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Galaxia Seyfert . Un análisis más detallado del espectro muestra que en realidad las líneas de hidrógeno en las Seyfert 1 poseen una componente ancha y una componente estrecha (Osterbrock 1977). Por lo tanto, a pesar de la clara distinción espectral que se ha hecho entre las galaxias Seyfert 1 y 2, nuevas clases del tipo intermedio han aparecido.

Figura 1.2: Panel superior: espectro de una Seyfert 1 típica (fuente: Osterbrock & Ferland 2006). Panel del medio: espectro de una Seyfert 2 tıpica (fuente: Osterbrock & Ferland 2006). Panel inferior: espectro de una galaxia normal
Estas clases han sido clasificadas de acuerdo a la anchura relativa de la línea Hβ. Por ejemplo, las Seyfert 1.2 son como una Seyfert 1 pero con una línea de Hβ ligeramente más delgada; las Seyfert 1.5 tienen una línea de Hβ en la que la componente ancha es tan fuerte como la estrecha; las Seyfert 1.8 y 1.9 muestran alguna componente ancha en la línea de Hα pero la Seyfert 1.9 muestra una línea estrecha de Hβ (Osterbrock 1977). Como ilustración, en la Figura 1.2 se muestra el espectro típico de una galaxia normal y el espectro de una Seyfert 1 y una Seyfert 2. En términos de luminosidades las galaxias normales tienen Lbol < 1011 L, mientras que las Seyfert Lbol ∼ 1011 L.
Un subconjunto de las galaxias Seyfert 1, es conocido como las galaxias Seyfert 1 de líneas estrechas o NLSy1, del inglés Narrow-Line Seyfert 1. Estos objetos tienen una gran emisión en rayos-X y FeII/Hβ aproximadamente dos veces más grande que en otras Seyferts (Zhou et al. 2006). Su línea Hα es ancha, pero la línea de Hβ es
bastante estrecha (FW HM < 2000 km s−1), como en las Seyfert 1.9. Estas galaxias presentan un espectro más empinado en el intervalo de rayos-X de bajas energías, sugiriendo que estos objetos son más débiles en el UV y en los rayos-X duros (Grupe et al. 2010). En el óptico, estudios realizados con el telescopio espacial Hubble (HST, del inglés Hubble Space Telescope) parecen indicar que el agujero negro en las NLSy1 está aún en crecimiento (Mathur et al. 2012). Sin embargo, las peculiares propiedades observadas en estos AGN pueden ser parcialmente explicadas en términos de un bajo ángulo de inclinación del toroide respecto de la línea de visión del observador (Peterson et al. 2011).

Galaxia Seyfert Tipo I. Objetos cuasi-estelares (QSO)

A principios de los años 1960 se realizaron grandes sondeos del cielo utilizando radiotelescopios y a partir de estas observaciones se creó el tercer catálogo de Cambridge, que contenía 471 fuentes detectadas a 159 MHz con una densidad de flujo mayor a 8 Jy (Bennett 1962). Las observaciones hechas en el óptico de estas fuentes
mostraron que un gran número de ellas eran radiogalaxias y remanentes de supernova, tal como se esperaba. Sin embargo, muchas de las fuentes no fueron fácilmente identificadas ya que se veían en el óptico como estrellas azules y por lo tanto, recibieron el nombre de quasi-stellar radio sources o quasar (también conocidos como
QSO, del inglés quasi-stellar object).
Los espectros ópticos de estas fuentes mostraron la presencia de fuertes líneas de emisión, y fue cuando el astrónomo Maarten Schmidt se dio cuenta de que estas líneas eran la serie de Balmer pero desplazada en corrimiento al rojo (Schmidt 1963).
A partir de este trabajo se comenzó a creer que los QSO eran los objetos más distantes equivalentes a las galaxias Seyfert cercanas. En la medida en que se fueron obteniendo más observaciones, el espacio entre estas dos clases de AGN se fue llenando, de manera que se creó una línea divisoria arbitraria, y las galaxias activas con magnitudes en la banda B, MB < 23 mag, fueron clasificadas como QSO (Schmidt & Green 1983). La emisión en radio de los QSO está convenientemente dividida en dos clases: la población radio ruidosa o RLQ (del inglés Radio-Loud Quasars), en el que el la potencia a 5 GHz es mayor que 1025 WHz−1, y la población radio tranquila en el que la potencia a 5 GHz es menor que este valor (p.e., Kellermann et al. 1989, Miller et al. 1990). Otra manera de clasificar estas dos clases de AGN ha sido definida en términos de su luminosidad en radio, en la que aquellas fuentes con una luminosidad en radio L(6cm) > 1025 W Hz−1 son usualmente llamados RLQ y aquellos con luminosidades menores RQQ (Miller et al. 1990).
Galaxia Seyfert Tipo I.

