Buracos Negros em Núcleos de Galáxias Ativas

02/12/2011 18:19

 

9. Buracos Negros em Núcleos de Galáxias Ativas

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9.1 - Tipos de AGN

AGN é uma sigla em inglês para Active Galactic Nuclei, ou Núcleo Ativo de Galáxia. O núcleo destas galáxias emite energia que não pode ser explicada como sendo gerada unicamente em estrelas. Dentro do paradigma atual, a energia emitida por um AGN é gerada a partir da transformação da energia potencial gravitacional de matéria que é acretada a um Buraco Negro Supermassivo através de um Disco de Acreção. As galáxias que "hospedam" estes núcleos são chamadas de galáxias ativas, e são divididas em classes de acordo com suas propriedades (intrínsecas e aparentes) da seguinte forma:

 

• Quasares ou Quasi-stelar radio sources - Os Quasares são os AGNs mais luminosos do Universo. Foram descobertos em comprimentos de onda de rádio. Quando os astrônomos procuraram as fontes ópticas correspondentes, ficaram surpresos porque essas fontes tinham aparência estelar. Outras características marcantes são o seu fluxo variável no tempo e suas grandes luminosidades no ultravioleta, rádio, raio-X e infravermelho (>10⁴⁶ erg s⁻¹). São luminosos em qualquer comprimento de onda, o que lhes confere  a característica de uma distribuição espectral de energia bem "larga" (as galáxias não ativas têm uma distribuição espectral de energia mais "estreita", centrada em comprimentos de onda na faixa óptica e infravermelha).

Com o tempo, vários outros métodos de detecção de quasares foram desenvolvidos, levando em conta várias das suas características. Uma delas foi particularmente reveladora, a do excesso de radiação na região ultravioleta do espectro quando comparados com outras fontes. Este método consistia em obter imagens com dois filtros diferentes, um no visível e outro no ultravioleta. Os quasares sempre apresentavam excesso (em relação a estrelas do tipo A) no ultravioleta. O surpreendente foi descobrir que existiam muito mais objetos do que o esperado, pois a maioria dos objetos identificados não possuía uma emissão forte em rádio. Esses são os chamados objetos quase estelares (QSOs), ou quasares rádio silenciosos. A emissão em rádio dos QSOs é 100 vezes menor, mas o seu número no Universo quando comparado ao de quasares emissores em rádio é entre 10 e 20 vezes maior.

Fig. 9.1 - Imagens de quasares obtidas com o Hubble.

 

 

 

• Rádio galáxias - Embora os AGNs emissores de ondas de rádio mais conhecidos sejam os quasares, as rádio galáxias são também caracterizadas por sua grande emissão em rádio. A diferença em relação aos Quasares é que nas rádio galáxias é possível observar com mais facilidade a galáxia "hospedeira". Esta galáxia hospedeira é em geral uma gigante elíptica, que exibe uma rádio-estrutura na forma de jatos e dois lobos opostos, como mostram as figuras abaixo.

Fig. 9.2 - Rádio-galáxia 3C31.

 

As rádio galáxias podem ser divididas em: galáxias emissoras de linhas largas (BLRGs)  e galáxias emissoras de linhas estreitas de (NLGRs).

As BLRGs emitem tanto linhas largas (>1000 kms⁻¹) - indicando a presença de nuvens orbitando o Buraco Negro com velocidades maiores do que 1000 km s⁻¹, como linhas estreitas (<1000 km s⁻¹).
As NLRGs emitem somente linhas estreitas.

A figura ao lado mostra imagens da rádio-galáxia 3C31. O mapa rádio (na cor vermelha), obtido com o VLA (Very Large Array, arranjo de antenas rádio que permite alta resolução angular, no caso 1.4 segundos de arco) é mostrado juntamente com uma imagem na banda V (visual, na cor branca), mostrando que os lobos se estendem por centenas de kiloparsecs, muito além da imagem ótica. (Gentileza de Alan Bridle, do National Radio Astronomy Observatories).

