Astronomía

Estructura del toro del núcleo galáctico activo

Estructura del toro del núcleo galáctico activo


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¿Cuánto sabemos sobre la estructura del toro que rodea al Núcleo Galáctico Activo (AGN)? ¿La forma está definida o todavía se especula? Y hay diferentes estructuras posibles para este toro, es decir, ¿varía de una galaxia a otra?


Esta pregunta se hizo hace aproximadamente 8 años, y durante 2 años hay un artículo de revisión sobre el que encontré que vale la pena mencionar y resumir. El manuscrito se llama Redefiniendo el toro: una visión unificadora de AGN en infrarrojo y sub mm y obra de Sebastian Florian Hönig. Aquí un extracto del resumen:

El advenimiento del IR de alta resolución angular y la interferometría sub-mm permite observaciones espacialmente resueltas del entorno a escala parsec de los núcleos galácticos activos (AGN), comúnmente conocido como el "toro". Mientras que las líneas moleculares muestran la presencia de discos grandes y masivos, las observaciones de IR parecen estar dominadas por un fuerte componente polar que ha sido interpretado.

El resultado principal parece ser la siguiente imagen esquemática (Fig.4 del manuscrito) del AGN, que es una superposición de varias observaciones:

  1. El anillo púrpura son observaciones en el infrarrojo cercano.
  2. El toro amarillo y las líneas discontinuas grises son de $ { rm H} _2 $ emisión.
  3. El cono marrón principal es del IR medio.
  4. El plano rojizo oscilante con las flechas rojas (sólidas) y las flechas púrpuras (punteadas) son observaciones sub-mm ($ { rm CO / HCN / HCO ^ +} $)
  5. Puntos verdes brillantes en el $ x $-ejes son $ { rm H_2 O} $ Emisiones de maser.

Sondando el toro de un núcleo galáctico activo

Un núcleo galáctico activo (AGN) corresponde al proceso de producción de energía prodigiosa por la caída de gas en un agujero negro supermasivo. En este trabajo, Carilli et al. presentan la primera imagen directa de lo que podría ser el toro grueso en el AGN del arquetipo de la poderosa radiogalaxia Cygnus A, utilizando el Jansky Very Large Array a 18-48 GHz, con una resolución de hasta 45 milisegundos de arco. Tal toro ha sido durante mucho tiempo un componente clave de los modelos AGN, pero las imágenes directas en las escalas físicas relevantes en fuentes de luminosidades extremas (parecidas a un cuásar), siguen siendo escasas. Una estructura alargada, perpendicular a los chorros de radio y centrada en el núcleo, está bien resuelta, con una longitud total de 0,48 segundos de arco (528 pc) y una anchura total de 0,26 segundos de arco (286 pc). El espectro de emisión de radio es coherente con una emisión libre libre ópticamente fina. Los autores presentan un modelo de juguete de un toro abocinado, con un ángulo de semiapertura para la región poloidal de 62 °. Los chorros de radio están orientados a lo largo de los polos. Las observaciones requieren una distribución de gas grumosa, con la emisión libre libre dominada por grumos con densidades ≥ 4000 cm −3.


Conocimiento

Usamos el Torpe modelos toroidales y un enfoque bayesiano para ajustar las distribuciones de energía espectral infrarroja y la espectroscopia de infrarrojo medio de alta resolución angular basada en tierra de 13 galaxias Seyfert cercanas. Esto nos permitió poner restricciones estrictas en los parámetros del modelo de toro, como el ángulo de visión I, el espesor radial del toro Y, el tamaño angular de la distribución de las nubes σtoro, y el número promedio de nubes a lo largo de los rayos ecuatoriales radiales norte0. Descubrimos que el ángulo de visión I no es el único parámetro que controla la clasificación de una galaxia en tipo 1 o tipo 2. En principio, los tipos 2 se pueden ver desde cualquier ángulo de visión. I siempre que haya una nube a lo largo de la línea de visión. Una cantidad más relevante para los medios grumosos es la probabilidad de que un fotón del núcleo galáctico activo (AGN) escape sin ser absorbido. En nuestra muestra, los tipos 1 tienen probabilidades de escape relativamente altas, PAGEsc

