Estimación de la Masa del Agujero Negro Central de las Galaxias

44
Estimación de la M asa del Agujero Negro C entral de las G alaxias Seyfert
N G C 3516 Y N G C 4051 E mpleando Propiedades F ísicas de la Región de
E misión Coronal
Estimation of the M ass of the C entral Black Hole of Seyfert galaxies N G C 3516 and N G C
4051 Using physical properties of the Coronal Region
Giovanni Cardona Rodríguez1
gcardonar@unal.edu.co
1
Observatorio Astronómico Nacional
Universidad Nacional de Colombia
Ciudad Universitaria, Bogotá, Colombia
José Gregorio Portilla 2
jgportillab@unal.edu.co
2
Observatorio Astronómico Nacional
Universidad Nacional de Colombia
Ciudad Universitaria, Bogotá, Colombia
Resumen
Se presentan los diferentes modelos que buscan
dar una ubicación a la región de emisión de líneas
coronales (CLR) en galaxias Seyfert. Asumiendo que
el movi miento de la CLR alrededor del Agujero
Negro Central
es dominado por la fuerza
gravitacional y empleando los diferentes valores para
el FWHM y la ubicación esti mada de esta zona en
cada uno de los casos, se esti ma la masa del agujero
negro involucrado. Estos valores se comparan con las
masas de los agujeros negros centrales de las
galaxias NGC 3516 y NGC 4051 esti madas por otros
métodos.
Abstract
There are different models that seek to give a location
to the region emission lines coronal (CLR) in Seyfert
galaxies. Assuming that the movement of the CLR
around Central Black Hole is dominated by the
gravitational force and using different values for the
esti mated FWHM and location of this area in each
case, it is esti mated the mass of the black hole
involved. These values are compared with the masses
of black holes central galaxies NGC 3516 and NGC
4051 esti mated by other methods.
1. Introducción
La pregunta fundamental sobre las galaxias activas
es cómo se genera su energía . El modelo unificado que
parece explicar la gran producción de energía en
forma de radiación contempla, un disco de acreción
que rodea a un agujero negro, lo cual se denomina
máquina central y un toroide opaco de polvo que rodea
a ésta. Este modelo se expande involucrando regiones
de emisión de líneas anchas (BLR) y regiones de
emisión de líneas angostas (NLR).
La justificación de un Agujero Negro como
elemento del modelo se realiza calculando la masa de
la fuente central teniendo en cuenta algunas
consideraciones como la isotropía y estabilidad de la
fuente, también que el gas de hidrógeno está
completamente ionizado. Estas consideraciones junto
con el Límite de Eddington y el valor de las
luminosidades observadas permiten estimar el valor de
la masa ∼10⁸M⊙. El hecho que toda esta masa se mantenga junta en
una región más pequeña que el Sistema Solar es buena
evidencia para un Agujero Negro.
Para el caso de una galaxia Seyfert que emite una
luminosidad aproximadamente de 10⁴⁴ erg∗s⁻¹ en el núcleo, se estima entonces una masa para dicho objeto
central de 10⁶M⊙ , y para el caso de un Cuasar cuya
1
45
luminosidad es del orden de10⁴⁶ erg∗s⁻¹ se estima un
objeto de masa del orden de 10⁸M⊙ [6].
En el estudio de la naturaleza de las galaxias
activas el análisis de su espectro es la herramienta
más importante para describir las características
físicas de estas. Entre las propiedades características
identificadas en sus espectrogramas, está un gran
número de líneas de emisión del gas ionizado y
calentado por una fuente central de radiación,
encontramos líneas de emisión: anchas, delgadas y
coronales.
2. Datos y Resultados
Los datos de la ubicación y el FWHM de la región de
emisión de líneas coronales (CLR) en galaxias Seyfert
fueron tomados del artículo [8] estos datos nos
permitieron encontrar valores para el Agujero Negro
Central empleando una ecuación que se deduce al
virializar el sistema. Esta ecuación fue modificada
empleando la hipótesis del articulo [2] de introducir
un factor de orden f que dependa de la geometría,
cinemática e inclinación de la CLR o de que tan eficaz
es el Agujero Negro al transformar en luz la energía
gravitacional. Los datos para comparar las masas de
los agujeros negros centrales para las diferentes
galaxias se consultaron en los artículos [2] [4] [8].