 

 

 

 

 

• Objetos BL Lacertae - Normalmente os AGNs têm como característica a variação temporal da emissão em todos os comprimentos de onda, mas esse grupo é conhecido por sua variação no visível muito acentuada em períodos de tempo curtos. As galáxias hospedeiras são elípticas, tendo sido inicialmente confundidas com estrelas variáveis, possuem núcleo muito luminoso, e a luz nuclear, além de apresentar uma alta polarização, tem um contínuo sem linhas de absorção (características de estrelas) e raras linhas de emissão. Os mais luminosos são referidos também como blazares (o nome vem de BL Lac + quasar) e são fontes de rádio. A interpretação deste tipo de AGN é que estamos observando uma rádio galáxia de um ângulo de visada ao longo do jato rádio relativístico que emana do núcleo .

 

 

• Galáxias Seyfert - É uma classe de AGN em que o núcleo emite uma luminosidade considerada intermediária (10⁴²< L < 10⁴⁵ erg s⁻¹) , permitindo que se observe a galáxia hospedeira. Foram descobertas por possuírem linhas de emissão muito fortes e originadas em gás altamente ionizado (como as dos Quasares), tendo recebido o nome do cientista que as descobriu. Ocorrem majoritariamente em galáxias espirais. Assim como nos Quasares, sua radiação nuclear mostra linhas de emissão e contínuo de origem não-térmica (ou seja, que não é característico do produzido em estrelas) desde altas frequências (raios Gama e X) até as frequências baixas de rádio. São divididas em duas categorias: as Seyfert 1, que apresentam tanto linhas estreitas quanto linhas largas de emissão; e as Seyfert 2, que apresentam apenas linhas estreitas de emissão. A região emissora de linhas largas é conhecida como "Broad Line Region" (BLR) e a emissora de linhas estreitas é conhecida como "Narrow Line Region" (NLR).

 

 

Fig. 9.3 - A galáxia Seyfert 2 NGC 5728 em duas escalas distintas. À esquerda, uma imagem de toda galáxia, obtida da Terra. À direita, uma imagem obtida com o Telescópio Espacial isolando a emissão do gás ionizado pela fonte central, que acredita-se ser um buraco negro circundado por um disco de acreção e por um toro de poeira que colima a radiação na forma de um cone, e por isto o gás ionizado tem forma aproximadamente cônica.

Fig. 9.4 - Imagem composta da NGC 1068. Outro exemplo de galáxia Seyfert é a NGC 1068, ao lado. A imagem é uma composição da emissão em rádio captada pelo Very Large Array (em azul), no óptico pelo telescópio espacial Hubble (em verde), e em raio-X pelo observatório Chandra (em vermelho).

 

 

 

 

 

 

 

 

• LINERs. São AGNs de baixa atividade, ou seja, a taxa de acreção de matéria pelo BN é muito baixa, e, consequentemente, sua luminosidade é bem fraca.

Fig. 9.5 - Imagem composta da galáxia Sombrero.

 

 

São galáxias quase normais nas quais se acredita existir um buraco negro quase quiescente (em baixa atividade). Pesquisas atuais mostram sinais de atividade nuclear semelhante porém menor do que a encontrada nas Seyferts, emitindo linhas mais fracas e com baixa ionização (ver seção 9.4).

A imagem ao lado é da galáxia próxima Sombrero, tendo ao fundo vários quasares. Também conhecida como NGC 4594, ou Messier 104, é mostrada como uma composição de imagens dos observatórios espaciais: Chandra em raio-X (em azul), do telescópio Hubble no óptico (em verde), e Spitzer no infravermelho (em vermelho). A figura deixa bem evidenciada a camada de poeira ao longo do disco da galáxia.