12% -44%, mientras que los tipos 2, como se esperaba, tienden a tener probabilidades de escape muy bajas. Nuestros ajustes también confirmaron que los toros de las galaxias Seyfert son compactos con radios de modelo toro en el rango de 1-6 pc. El escalado de los modelos a los datos también proporcionó las luminosidades bolométricas de AGN Lbol(AGN), que se encontraron en buen acuerdo con las estimaciones de la literatura. Cuando combinamos nuestra muestra de galaxias Seyfert con una muestra de cuásares PG de la literatura para abarcar un rango de Lbol(AGN)

10 43 -10 47 erg s -1, encontramos evidencia plausible del retroceso del toro. Es decir, hay una tendencia a que el factor de cobertura geométrica del toro sea menor (f2

0,1-0,3) con luminosidades AGN altas que con luminosidades AGN bajas (f2

<> 10 43-10 44 erg s -1). Esto se debe a que a bajas luminosidades de AGN, los toros parecen tener tamaños angulares más anchos (mayor σtoro) y más nubes a lo largo de los rayos ecuatoriales radiales. Sin embargo, no podemos descartar la posibilidad de que esto se deba a la contaminación por estructuras de polvo extendidas no asociadas con el toro polvoriento a bajas luminosidades de AGN, ya que la mayoría de estos en nuestra muestra están alojados en galaxias muy inclinadas.


Detección de Chandra de un toro circumnuclear

Una imagen en falso color de la región central de la galaxia activa NGC 5643 como se ve con la matriz milimétrica de ALMA. El disco en espiral se ve a la luz del gas molecular en rojo y el gas caliente que sale en azul-naranja. La emisión muestra un disco circumnuclear y un toro en el núcleo. Los astrónomos han utilizado el Observatorio de rayos X Chandra para obtener imágenes de la emisión de rayos X de la región nuclear y, junto con los resultados de ALMA, confirman que la estructura es el disco circumnuclear y el toro. Crédito: ESO / A. Alonso-Herrero et al. ALMA (ESO / NAOJ / NRAO)

La mayoría de las galaxias albergan agujeros negros supermasivos en sus núcleos, cada uno con millones o miles de millones de masas solares de material. Se cree que hay un toro de polvo y gas alrededor de los agujeros negros, y un disco de acreción que se calienta mucho cuando el material cae sobre él, calentando a su vez el toro y el gas y el polvo circumnuclear. Un núcleo galáctico tan activo (AGN) irradia a través del espectro, mientras que el polvo a menudo bloquea la vista de las regiones más internas. A menudo también se expulsan potentes chorros bipolares de partículas cargadas. La radiación del toro puede verse directamente en longitudes de onda infrarrojas y, cuando se dispersa de las partículas que se mueven rápidamente, en energías de rayos X.

Los núcleos galácticos activos (AGN) se encuentran entre los fenómenos más dramáticos e interesantes de la astronomía extragaláctica. Todos los modelos estándar de AGN predicen la presencia de un toro y un disco de acreción, pero los detalles de la región han sido difíciles de estudiar directamente porque se cree que el toro es relativamente pequeño, de solo cientos de años luz de tamaño. Sin embargo, la matriz milimétrica de ALMA ha permitido recientemente la detección de estructuras AGN cercanas en la emisión de líneas continuas y moleculares. NGC5643 es una galaxia espiral frontal que alberga un AGN y chorros bipolares. El año pasado, ALMA detectó una estructura alargada en su núcleo de unos ochenta años luz de diámetro (unos 200 años luz de emisión del componente de gas molecular más frío). Los científicos habían propuesto que la estructura era el toro de AGN esperado y el material molecular relacionado responsable del oscurecimiento del AGN y la colimación de los chorros.

