{"id":103260,"date":"2018-03-11T10:25:46","date_gmt":"2018-03-11T10:25:46","guid":{"rendered":"https:\/\/www.deberes.net\/tesis\/sin-categoria\/nucleos-de-galaxias-activas-a-escalas-de-parsecs\/"},"modified":"2018-03-11T10:25:46","modified_gmt":"2018-03-11T10:25:46","slug":"nucleos-de-galaxias-activas-a-escalas-de-parsecs","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.deberes.net\/tesis\/astronomia-y-astrofisica\/nucleos-de-galaxias-activas-a-escalas-de-parsecs\/","title":{"rendered":"\u00abnucleos de galaxias activas a escalas de parsecs\u00bb"},"content":{"rendered":"

Tesis doctoral de Juan Antonio Fernandez Ontiveros <\/strong><\/h2>\n

El centro de nuestra v\u00eda l\u00e1ctea, as\u00ed como el de las galaxias m\u00e1s cercanas, constituye un excelente laboratorio para estudiar el entorno de agujeros negros supermasivos con una resoluci\u00f3n espacial muy alta, del orden de unos pocos parsecs. Entender c\u00f3mo funcionan estos objetos tan cercanos es el primer paso para identificar los mecanismos principales que operan en las galaxias m\u00e1s lejanas. En la regi\u00f3n central de una galaxia solemos encontrar, adem\u00e1s del agujero negro supermasivo, diversas componentes de distinta naturaleza: desde regiones de formaci\u00f3n estelar, pasando por fuentes puntuales muy brillantes con un origen no-estelar como son los n\u00facleos de galaxias activas (agn, por sus siglas en ingl\u00e9s), hasta la poblaci\u00f3n estelar subyacente de la propia galaxia. Todas estas componentes contribuyen de forma significativa a la energ\u00eda total liberada en la regi\u00f3n central de la galaxia (galliano et al. 2005, reunanen et al. 2010, sch\u00ed\u00b6del et al. 2010), unas veces compitiendo de forma directa entre ellas en un determinado intervalo del espectro y otras de forma indirecta dominando en diferentes rangos en longitud de onda. En este contexto, la distribuci\u00f3n espectral de energ\u00eda (sed) es una herramienta que refleja la naturaleza de estos objetos, de origen t\u00e9rmico en el caso de las poblaciones estelares (tanto j\u00f3venes como viejas), y como emisi\u00f3n no-t\u00e9rmica en el caso de los n\u00facleos activos. Sin embargo, estos \u00faltimos tambi\u00e9n producen emisi\u00f3n t\u00e9rmica al calentar el gas y polvo de su entorno, mientras que las poblaciones estelares j\u00f3venes contribuyen al continuo no-t\u00e9rmico tras la muerte de las primeras estrellas masivas y la aparici\u00f3n de las primeras remanentes de supernova. una de las mejores formas de afrontar el estudio de estos sistemas consiste en construir seds cubriendo el rango m\u00e1s amplio posible del espectro electromagn\u00e9tico (desde radio hasta rayos-x pasando por el \u00f3ptico e infrarrojo), a partir de observaciones hechas con t\u00e9cnicas de alta resoluci\u00f3n espacial. El tama\u00f1o t\u00edpico que esperamos para el toroide –la estructura de gas y polvo que envuelve y alimenta al agujero negro– es del orden de unos pocos parsecs (jaffe et al. 2004, tristram et al. 2007). Por otra parte, los elementos b\u00e1sicos que componen las regiones de formaci\u00f3n estelar parecen ser c\u00famulos estelares muy j\u00f3venes y compactos, con tama\u00f1os en el rango de 0.5 a 20 pc, edades en torno a ~10 ma\u00f1o y masas en torno a >~ 10^4 msun (portegies zwart et al. 2010). Por lo tanto, para llevar a cabo un estudio en profundidad de la regi\u00f3n nuclear en las galaxias m\u00e1s cercanas es vital resolver espacialmente estas componentes individualmente en un amplio rango del espectro. Sin embargo, disponer de la sed de cada uno de estos elementos cubriendo los rangos de radio, infrarrojo (ir), \u00f3ptico, ultravioleta (uv) y rayos-x no es sencillo, especialmente si queremos una resiluci\u00f3n espacial uniforme. Un tama\u00f1o angular de 0″.1 corresponde a ~2 pc a una distancia de 4 mpc, y a ~10pc a 20 mpc. Alcanzar estas resoluciones implica la necesidad de utilizar telescopios espaciales en el \u00f3ptico y uv, \u00f3ptica adaptativa desde tierra en los rangos \u00f3ptico e infrarrojo, e interferometr\u00eda en los rangos de radio, milim\u00e9trico y submilim\u00e9trico. Para el rango de altas energ\u00edas la mejor resoluci\u00f3n disponible nos la proporciona el telescopio espacial chandra, con ~1″, pero este valor es todav\u00eda un orden de magnitud superior a la resoluci\u00f3n necesaria. No obstante, en el caso de los n\u00facleos activos esta resoluci\u00f3n a\u00fan nos permite extender el estudio de la sed a este rango, ya que suelen ser fuentes bastante brillantes y dominan sobre la contribuci\u00f3n de la galaxia anfitriona, especialmente por encima de >~ 6 kev. En este contexto, la tesis parte del estudio de una muestra de seis galaxias cercanas con diferentes niveles de actividad nuclear, tanto en t\u00e9rminos de formaci\u00f3n estelar como actividad de origen no-estelar. Como ejemplo del primer caso est\u00e1 ngc 253, una de las galaxias starburst m\u00e1s cercanas y conocidas, mientras que en el segundo tenemos a ngc 7469, una galaxia seyfert cuyo brillo es equiparable al de los qu\u00e1sares m\u00e1s d\u00e9biles, incluida en el primer estudio de galaxias seyferts presentado por seyfert (1943). Para estos objetos estudiamos, de forma independiente, las propiedades de la formaci\u00f3n estelar y del n\u00facleo activo. en primer lugar, la estructura interna de un agn, y por tanto su distribuci\u00f3n espectral de energ\u00eda, parecen venir determinadas en gran parte por par\u00e1metros relacionados con la energ\u00eda total que libera el n\u00facleo activo o la eficiencia en el proceso de acreci\u00f3n (elitzur & shlosman 2006, h\u00ed\u00b6nig & beckert 2007, kuraszkiewicz et al. 2009). Por lo tanto, una de las primeras preguntas que surgen es, precisamente, de qu\u00e9 manera cambia la forma de la sed con la luminosidad de la fuente central. En el caso de agns muy brillantes, como los qu\u00e1sares, la resoluci\u00f3n espacial no es determinante, ya que la contribuci\u00f3n de la galaxia anfitriona es pr\u00e1cticamente despreciable, y la sed intr\u00ednseca del n\u00facleo activo se conoce con detalle en casi todo el rango espectral. Sin embargo, el dominio de bajas luminosidades presenta muchas m\u00e1s dificultades, principalmente debido a la contribuci\u00f3n de dicha galaxia anfitriona. Para estudiar la distribuci\u00f3n de energ\u00eda de agns de baja luminosidad (llagns) constru\u00edmos una sed representativa a partir de los objetos de nuestra muestra con estas caracter\u00edsticas, incluyendo liners y galaxias seyfert d\u00e9biles. Por primera vez utilizamos datos con alta resoluci\u00f3n espacial en infrarrojo medio (mir) en un estudio de este tipo, lo que nos permite caracterizar la sed de estos objetos en el rango donde domina la componente de polvo y gas que envuelve al n\u00facleo activo. \u00e9sta parece ser, precisamente, una de las componentes m\u00e1s sensibles a los cambios estructurales que se producen a distintas luminosidades. por otra parte estudiamos la formaci\u00f3n estelar que se produce en torno a estos n\u00facleos activos. Los c\u00famulos estelares j\u00f3venes (yscs) que constituyen estas regiones de formaci\u00f3n estelar, mencionados anteriormente, tienen muchas propiedades en com\u00fan con los c\u00famulos globulares (gcs). Como consecuencia, el origen de estos \u00faltimos suele asociarse a la evoluci\u00f3n de los primeros (portegies zwart et al. 2010). Ambos son similares en t\u00e9rminos de masa y edad, aunque sus funciones de masas difieren notablemente, especialmente en el extremo de masas m\u00e1s bajas (fall & zhang 2001). Galaxias en interacci\u00f3n y starbursts suelen estar plagadas de c\u00famulos j\u00f3venes que cubren un amplio rango en brillo y masa, por lo que se convierten en excelentes laboratorios para estudiar la evoluci\u00f3n temprana de estos candidatos a ‘c\u00famulos globulares j\u00f3venes’. En este estudio encontramos formaci\u00f3n estelar reciente en forma de c\u00famulos compactos en el n\u00facleo de todas las galaxias de la muestra, incluso en la galaxia el\u00edptica ngc 1052. Las principales propiedades de estos c\u00famulos se comparar\u00e1n, incluyendo su brillo, tama\u00f1o, edad, masa y forma de la sed. A partir de los c\u00famulos resueltos en el n\u00facleo de ngc 253, construiremos una sed representativa para regiones extragal\u00e1cticas de formaci\u00f3n estelar que cubre los rangos de radio, infrarrojo medio y cercano, y el rango \u00f3ptico. La sed representativa de estas regiones muestra claramente un exceso de emisi\u00f3n en el infrarrojo cercano que se interpreta como la contribuci\u00f3n energ\u00e9tica de objetos protoestelares muy j\u00f3venes pertenecientes a estos c\u00famulos estelares. La naturaleza de esta emisi\u00f3n estar\u00eda asociada en este caso a polvo muy caliente (>~ 1000 k) cerca de las estrellas en formaci\u00f3n que constituyen cada c\u00famulo.<\/p>\n