 

 

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9.2 - Radiação emitida por AGNs

Nas rádio galáxias mais luminosas e nos quasares a energia liberada através dos jatos e depositada nos lobos é da ordem de 10⁶¹ erg, o que é equivalente à energia liberada na explosão de 10¹⁰ supernovas! Para que essa energia seja gerada a partir das formas convencionais de produção de energia estelar, necessitaríamos então que quase todas as estrelas de uma galáxia tivessem explodido em supernovas (energia por supernova é 10⁵¹ erg). Isto é devido ao fato de que a geração de energia devido às reações nucleares tem um rendimento relativamente baixo: somente 0,7% da massa das estrelas é transformada em energia (E = mc²). Como observamos a galáxia ainda "inteira" (ou seja, não pode ter acontecido que todas as estrelas tenham explodido como supernovas), temos que pensar, então, numa outra fonte que possa dar origem a toda a energia presente nos lobos das rádio-galáxias e quasares.

A idéia de que a fonte de energia seja a energia gravitacional liberada por matéria sendo acretada por um buraco negro central foi inicialmente proposta pelos astrônomos Edwin Salpeter e Donald Lynden-Bell. A conversão de matéria em energia no entorno de um buraco negro,  tem uma eficiência muito maior do que as reações nucleares nas estrelas, chegando a 10%, ou seja, 10% da massa que está sendo "engolida" é convertida em energia (contra 0.7% nas reações nucleares).

Uma outra característica das galáxias com núcleo ativo que reforça a presença de um buraco negro central é a rápida variabilidade da radiação que chega destas galáxias. Esta variabilidade indica um tamanho muito pequeno para a fonte emissora (Fig. 6.2) o que leva ao modelo no qual existe um buraco negro central, liberando energia através da captura de matéria dentro de uma região de pequenas dimensões (dias a semanas-luz).

Em resumo, temos um "modelo" em que um buraco negro supermassivo está convertendo massa em energia de forma muito eficiente num volume extremamente pequeno, no núcleo das galáxias ativas.

Mas como se dá a acreção de matéria pelo buraco negro? O modelo mais aceito atualmente propõe a formação de um disco de acreção ao redor do buraco negro, para conservação do momentum angular. O centro do disco é mais quente, devido à fricção da matéria à medida que ela se desloca em direção ao buraco negro central e fica mais frio para fora. O disco tem um raio máximo a partir do qual se torna instável e verifica-se que nesta região se formam nuvens, que caracterizam a região chamada de Região de Linhas Largas, ou Broad-Line Region (BLR), em inglês. Mais para fora há evidências da presença de um gás mais frio, onde sobrevive a poeira, possivelmente tendo uma forma toroidal que colima a radiação emitida pela região central do disco. Assim, em grandes escalas, a luz é emitida anisotropicamente (ver, por exemplo, cone de ionização da galáxia NGC 5728 - Fig. 9.3).

Nas rádio galáxias, observa-se também a presença de jatos rádio, muitas vezes altamente colimados (Fig. 9.2). Neste caso a colimação é atribuída a campos magnéticos intensos associados ao disco. Acredita-se que o processo de formação dos jatos seja análogo ao observado no microquasar descrito anteriormente: enquanto parte da matéria do disco de acresção “cai” para dentro do buraco, uma outra parte da matéria é ejetada dando origem à emissão rádio. É um assunto de fronteira na pesquisa dos núcleos ativos de galáxias desvendar porque alguns núcleos ativos apresentam jatos rádio e outros não.

 

 

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9.3 - Modelo Unificado dos AGNs

 

 

Várias evidências observacionais levaram a um modelo básico para os AGNs, que consite, além de um buraco negro supermassivo e seu disco de acreção, da região de linhas largas (BLR) externa ao disco de acreção, de um toróide molecular rico em poeira que circunda a BLR a cerca de 1 pc do BN, e da região de linhas estreitas (NLR), mais para fora e que pode atingir distâncias de centenas de pc. Este modelo ficou conhecido com o nome de Modelo Unificado, e uma versão do mesmo é esquematizado pela figura abaixo. Nesta figura, as estruturas - em particular o toróide de poeira - são representações idealizadas, pois as observações mais atuais sugerem que o toro é formado por nuvens e não tem bordas tão definidas.