Los astrónomos de CfA Pepi Fabbiano, Aneta Siemiginowska y Martin Elvis y un colega han utilizado el Observatorio de rayos X Chandra para obtener imágenes de la región y su toro en rayos X. Al observar la energía de una brillante línea de rayos X de hierro, el equipo encuentra una estructura de unos 200 años luz de extensión que coincide bastante bien con la estructura molecular. Parece ser grumoso, y esa característica junto con su tamaño y la densidad estimada de las observaciones de ALMA sugieren que es el disco circumnuclear. Este es el primer objeto para el que tanto Chandra como ALMA han identificado el toro crítico de mayor importancia es el hecho de que las dos observaciones abarcan el rango de rayos X a longitudes de onda milimétricas. Normalmente, estas bandas muy diferentes muestrean respectivamente material extremadamente caliente o extremadamente frío que surge de regiones muy diferentes, pero los AGN forman una vecindad muy compleja.


Título: Sobre la desaparición de un torus molecular frío alrededor del núcleo galáctico activo de baja luminosidad de NGC 1097

Usamos el Atacama Large Millimeter / Submillimeter Array para mapear el CO (3-2) y las emisiones continuas subyacentes alrededor del núcleo galáctico activo de baja luminosidad tipo 1 (luminosidad bolométrica LLAGN ≲10 ergio s) de NGC 1097 a una resolución de ∼10 pc. Estas observaciones revelaron una distribución detallada de gas frío dentro de un ~ 100 pc de este LLAGN. En contraste con la luminosa galaxia Seyfert NGC 1068, donde recientemente se reveló un toro molecular frío de ∼7 pc, falta un toro distintivamente denso y compacto en nuestro mapa de intensidad integrado de CO (3-2) de NGC 1097. Basado en el CO ( 3-2) flujo, la masa de gas del toro de NGC 1097 sería un factor de ≳2-3 menor que el encontrado para NGC 1068 usando el mismo CO-a-H factor de conversión, que implica una formación de estrellas nucleares menos activas y / o entradas en NGC 1097. Nuestro modelo dinámico del campo de velocidad del CO (3-2) implica que el gas molecular frío se concentra en una capa delgada en comparación con el gas caliente trazado por el 2.12 μm H emisión en y alrededor del toro. Además, sugerimos que NGC 1097 alberga un toro geométricamente más delgado que NGC 1068. Aunque el origen físico del grosor del toro sigue sin estar claro, nuestras observaciones apoyan más y más una predicción teórica de que los toros geométricamente gruesos con alta opacidad se volverán deficientes a medida que los AGN evolucionen a partir de Seyferts luminosos. a LLAGN. & laquo menos


La estructura de un núcleo galáctico activo

Una imagen del Hubble de la superluminosa galaxia fusionada Arp220. Los astrónomos han medido estructuras de solo cientos de años luz de tamaño alrededor de los dos agujeros negros supermasivos en la región nuclear, y también han evidenciado una salida.

Los núcleos de la mayoría de las galaxias albergan agujeros negros supermasivos que contienen de millones a miles de millones de masas solares de material. Los entornos inmediatos de estos agujeros negros incluyen típicamente un tori de polvo y gas y, a medida que el material cae hacia el agujero negro, el gas irradia copiosamente en todas las longitudes de onda. Aunque los modelos para estos núcleos galácticos activos (AGN) funcionan razonablemente bien, es difícil obtener evidencia directa de las estructuras internas de AGN porque están muy lejos y se cree que sus dimensiones son solo de decenas a cientos de años luz.

El astrónomo de CfA David Wilner y sus colegas utilizaron la instalación del telescopio milimétrico ALMA para estudiar el AGN más cercano, Arp 220, que se cree que es particularmente activo después de haberse fusionado recientemente con otra galaxia. Los dos núcleos que se fusionan están separados por unos 1200 años luz, y cada uno tiene un disco giratorio de gas molecular a unos pocos cientos de años luz de escala. La vigorosa formación de estrellas es evidente en la región, así como al menos un flujo de salida molecular inferido de las grandes velocidades observadas. Pero hay numerosos problemas estructurales sin resolver sobre estas regiones internas, incluida la forma en que el gas fluye hacia, desde y entre los dos núcleos en fusión y precisamente qué subregiones son responsables de las fuentes de luminosidad dominantes. Los astrónomos utilizaron estas observaciones milimétricas de alta resolución para abordar estas preguntas porque el polvo espeso, que bloquea gran parte de la vista en longitudes de onda más cortas, es relativamente transparente en estas bandas.