Los RLQ presentan un chorro de energía o jet. Esta clase de objetos son poco comunes (∼ 10 % de todas las clases de AGN) y se caracterizan por presentar un continuo no térmico atribuido a la radiación de sincrotrón de las partículas cargadas que componen el jet (∼ 109−1014 Hz, Carilli et al. 1999). Dentro de esta subclase existen los objetos clasificados como Flat Spectrum Radio Quasar (FSRQ) y los Steep Radio Spectrum Quasar (SRSQ). En los FSRQ, también conocidos como Blazar, la emisión radio es dominada por el núcleo, mientras que en los SRSQ, la emisión radio es dominada por el jet (clases resaltadas en la Figura 1.3).
Los RQQ tiene emisión en radio muy baja respecto a la observada en los radio ruidosos. Además, son los objetos más comunes dentro de la clase de QSO. Actualmente no se entiende con mucho detalle cuál es el mecanismo responsable de la emisión en radio de estos objetos, aunque existen varias propuestas. Una de ellas es la existencia de un jet a escalas más pequeñas, cuya existencia es apoyada por la detección en radio de componentes nucleares compactas moviéndose a velocidades no relativistas en algunos AGN radio tranquilos como la galaxia Seyfert 1.5 NGC 4151 (Nagar et al.
1997 , Middelberg et al. 2004, Ulvestad et al. 2005a, b). Otras hacen referencia a un mecanismo de emisión calentado magnéticamente (Laor & Behar 2008) y a choques en el flujo de acreción (Ishibashi & Courvoiser 2011). También se ha propuesto que la mayor parte de la emisión en radio de los RQQ es completamente debida a la formación estelar de la galaxia anfitriona (Kimball et al. 2011, Condon et al. 2013), ya que estos objetos parecen seguir la relación entre la emisión radio y lejano IR producida

Figura 1.3: Dibujo esquematizado (no escalado) de la estructura del núcleo activo de una galaxia (Beckmann & Shrader 2012).
por procesos de formación estelar, en los que estrellas jóvenes masivas calientan el polvo circundante y hay una fuerte emisión sincrotrón debido a los remanentes de supernovas (p.e, Haas et al. 2003, Kukula et al. 1998, Sopp & Alexander 1991).
Galaxia Seyfert Tipo I.

Hace unos pocos años se encontró que existe una fuerte proporcionalidad entre la luminosidad radio y el cuadrado de la velocidad de dispersión del gas de la NLR (Spoon & Holt 2009, Mullaney et al. 2013). De acuerdo a este estudio la dispersión de velocidades puede alcanzar valores que son mucho más grandes que los que pueden
ser confinados por el potencial gravitacional de la galaxia anfitriona, lo cual implica que el gas ionizado, ni está en equilibrio estadístico ni en rotación con la galaxia anfitriona. Por lo tanto, esta correlación sugiere una conexión física entre los procesos que los producen (Zakamska & Greene 2014). Una posibilidad es que el jet inyecte energía dentro del gas lanzando flujos de materia hacia el exterior (p.e., Veilleux
1991, Spoon & Holt 2009, Mullaney et al. 2013). Otra posibilidad es que los vientos sean debidos a procesos radiactivos que inducen choques en la galaxia anfitriona y que a su vez aceleran las partículas a velocidades relativistas (p.e., Stocke et al.
1992, Wang 2008, Zakamska & Greene 2014). Recientemente, utilizando datos de los telescopios espaciales Spitzer y Herschel, Zakamska et al. (2016) fueron capaces de estimar la contribución a la emisión radio debida a la formación estelar de la galaxia anfitriona utilizando una muestra de ∼ 300 QSO con corrimientos al rojo z < 1, con lo cual demostraron que la emisión en radio de estos objetos está dominada por el AGN, y no por la formación estelar.