Los resultados se concentran
en la acertada
estimación de la masa del Agujero Negro central de
NGC 3516 a partir de propiedades físicas de la Región
de Emisión Coronal con una CLR extendida, lo cual
aporta otra prueba que valida el incluir una CLR
extendida en el Modelo Unificado.
3. L íneas Coronales
Se designa con el nombre de líneas coronales (LCs)
a líneas de emisión que surgen de transiciones
prohibidas provenientes de especies químicas
altamente ionizadas. Ejemplo son [Fe VII] λ5721 Å y
[Fe XIV] λ5303 Å. El nombre coronales es una
consecuencia
que dichas emisiones fueron
descubiertas por primera vez en la corona solar. Estas
líneas son originadas por transiciones prohibidas con
un potencial de ionización del orden o mayor a 100 eV
[1].
Debido al alto potencial de ionización las líneas
coronales son un indicativo de procesos altamente
energéticos los cuales se pueden dar por la presencia
de choques entre nubes dotadas de alta velocidad o la
existencia de un baño de radiación electromagnética
de altísima frecuencia.
Los estados excitados que dan lugar a la emisión
espontánea de LCs son originados por colisiones
electrónicas de los estados base, tal y como ocurre con
la formación de otras líneas prohibidas mejor
conocidas que surgen en ambientes nebulares tales
como [O III] 4959,5007 Å. Las LCs se observan en la
región del ultravioleta cercano, óptico y en el
infrarrojo cercano y mediano.
A parte de la corona solar también se han detectado
LCs en nebulosas planetarias y en novas. Las primeras
líneas coronales en ser detectadas en galaxias Seyfert
fueron aquellas que se emiten en la parte óptica del
espectro y son usadas como herramienta para
investigar la región intermedia entre la NLR y BLR
[7]. En este punto es importante resaltar que la
mayoría de estudios de líneas coronales se ha
concentrado en galaxias Seyfert.
4. Región de emisión Coronal
Se puede identificar un gran interés en diferentes
artículos por comprender la región de emisión de
líneas coronales CLR y se considera frecuentemente
que la CLR tiene una naturaleza intermedia entre la
BLR y la NLR debido a que las líneas de alta
ionización tienen densidades criticas por excitación
colisional del orden de 10⁷cm⁻³ y algunos núcleos
muestran líneas de emisión con FWHM ∼1000-2000
km∗s⁻¹ [8]. Cálculos con modelos de fotoionización
sugieren que la CLR esta localizada principalmente a
menos de 10pc del núcleo activo, sin embargo también
es conocido que algunos núcleos Seyfert tienen una
CLR cuya extensión es del orden de 1kpc[8].
La presencia de una CLR extendida es explicada
usualmente como el resultado de condiciones de muy
baja densidad en el medio interestelar (n H∼1 cm⁻³) haciendo posible alcanzar condiciones de alta
ionización. Por otro lado con el modelo unificado
actual se cree que un toro polvoriento rodea al mismo
tiempo la maquina central y la BLR. La pared interior
del toro es expuesta a una intensa radiación de la
maquina central, esto manifiesta que esta pared puede
ser un adecuado sitio para ubicar la CLR [8].
Las propiedades físicas básicas de los tres modelos
para la ubicación de la CLR como radio r (pc)
densidad electrónica n E y FWHM son resumidas en la
siguiente tabla.
2
46
T abla 1. T res modelos para la ubicación de la C L R
Toro
Como
CLR
CLR Extendida
CLR
Como
complemento
de la NLR
r (pc)
nE
1 10⁷-10⁸
FWHM
(km*s-1)
1300
1000
1
≺50
10³‐10⁶
400‐750
1‐100
5. E l Agujero Negro C entral involucrado
La región CLR para NGC 3516 está extendida
(r∼1kpc) [8] y la masa del ANC de (1-5) × 10⁷M⊙ [4].
Comparando los datos obtenidos para el ANC de
NGC 3516 y NGC 4051 con los reportados en la
literatura se identifica una diferencia de un orden de
magnitud.