Los científicos pueden resolver la estructura de emisión continua de los dos núcleos individuales en sus componentes de polvo y gas caliente. Informan que cada núcleo tiene dos componentes concéntricos, los más grandes probablemente asociados con discos de explosión estelar activados de alguna manera por los agujeros negros, los más pequeños, de aproximadamente 60 años luz de tamaño, contribuyen hasta con el 50% de la luminosidad submilimétrica, casi el doble de la estimaciones previas. De hecho, solo uno de los núcleos tiene una luminosidad de aproximadamente tres billones de soles, mayor que la emisión total de otros AGN, sin mencionar el volumen relativamente pequeño que lo está produciendo. Los núcleos en Arp220 también parecen tener una tercera característica lineal extendida que podría representar el flujo de salida visto antes solo en los datos espectroscópicos (velocidad).

"Estructura resuelta de los núcleos Arp 220 a 3 mm", Kazushi Sakamoto, Susanne Aalto, Loreto Barcos-Muñoz, Francesco Costagliola, Aaron S. Evans, Nanase Harada, Sergio Martín, Martina Wiedner y David Wilner, ApJ 849, 14, 2017 .


Un nuevo método para distancias cósmicas: usando núcleos galácticos activos

Adam Riess, co-descubridor de la expansión acelerada del Universo debido a la energía oscura, visitó Harvard el año pasado, donde me contó una historia sobre su tiempo en la escuela de posgrado allí. Recordó haber escuchado una conferencia sobre la incertidumbre en la velocidad a la que el Universo se expande y pensar: "Ese problema nunca se resolverá". Veinte años después, conocemos la tasa de expansión local (llamada constante de Hubble, o H0) con una precisión de aproximadamente el 4%, y muchas técnicas independientes diferentes encuentran valores mutuamente consistentes. Sin embargo, medir la constante de Hubble sigue siendo uno de los problemas más importantes en cosmología porque está íntimamente conectado con el contenido del Universo. En particular, la Relatividad General significa que el contenido del Universo establece su tasa de expansión, por lo que la medición precisa de la tasa de expansión puede sondear la cantidad y evolución de diferentes componentes del Universo.

Por lo tanto, es emocionante cuando un método nuevo e independiente para medir la tasa de expansión (H0) se propone & # 8212y aún más emocionante cuando funciona. En el breve artículo que analizo hoy, los autores muestran que los retrasos de tiempo en la luz emitida desde centros galácticos distantes y violentamente variables ("núcleos galácticos activos", o AGN) pueden sondear H0 con una precisión similar a la del telescopio espacial Hubble & # 8212 y hasta aproximadamente el doble de la distancia.

La física detrás de esta técnica es maravillosamente simple. Un núcleo galáctico activo es un centro volátil, violento y caliente de una galaxia (¡nuestra propia galaxia no tiene uno!), Y destruye todo el material a su alrededor en algún radio. Por lo tanto, el polvo que lo rodea se ahueca en un toro (en forma de rosquilla). El polvo en el toro absorbe la luz del núcleo (UV) y la reemite en una longitud de onda diferente (infrarrojo cercano) y en un tiempo de retraso desde que el núcleo lo emitió. Entonces, si el núcleo varía en alguna escala de tiempo, la emisión de polvo del toro también lo hará, pero con un desplazamiento debido a la distancia del núcleo al toro. El retraso se debe simplemente al tiempo que tarda la luz en viajar desde el núcleo hasta el toro.

Geometría para el método de distancia de reverberación AGN. El núcleo galáctico activo (AGN) limpia el polvo cerca de él, creando un toro de polvo a su alrededor. Este toro re-emite luz que absorbe del AGN en un retardo de tiempo dado por la distancia d al toro sobre la velocidad de la luz c.