 

Fig. 9.6 - O Modelo Unificado segundo Urry & Padovani (1995).

 

 

O Modelo Unificado preconiza que as galáxias ativas tipo 1 e tipo 2 (por exemplo, Seyfert 1 e Seyfert 2; BLRGs e NLRGs) são na verdade manifestações de um mesmo fenômeno, que parece diferente devido à orientação da fonte central em relação ao observador. De acordo com este modelo: (1) enquanto os objetos BL Lacertae seriam rádio galáxias observadas ao longo do eixo de emissão rádio, estas últimas seriam observadas de direções fora do cone de emissão (observadas "de lado"); (2) enquanto as galáxias Seyfert 1 são observadas através de uma linha de visada que não intercepta o toro de poeira, as Seyfert 2 são observadas atraveś de uma linha de visada que intercepta o toro.

Além da orientação, há um outro parâmetro que diferencia também os AGNs, que é sua luminosidade, que é resultante da taxa de acreção. Desta forma, os LINERs são AGNs que acretam matéria a uma taxa muito baixa, e por isto são pouco luminosos, enquanto que os Quasares são mais luminosos devido a uma maior taxa de acresção, e as galáxias Seyfert seriam casos intermediários entre estes dois extremos.

A simulação a seguir ilustra o cenário proposto (em particular para a rádio galáxia Centaurus A).

• Jatos e disco de acresção no núcleo de Centaurus A. (4882 k).

 

 

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9.4 - Evidências Observacionais de Buracos Negros Supermassivos nos AGNs

 

a) Em raios-X (observações por satélite) tem sido observada a linha de emissão Kα do Ferro em 6.4 eV, com duplo pico, indicando velocidades de rotação da ordem de 100 000 km/s, que se originaria na parte interna do disco de acresção, entre 6 e 20 R_Sch;

 

b) Na faixa ótica do espectro, observam-se linhas de recombinação do Hidrogênio também com duplo pico, correspondendo a velocidades de rotação de 10 000 km/s, que seriam formadas entre 10² e 10⁴ R_Sch;

 

c) Na galáxia ativa NGC 4258 resolveu-se com interferometria rádio (VLBA), nuvens individuais emissoras de megamasers de H₂O, a distâncias entre 0.13 e 0.26 parsecs (10⁴- 10⁶R_Sch), movendo-se a velocidades da ordem de 1000 km/s. Esta observação constitui-se numa evidência mais forte da presença de um buraco negro central porque não é somente cinemática, como as acima (onde somente se observa o perfil de velocidades mas não se resolve espacialmente a região emissora), pois permite separar espacialmente as diferentes nuvens em rotação. Entretanto, somente em outros 3 casos foram encontrados resultados semelhantes ao desta galáxia;

 

d) Discos de gás observados no ótico pelo telescópio espacial Hubble, que têm dimensões típicas de 100 pc; nos casos em que foi possível medir a cinemática destes discos, a mesma é consistente com movimento Kepleriano em torno de uma grande concentração central de massa. Um exemplo é o famoso caso de M87, ilustrado abaixo.

 

Fig. 9.7 - Disco de Gás e Jato na galáxia ativaM87

M87 é uma galáxia elíptica gigante no centro do aglomerado de Virgem. Ela é uma rádio-galáxia que possui um jato de gás ionizado (plasma) partindo do núcleo com velocidades relativísticas e que emite radiação sincrotrônica (radiação gerada por elétrons relativísiticos espiralando em torno de linhas de campo magnético).