6. Discusión
La diferencia en un orden de magnitud permite
pensar en mejorar la suposición que se empleó al
estimar la masa del ANC introduciendo un factor de
orden f que dependa de la geometría, cinemática e
inclinación de la CLR [2] o de que tan eficaz es el
Agujero Negro al transformar en luz la energía
gravitacional.
5.1 L a pared interior del toro como un sitio
adecuado para ubicar la C L R
(2)
La pared interior del toro tiene densidades
electrónicas asociadas ∼10⁷-10⁸cm⁻³. El ancho de la
línea sugiere que esta pared está orbitando el agujero
negro a velocidades v = 1300 km∗s⁻¹ a un radio de
r=1pc. Para evaluar la masa del Agujero Negro
Central (ANC), nosotros asumimos que el movimiento
del gas ionizado alrededor del ANC es dominado por
la fuerza gravitacional [2]. Así la masa del ANC
(MANC) puede ser expresada como.
(1)
Tomando f = 0.1 un valor aceptado para la eficiencia
en el proceso de acreción en las galaxias activas [6]
podemos estimar las masas del agujero central
involucrado.
Donde v es la velocidad de dispersión y r el radio de
la CLR, introduciendo los valores de la tabla para
(Toro Como CLR), se obtiene:
El valor obtenido para la masa del agujero negro
central de NGC 3516 a partir de las propiedades
físicas de la región de emisión coronal es coincidente
con los valores reportados en la literatura, lo cual
valida el modelo de la CLR extendida.
Para en caso de NGC 4051 el valor obtenido para la
masa del agujero negro central coincide solo en el
orden de magnitud. Esto nos sugiere la necesidad de
mejorar la hipótesis en la obtención de la masa del
agujero negro central involucrado en el caso de una
CLR ubicada en la pared interna del toro.
MANC = 3.78×10⁸M⊙
La posición de la CLR para NGC 4051 es de 1(pc)
[5] y la masa del ANC de 0.05×10⁷M⊙ [3].
5.2 L a C L R como una región extendida
Las densidades electrónicas de la CLR como una
región extendida son ∼1 cm⁻³. El ancho de la línea
sugiere que esta región extendida está orbitando el
agujero negro a velocidades menores de 50 km∗s⁻¹ a
un radio de ∼1000 pc, al suponer equilibrio, nos
llevaría a estimar la masa del Agujero Negro.
Para NGC 3516 con una CLR extendida
MANC = 5.6×107M⊙
Para NGC 4051 con una CLR ubicada en la
parte interior del toro MANC = 3.8×107M⊙
7. Conclusiones
El caso de la CLR como complemento de NLR, no
fue posible estimar la masa del agujero negro central
involucrado debido al no conocimiento de datos
particulares que permitieran probar la hipótesis. Por
otro lado se puede dirigir la atención en el
entendimiento del parámetro f.
MANC = 5.6×10⁸M⊙
3
47
8. Referencias
[1] Appenzeller, I., & Wagner, “Forbidden high-ionization
lines in QSO spectra”, A&A, 1991, 250, 57
[2] G. Metzroth and B M .Peterson “The Mass of the Central Black Hole in the Seyfert Galax NGC 4151” arXiv:astro-ph/0605038v1 1 May 2006
[3] I .Papadakis “The scaling of the X ray variability with
black hole mass in AGN” arXiv:astro-ph/0311016v1 2 Nov
2003
[4] K. Iwasawa, G. Miniutti and A.C. Fabian “Flux and energy modulation of redshifted iron emission in NGC3516:
implications for the black hole mass” arXiv:astroph/0409293v1 13 Sep 2004
[5]M Hardy, K F Gunn “MCG 6-30-15: Long Timescale XRay Variability, Black Hole Mass and AGN High States”
arXiv:astro-ph/0503100v1 4 Mar 2005
[6] Peterson B.M, An Introduction to Active Galactic
Nuclei, Cambridge University, United Kingdom, 1997.
[7] Rodríguez-Ardila, A., Viegas, S. M.,” NEARINFRARED CORONAL LINES IN NARROW-LINE
SEYFERT 1 GALAXIES”. ApJ, 2002a,
[8] T Murayama and Y Taniguch “WHERE IS THE
CORONAL LINE REGION IN ACTIVE GALACTIC
NUCLEI?” arXiv:astro-ph/9802152v1 11 Feb 1998
4