Ahora, la distancia al toro (D en el diagrama de arriba) se sabe que escala de manera muy simple con L 1/2 , L siendo la luminosidad intrínseca del núcleo. Entonces, el retraso de tiempo, que se puede medir comparando la emisión de polvo con la emisión del núcleo, nos dice la luminosidad. También podemos, de forma independiente, medir el flujo que recibimos del núcleo, que depende tanto de la distancia de nosotros al AGN como de la luminosidad del AGN. Si se conoce esto último, podemos inferir la distancia de nosotros al AGN. Los autores aplican este método simple para usar 17 galaxias para medir la tasa de expansión del Universo (H0) y encontrar una buena concordancia con otras mediciones actuales y barras de error razonablemente comparables. La belleza de este método, sin embargo, es que puede permitir mediciones de la tasa de expansión a distancias mucho mayores de nosotros que muchos otros métodos actuales, lo que a su vez abre un nuevo régimen para imponer restricciones al contenido de nuestro Universo. En particular, el método se puede utilizar en cuásares de alto corrimiento al rojo (estos objetos se han encontrado en corrimientos al rojo tan altos como z

7), mientras que los resultados del proyecto Hubble Key a continuación provienen de estrellas variables Cefeidas, que son demasiado débiles para ser detectadas a distancias cosmológicas. Las supernovas son otra forma de medir distancias cósmicas (y se han aplicado a distancias más altas (

10 Gpc) de lo que dice este artículo), pero simplemente no hay muchos con un alto corrimiento al rojo, en contraste con los cuásares, lo que significa que el método AGN potencialmente puede complementar bien las mediciones de distancia de supernovas.

Esto muestra las mediciones de la tasa de expansión de este método (rojo) en comparación con el proyecto Clave del Telescopio Espacial Hubble (verde). La trama tiene velocidad de recesión (velocidad que algo se aleja de nosotros) en el eje vertical y distancia en el eje horizontal. Tenga en cuenta que los puntos verde y rojo están bien ajustados por una línea recta, lo que significa que son consistentes entre sí, y que ambos tienen barras de error similares. Pero, los puntos rojos (del método AGN) están aproximadamente a tres veces la distancia de los puntos verdes (100 Mpc frente a 30 Mpc).


El VLTI de ESO & # 039 revela un toro de polvo alrededor del agujero negro en un núcleo galáctico

Los agujeros negros se tragan todo lo que se les acerca y son alimentados por el gas y el polvo de su entorno. Un equipo de investigación internacional dirigido por Gerd Weigelt del Instituto Max Planck de Radioastronomía en Bonn, Alemania, ahora ha centrado su atención en esta reserva de material. Usando interferometría del infrarrojo cercano, observaron la región interior de la galaxia NGC 3783, que contiene un agujero negro rodeado por un llamado "Dust Torus". Este toro aparentemente representa el depósito de material gaseoso y polvoriento que alimenta el Disco de Acreción de gas caliente y el agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia. Las observaciones se llevaron a cabo con el Interferómetro Very Large Telescope (VLTI) del European Southern Observatory (ESO).

Los procesos físicos extremos ocurren en las regiones más internas de los núcleos galácticos. Se descubrieron agujeros negros supermasivos en muchas galaxias. Las masas de estos agujeros negros son a menudo un millón de veces más grandes que la masa de nuestro sol. Estos agujeros negros centrales están rodeados por discos gaseosos calientes y brillantes, llamados "discos de acreción". La radiación emitida por estos discos de acreción es probablemente generada por material que cae. Para mantener la alta luminosidad del disco de acreción, se debe suministrar material fresco de forma permanente. Los toros de polvo que rodean los discos de acreción son probablemente el depósito del material que fluye a través del disco de acreción y finalmente alimenta el agujero negro en crecimiento.

Las observaciones de estos toros de polvo son un gran desafío ya que sus tamaños son muy pequeños. Un telescopio gigante con un diámetro de espejo de más de 100 metros podría proporcionar la resolución angular requerida, pero desafortunadamente los telescopios de este tamaño no estarán disponibles en un futuro cercano. Esto plantea la pregunta: ¿Existe un enfoque alternativo que proporcione la alta resolución requerida?

La solución es combinar simultáneamente la luz de dos o más telescopios, ya que estas imágenes de múltiples telescopios, que se denominan interferogramas, contienen información de alta resolución. En las observaciones informadas de NGC 3783, se utilizó el instrumento de interferometría AMBER para combinar la luz infrarroja de dos o tres telescopios del interferómetro del Very Large Telescope de ESO. Este método interferométrico puede lograr una resolución angular extrema que es proporcional a la distancia entre los telescopios. Dado que la mayor distancia entre los cuatro telescopios del VLTI es de 130 metros, se obtiene una resolución angular que es tan alta como la resolución teórica de un telescopio con un espejo de 130 metros de diámetro, una resolución que es 15 veces mayor que la resolución de uno de los telescopios VLTI, que tienen un diámetro de espejo de 8 metros.

