs seleccionados.
Galaxia L(Hα) FWHM(Hα) MBH RS
(ergs−1) (kms−1) (M�) (km)
NGC1614 3,80x1041 447,96 0.143x106 4,25x105
NGC3256 3,42x1041 484,53 0,158x106 4,70x105
NGC4194 1,85x1041 457,10 0,099x106 2,93x105
NGC7673 2,17x1041 383,97 0,075x106