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Datos acad\u00e9micos de la tesis doctoral \u00ab\u00abnucleos de galaxias activas a escalas de parsecs\u00bb<\/strong>\u00ab<\/h3>\n
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  • T\u00edtulo de la tesis:<\/strong>\u00a0 \u00abnucleos de galaxias activas a escalas de parsecs\u00bb <\/li>\n
  • Autor:<\/strong>\u00a0 Juan Antonio Fernandez Ontiveros <\/li>\n
  • Universidad:<\/strong>\u00a0 La laguna<\/li>\n
  • Fecha de lectura de la tesis:<\/strong>\u00a0 23\/07\/2010<\/li>\n<\/ul>\n

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    Direcci\u00f3n y tribunal<\/h3>\n
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    • Director de la tesis<\/strong>\n
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      • Almudena Prieto Escudero<\/li>\n<\/ul>\n<\/li>\n
      • Tribunal<\/strong>\n
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        • Presidente del tribunal: johan hendrik Knapen <\/li>\n
        • isabel M\u00e1rquez p\u00e9rez (vocal)<\/li>\n
        • Ana Mar\u00eda P\u00e9rez Garc\u00eda (vocal)<\/li>\n
        • chris Benn (vocal)<\/li>\n<\/ul>\n<\/li>\n<\/ul>\n

           <\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

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