"El VLTI de ESO nos brinda una oportunidad única para mejorar nuestra comprensión de los núcleos galácticos activos", dice Gerd Weigelt del Instituto Max Planck de Radioastronomía en Bonn. "Nos permite estudiar fascinantes procesos físicos con una resolución sin precedentes en una amplia gama de longitudes de onda infrarrojas. Esto es necesario para derivar las propiedades físicas de estas fuentes".

Makoto Kishimoto enfatiza: "Esperamos obtener información más detallada en los próximos años mediante observaciones adicionales en longitudes de onda más cortas, con líneas de base más largas y con una resolución espectral más alta. Lo más importante es que, en unos pocos años, estarán disponibles otros dos instrumentos VLTI interferométricos, que puede proporcionar información complementaria ".

Para resolver el núcleo de la galaxia activa NGC 3783, el equipo de investigación registró miles de interferogramas de dos y tres telescopios con el VLTI. Las distancias del telescopio estaban en el rango de 45 a 114 metros. La evaluación de estos interferogramas permitió al equipo derivar el radio del toro de polvo compacto en NGC 3783. Se midió un radio de toro angular muy pequeño de 0,74 milisegundos de arco, que corresponde a un radio de 0,52 años luz. Estas mediciones del radio del infrarrojo cercano, junto con las mediciones del infrarrojo medio obtenidas previamente, permitieron al equipo derivar importantes parámetros físicos del toro de NGC 3783.

"La alta resolución del VLTI también es importante para estudiar muchos otros tipos de objetos clave astrofísicos", dice Karl-Heinz Hofmann. "Está claro que la interferometría infrarroja revolucionará la astronomía infrarroja de forma similar a como la radio interferometría ha revolucionado la radioastronomía".


ALMA revela un toro molecular denso en rotación alrededor de un agujero negro supermasivo activo

La región central de la galaxia espiral M77. El telescopio espacial Hubble de NASA / ESA tomó imágenes de la distribución de estrellas. ALMA reveló la distribución de gas en el mismo centro de la galaxia. ALMA tomó imágenes de una estructura en forma de herradura con un radio de 700 años luz y un componente compacto central con un radio de 20 años luz. Este último es el toro gaseoso alrededor del AGN. El rojo indica la emisión de iones formilo (HCO +) y el verde indica la emisión de cianuro de hidrógeno. Crédito: ALMA (ESO / NAOJ / NRAO), Imanishi et al., Telescopio espacial Hubble de NASA / ESA y A. van der Hoeven.

Las observaciones de alta resolución con el Atacama Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA) obtuvieron imágenes de un toro de gas polvoriento en rotación alrededor de un agujero negro supermasivo activo. La existencia de tales estructuras giratorias en forma de rosquilla se sugirió por primera vez hace décadas, pero esta es la primera vez que se confirma con tanta claridad. Este es un paso importante para comprender la coevolución de los agujeros negros supermasivos y sus galaxias anfitrionas.

Casi todas las galaxias tienen monstruosos agujeros negros ocultos en sus centros. Los investigadores saben desde hace mucho tiempo que cuanto más masiva es la galaxia, más masivo es el agujero negro central. Esto suena razonable al principio, pero las galaxias anfitrionas son 10 mil millones de veces más grandes que los agujeros negros centrales, debería ser difícil que dos objetos de escalas tan diferentes se afecten directamente entre sí. Entonces, ¿cómo podría desarrollarse tal relación?

Con el objetivo de resolver este oscuro problema, un equipo de astrónomos utilizó la alta resolución de ALMA para observar el centro de la galaxia espiral M77. La región central de M77 es un & # 8220 núcleo galáctico activo & # 8221 o AGN, lo que significa que la materia está cayendo vigorosamente hacia el agujero negro supermasivo central y emitiendo una luz intensa. Los AGN pueden afectar fuertemente al entorno circundante, por lo que son objetos importantes para resolver el misterio de la coevolución de galaxias y agujeros negros.