A imagem ao lado, obtida com o telescópio espacial Hubble através de um filtro centrado na linha de emissão Hα mostra uma espiral de gás em torno do núcleo. Esta imagem mostra também o jato de radiação sincrotrônica. Os astrônomos do Instituto de Telescópio Espacial obtiveram espectros deste disco de gás e mediram velocidades de 550 km/s dentro de um raio de 18 parsecs do centro. Utilizando a Eq. 1, podemos obter a massa M do BN central para r = 18 pc e v = 550 km/s, que resulta M = 1.3 X 10⁹M. Uma ilustração da observação espectroscópica é apresentada na Fig. 9.8, enquanto que a Fig. 9.9 mostra uma comparação entre observações em rádio e no óptico do jato de M87.

 

 

 

Fig. 9.8 - Os espectros do disco de gás mostram que de um lado do disco o gás se aproxima de nós (azul) e do outro o gás se afasta (vermelho).	Fig. 9.9 - Diferentes visões da galáxia M87: na faixa rádio e na faixa ótica do espectro.

Fig. 9.10 - NGC 4261.

 

 

 

A imagem ao lado, obtida com o Telescópio Espacial Hubble, ilustra um disco de poeira em grande escala em torno do AGN no centro da galáxia ativa NGC 4261. Este disco de poeira, que tem diâmetro da ordem de 400 anos-luz não é o toróide de poeira central que colima a radiação nas galáxias com cone de ionização. O toro é bem menor, mas este disco de 400 anos-luz deve ser a estrutura externa que é o reservatório de matéria para alimentar o AGN     central.

 

 

 

 

 

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9.5 - Massa de Buracos Negros e Luminosidade de Eddington

 

Uma das características mais importantes das galáxias com núcleo ativo é a massa do buraco negro central. Uma estimativa do seu valor pode ser obtida a partir de duas hipóteses: isotropia e estabilidade da fonte. Dessa forma, a força exercida pela radiação (nos elétrons, que dominam a pressão de radiação) não deve superar a força da gravidade (nos prótons, que dominam a força da gravidade). Igualando-se essa força de radiação e a força da gravidade, obtemos uma luminosidade máxima para que um corpo permaneça em equilíbrio, chamada de luminosidade Eddington (em homenagem ao astrofísico que a derivou), que é:

 

Eq. 12

 

Analogamente podemos definir uma massa mínima para o corpo permanecer em equilíbrio. Expressando L em unidades de 10⁴⁴ ergs/s (L₄₄), a massa de Eddington é definida como:

 

Eq. 13

 

Também é possível estimar a massa do buraco negro central de forma mais direta através do teorema do Virial. Obtem-se, para isto, uma estimativa da velocidade de nuvens de gás ou de estrelas em torno do buraco negro. No caso da região de linhas largas (Broad Line Region - BLR), a largura das linhas de emissão dá uma medida desta velocidade. Estimando a distância entre a BLR and a fonte central (através, por exemplo, de mapas de reverberação entre a fonte central e a BLR) pode-se obter uma estimativa da massa do buraco negro.

Outro parâmetro importante de um AGN é a taxa de acreção de massa, que depende basicamente da eficiência da conversão de matéria em energia, que é muito maior que na fusão nuclear. A energia da acreção de matéria pode ser expressa como:

 

Eq. 14

 

onde ƞ é um coeficiente que expressa a eficiência da conversão de matéria em energia. A luminosidade é originada da taxa de acreção de massa dm/dt, que é a massa acretada em função do tempo. Podemos dizer que a luminosidade L do AGN se origina da diminuição da energia potencial de uma massa m que é capturada pelo buraco negro. Expressando a variação de energia potencial como:

 

Eq. 15

  

Ignorando efeitos relativísticos, a energia potencial "liberada" por uma massa m caindo a 5R_Sch (que é aproximadamente até onde se espera que se origine a maioria da radiação emitida) é

 

Eq. 16

   

O que mostra como se obtem uma eficiência muito maior para acreção gravitacional do que para fusão nuclear.

Voltando à luminosidade de Eddington, podemos obter a taxa de acreção de massa que é necessária para sustentar essa luminosidade limite:

 

Eq. 17

 

Esta é a taxa de acreção de Eddington.