FANDOM


Plantilla:Copyedit Las galaxias Seyfert son galaxias, usualmente espirales, cuya región central es notablemente brillante, tanto que en muchos casos puede eclipsar al resto de la galaxia en sí. Son llamadas así en honor al astrónomo norteamericano Carl Seyfert quien en 1943 llamó la atención sobre algunas galaxias espirales cercanas cuyo núcleo muy brillante presenta líneas de emisión muy intensas, semejantes a las que exhiben las nebulosas planetarias, regiones H II y remanentes de supernovas pero con anchos de línea bastante notables. Se trata de una subclase dentro de las galaxias de núcleo activo.

Es conocido que la radiación electromagnética proveniente del núcleo de las galaxias Seyfert (tanto como el continuo como algunas líneas de emisión) varía con el tiempo. En ciertos casos varía en menos de un año, lo cual implica que la región de emisión debe tener menos de un año luz de tamaño. Simples cálculos astronómicos indican que la radiación proveniente del núcleo es del orden de 1-100 veces la luminosidad que emite una galaxia espiral de tamaño normal, por lo que no deja de ser asombroso que una región tan "pequeña", del orden de un año luz como se vio, genere la energía equivalente a la que emiten miles de millones de galaxias en un tamaño 100 mil veces mayor. El espectro del contino revela además que el origen de la radiación no es térmico, esto es, no es debido a una acumulación de estrellas. Además, el núcleo es brillante prácticamente en todo el rango espectral: desde los rayos gamma, pasando por rayos X, rayos ultravioleta, visible, infrarrojo y ondas de radio. Semejante cantidad de radiación en todo el espectro electromagnético en una región tan "pequeña" requiere un mecanismo increíblemente energético.

Las galaxias Seyfert se caracterizan por un núcleo muy brillante y por tener un espectro electromagnético donde las líneas de emisión de hidrógeno, helio, nitrógeno y oxígeno destacan por su brillo.

Se atribuye el notable ancho de las líneas de emisión a una distribución de velocidades relativamente grandes que debe tener el gas reponsable de la emisión. Si tenemos en cuenta el efecto Doppler, esto es, el desplazamiento de longitud de onda o de frecuencia de la radiación electromagnética debido a la velocidad de la fuente, se puede entonces deducir las velocidades a las que se encuentra el gas emisor. Estas nubes poseen velocidades entre 500 a 4000 km/s, y se creen originadas por un conjunto de nebulosas que están a cierta distancia de una fuente central de una fuente muy intensa de radiación electromagnética.

Cada nube (o conjunto de nubes) tiene una velocidad relativa diferente desde nuestra línea de visión, y cuanto más rápido gire el gas en torno al agujero negro, más ancha será la línea. Las líneas estrechas se creen originadas en el conjunto de nubes más externo donde la velocidad rotacional es menor, mientras las líneas anchas son originadas por nubes que están relativamente cerca de la fuente emisora.

Esta descripción es concordante con el hecho de que no se detecta variación en las líneas estrechas, lo que conlleva que la región de emisión que emite éstas están alejadas de la fuente central; en contraste, las líneas anchas son variables a escalas de tiempo cortas.

La región que emite las líneas delgadas es llamada NLR (narrow line region, región de líneas delgadas) y se cree que está conformada por un conjunto de nubes situadas entre 1 a 1000 pc de la fuente central de emisión. Su densidad es lo suficientemente baja como para producir, además de las tradicionales líneas de recombinación de hidrógeno y de helio, emisión de líneas prohibidas, esto es, emisión proveniente de ciertos átomos neutros o ionizados que en estados excitados pueden producir radiación electromagnética de muy baja probabilidad de emisión a causa precisamente de la baja densidad reinante allí.

La región que emite las líneas anchas es llamada BLR (broad line region, región de líneas anchas). Probablemente se ubique a unos 0.05 pc de la fuente central y su densidad es mayor que la de la NLR, lo suficiente como para no formar líneas prohibidas. Pero sí líneas de recombinación de hidrógeno y helio.

Las galaxias Seyfert se clasifican como de tipo 1 ó 2, dependiendo de si el espectro muestra líneas de emisión estrechas y anchas, o solamente estrechas. Las de tipo 1 muestran líneas de recombinación, tanto anchas como delgadas, sobrepuestas y líneas prohibidas delgadas; las de tipo 2 sólo muestran líneas delgadas tanto permitidas como prohibidas. Algunos autores han llegado a ampliar la clasificación dependiendo de las fuerzas relativas de las componentes estrechas o anchas (p.e. tipo 1,5 o Tipo 1,9).

El modelo elaborado en los últimos 40 años que explica esta fenomenología es el siguiente: existe en el centro de esas galaxias un agujero negro supermasivo, con masas del orden de 108-109 masas solares. A pocas unidades astronómicas se encuentra un disco de material gaseoso que está sometido a fuerzas viscosas con una enorme turbulencia y que debido a esto cae hacia el agujero negro. Esto conlleva a una notable pérdida de energía potencial gravitacional, la cual es enorme, teniendo en cuenta la enorme masa del cuerpo central. La pérdida de la energía potencial se traduce en una enorme liberación de energía radiante, principalmente en la región del ultravioleta y los rayos X. Esta región fuente se conoce como disco de acreción. La radiación proveniente de allí es tan intensa que hace perder electrones a los átomos que integran nubes que están en regiones ya bastante alejadas. Se dice entonces que la fuente es emisora de radiación fotoionizante. Las nubes se ionizan pero tarde o temprano el sistema entra en equilibrio: hay ionización, pero también el proceso inverso: recombinación. Estonces las nubes cercanas (BLR) como lejanas (NLR) se convierten ellas mismas en emisoaras de radiación. Para explicar porque hay unas galaxias de tipo 1 y otras de tipo 2 se introduce un elemento extra: la presencia de un material oscurecedor entre la NLR y la BLR en forma de toroide, conformado por polvo y gas molecular. Una galaxia es de tipo Seyfert 2 porque vista desde la Tierra posee una orientación tal que el toroide impide la observación de la BLR: sólo vemos líneas delgadas. Una galaxia es de tipo 1 porque al ser observada desde la Tierra su orientaciõn es tal que el toroide no impide la observación de la región más cercana al disco de acreción, esto es, a la BLR.

En algunas galaxias de Tipo 2, las componentes anchas de las líneas de recombinación pueden ser observadas en luz polarizada porque la luz es dispersada por un halo caliente y gaseoso que rodea al núcleo, permitiendo observarlas indirectamente. Este efecto fue descubierto en la NGC 1068, una Seyfert de Tipo 2.el:Γαλαξίες Σίφερτfi:Seyfertin galaksi fr:Galaxie de Seyfert hr:Seyfertova galaksija hu:Seyfert-galaxis it:Galassia di Seyfert ja:セイファート銀河 lb:Seyfertgalaxis lt:Seiferto galaktikaru:Сейфертовские галактики sk:Seyfertova galaxia sv:Seyfertgalax zh:西佛星系

¡Interferencia de bloqueo de anuncios detectada!


Wikia es un sitio libre de uso que hace dinero de la publicidad. Contamos con una experiencia modificada para los visitantes que utilizan el bloqueo de anuncios

Wikia no es accesible si se han hecho aún más modificaciones. Si se quita el bloqueador de anuncios personalizado, la página cargará como se esperaba.

También en FANDOM

Wiki al azar