Movimiento de gas alrededor del agujero negro supermasivo en el centro de M77. El gas que se mueve hacia nosotros se muestra en azul y el que se aleja está en rojo. La rotación del gas se centra alrededor del agujero negro. Crédito: ALMA (ESO / NAOJ / NRAO), Imanishi et al.

El equipo tomó imágenes del área alrededor del agujero negro supermasivo en M77 y resolvió una estructura gaseosa compacta con un radio de 20 años luz. Y los astrónomos descubrieron que la estructura compacta gira alrededor del agujero negro, como se esperaba.

& # 8220 Para interpretar varias características de observación de los AGN, los astrónomos han asumido estructuras giratorias de gas polvoriento en forma de rosquilla alrededor de agujeros negros supermasivos activos. Esto se llama el & # 8216modelo unificado & # 8217 de AGN, & # 8221 explicó Masatoshi Imanishi? (Observatorio Astronómico Nacional de Japón), autor principal de un artículo publicado en Astrophysical Journal Letters. & # 8220Sin embargo, la rosquilla gaseosa polvorienta es muy pequeña en apariencia. Con la alta resolución de ALMA, ahora podemos ver directamente la estructura. & # 8221

Muchos astrónomos han observado el centro de M77 antes, pero nunca se había visto tan claramente la rotación de la rosquilla de gas alrededor del agujero negro. Además de la resolución superior de ALMA, la selección de líneas de emisión molecular a observar fue clave para revelar la estructura. El equipo observó emisiones de microondas específicas de moléculas de cianuro de hidrógeno (HCN) e iones formilo (HCO +). Estas moléculas emiten microondas solo en gas denso, mientras que el monóxido de carbono (CO) observado con mayor frecuencia emite microondas en una variedad de condiciones. Se supone que el toro alrededor del AGN es muy denso, y la estrategia del equipo fue acertada.

Impresión artística del toro polvoriento gaseoso alrededor de un agujero negro supermasivo activo. ALMA reveló la rotación del toro con mucha claridad por primera vez. Crédito: ALMA (ESO / NAOJ / NRAO)

& # 8220 Observaciones anteriores han revelado la elongación este-oeste del toro gaseoso polvoriento. La dinámica revelada por nuestros datos de ALMA concuerda exactamente con la orientación de rotación esperada del toro, & # 8221, dijo Imanishi.

Curiosamente, la distribución de gas alrededor del agujero negro supermasivo es mucho más complicada de lo que sugiere un modelo unificado simple. El toro parece tener una asimetría y la rotación no solo sigue la gravedad del agujero negro, sino que también contiene un movimiento altamente aleatorio. Estos hechos podrían indicar que la AGN tuvo una historia violenta, posiblemente incluyendo una fusión con una pequeña galaxia. Sin embargo, la identificación del toro en rotación es un paso importante.

La Vía Láctea, donde vivimos, también tiene un agujero negro supermasivo en su centro. Sin embargo, este agujero negro se encuentra en un estado muy tranquilo. Solo una pequeña cantidad de gas se acumula sobre él. Por lo tanto, para investigar un AGN en detalle, los astrónomos deben observar los centros de galaxias distantes. M77 es uno de los AGN más cercanos y un objeto adecuado para observar el centro en detalle.

Publicación: Masatoshi Imanishi, et al., & # 8220ALMA revela un toro molecular denso rotatorio compacto no homogéneo en el núcleo NGC 1068, & # 8221 ApJL, 2018 doi: 10.3847 / 2041-8213 / aaa8df


Radiación cósmica

VI Partículas más allá del límite de GZK

Dado que no observamos el límite de GZK esperado, debemos buscar partículas que desafíen la interacción con el fondo de microondas o una distribución de la fuente que reduzca sustancialmente el tiempo de interacción con el fondo de microondas.

Aquí enfatizamos aquellos conceptos que pueden explicar los eventos más allá del límite de GZK. Estas propuestas no necesariamente explican también aquellas partículas por debajo del límite esperado.

Una distribución de la fuente que sigue un patrón cercano a la distribución real de galaxias en el universo cercano mejora en gran medida el flujo esperado de eventos cerca del límite de GZK y puede permitir una interpretación de los eventos observados dada una versión apropiadamente sesgada de la distribución de galaxias y una población fuente como una clase especial de galaxias.

Sin embargo, los datos también son compatibles con un espectro que sugiere un aumento más allá del límite de GZK esperado, y esto sugiere fuertemente una clase de evento totalmente diferente y nueva. Esto apoya una interpretación como resultado de la decadencia de las reliquias primordiales, con una energía de 10 24 eV. Tal desintegración produce una gran cantidad de neutrinos, fotones y solo el 3% de los protones en última instancia. Dado que estos protones comienzan con un espectro mucho más plano que los rayos cósmicos normales, y también tienen energías iniciales tan extremas, se puede entender la falta de un manguito GZK. Sin embargo, hay una fuerte predicción: la gran cantidad de fotones producidos produce una cascada que da lugar a una fuerte contribución al fondo de rayos gamma. Este fondo de rayos gamma se suma a todos los rayos gamma producidos por núcleos galácticos activos. No se ha resuelto finalmente si las observaciones excluyen esta opción debido a un fondo de rayos gamma excesivo o si el espectro real del fondo de rayos gamma lo respalda.

Hay una variante interesante de esta idea, y es considerar los neutrinos que provienen de grandes distancias en el universo e interactúan con los neutrinos reliquia locales (la población de neutrinos del Big Bang predicha por la teoría estándar del Big Bang, similar al fondo de microondas) . En tal teoría, la baja densidad de neutrinos reliquia puede ser un problema grave.

Obviamente, si pudiéramos comprender la distribución celeste de los eventos a estas energías extremas, entonces la opción de usar púlsares sería muy atractiva. Para partículas con una sola carga como protones, las anisotropías en las direcciones de llegada serían severas, pero para los núcleos de hierro esta restricción se aliviaría mucho. Por lo tanto, la opción de considerar púlsares implica una interpretación como partículas de hierro, inconsistente en la transición de rayos cósmicos galácticos a extragalácticos en aproximadamente 3 EeV, pero concebible en una posible transición de una población fuente a otra en el límite esperado de GZK.

Por otro lado, estas partículas podrían ser algo muy diferente, como se especula ocasionalmente, partículas sugeridas por algunas versiones de una extensión de la física de partículas que pueden no interactuar con el fondo de microondas y, sin embargo, interactuar en la atmósfera de manera muy similar a los protones. En este caso, podemos preguntarnos qué fuentes producen partículas tan extremas. La clase de radiogalaxias compactas tiene un potente chorro y puntos calientes que viven actualmente dentro de una gran cantidad de gas interestelar local, por lo que proporcionan tanto acelerador como descarga de haz, es decir, hacen un experimento de física de partículas en el cielo. Sin embargo, es cuestionable si algo detectable llega hasta nosotros.

Por último, se ha demostrado que los puntos calientes de las galaxias de radio pueden, de hecho, acelerar los protones a las energías requeridas. Aquí la dificultad es identificar la fuente más importante para los eventos en las energías más altas. Una idea, originalmente sugerida alrededor de 1960, ha sido considerar la cercana radio galaxia M87. Tiene varias ventajas y también desventajas: Primero, el principal problema con esta noción es que los eventos no muestran ningún agrupamiento en la dirección con la dirección a M87, que está en el cercano grupo de Virgo, por lo que se requiere dispersión magnética o flexión. . Por otro lado, M87 claramente puede acelerar los protones a las energías requeridas y, de hecho, se necesitan tales protones para explicar su espectro no térmico. Los campos magnéticos intergalácticos y también los campos de nuestro halo galáctico pueden doblar y tal vez incluso dispersar las órbitas de partículas cargadas con mucha energía. Estos campos magnéticos intergalácticos claramente juegan un papel clave aquí y no se han entendido completamente.

En conclusión, el origen de los eventos más allá del límite de GZK esperado sigue siendo un problema sin resolver en la física moderna de altas energías.


Ver el vídeo: An Observational Overview of Active Galactic Nuclei AGNs; Part 2 of 2 (Diciembre 2022).