Galaxia Seyfert Tipo I. Esquema unificado de AGN

Aunque hemos presentado sólo las galaxias activas de interés para nuestro trabajo, existe una gran variedad de ellas. El esquema unificado de AGN (Antonucci 1993, Urry & Padovani 1995, Urry 2003) fue el primer gran intento realizado para tratar de explicar la gran diversidad de propiedades observadas en las galaxias activas. De acuerdo a este esquema, las galaxias Seyfert tipo 1 son intrínsecamente iguales a las galaxias Seyfert tipo 2, con sus diferencias debidas a la visibilidad del mecanismo central y de la BLR, ya que una estructura gaseosa toroidal y ópticamente gruesa (el toroide de polvo) los rodea, haciendo que la visibilidad del núcleo dependa del ángulo de visión del observador respecto del toroide (Figura 1.3). Por lo tanto, en
las Seyfert tipo 1 tenemos una visión directa del núcleo, permitiéndonos observar el mecanismo central y la zona de emisión de las líneas anchas, mientras que en las Seyfert 2 nuestra línea de visión está obstruida por el toroide de polvo (Figura 1.3).

Utilizando espectropolarimetría, Antonucci & Miller (1985) encontraron líneas anchas de emisión de Balmer y [Fe II] en el espectro polarizado de la galaxia Seyfert 2 NGC 1068, las cuales son características del espectro de una galaxia Seyfert 1. Este espectro representa la primera evidencia observacional a favor del esquema unificado.
Por otro lado, una evidencia indirecta de la presencia de un toroide de polvo y gas molecular es la similaridad que existe entre las Seyfert 1 y las Seyfert 2 respeto a un indicador isotrópico de la luminosidad del AGN como la luminosidad de [O III] 5007 ˚A, IR, rayos-X , y la luminosidad en radio (p.e. Alonso-Herrero et al. 1997, Nagar et al. 1999). Sin embargo, el continuo UV y de rayos-X suaves de las Seyfert 2 es menos
luminoso que el de las Seyfert 1, debido a que en estas ´ultimas no hay absorción de la emisión del continuo por polvo. Además, la morfología de un doble cono de la NLR (p.e., Pogge 1989, Mulchaey et al. 1993), con orientaciones similares a las del radio jet son interpretadas como alineadas por el toroide.
El término “esquema unificado” se refiere usualmente a dos categorías. Una es a la unificación IR-óptico-UV-rayos-X, y a la unificación radio. La primera involucra al toroide de polvo y es capaz de explicar la mayoría de las diferencias entre las galaxias Seyfert 1 y 2. La segunda combina el toroide de polvo con el jet relativista observado en el 10 % de las galaxias activas (Urry 2003, Tadhunter 2008) a pesar de que no existe una conexión física clara entre la emisión radio de los RQQ y los RLQ (Figura
Las galaxias Seyfert han sido clasificadas como objetos radio tranquilos, ya que como los QSO, éstas también presentan emisión radio. Numerosos estudios de la emisión radio en estas galaxias han revelado estructuras que parecen chorros de flujos alineados (p.e., Falcke et al. 1998, Middelberg 2004, Mundell et al. 2000, Ulvestad & Wilson 1989, Ulvestad 2005). Estos chorros de flujos interactúan con el gas caliente de la NLR alineando la energía cinética (Capetti et al. 1996, Falcke et al. 1998). Una estructura cualitativamente similar se ha encontrado en los RQQ (Leipski et al. 2006).
Galaxia Seyfert Tipo I.

También se ha encontrado que la potencia y el tamaño de la emisión radio, así como la luminosidad y el tamaño de la NLR aumentan con la luminosidad volumétrica del AGN. Con base en estos resultados, los RQQ parecen ser la versión energéticamente más poderosa de las galaxias Seyfert, ya que no serían fundamentalmente diferentes.
Los estudios observacionales y teóricos hechos hasta ahora sugieren que el esquema unificado de AGN necesita al menos de tres grandes modificaciones (Netzer 2015).
La primera está relacionada con la física y la estructura del medio que oscurece la región central. La segunda debe tomar en cuenta que existen diferencias reales entre los diferentes subgrupos, más allá de la luminosidad e inclinación del toroide, como por ejemplo, que algunos AGN pierden una o más de sus componentes principales
(tales como la BLR o la NLR) (p.e.,Gu & Huang 2002, Moran 2007). La tercera la evolución del agujero negro y de la galaxia anfitriona (Beckmann & Shrader 2012) incluyendo su entorno (Dultzin-Hacyan et al. 1999).

Galaxia Seyfert Tipo I. El toroide de polvo y gas molecular

El toroide de polvo y gas molecular es la pieza fundamental del esquema unificado, además de un reservorio de materia que alimenta al agujero negro supermasivo (e.g., Antonucci 1993, Urry & Padovani 1995, Alonso-Herrero et al. 1997, Nagar et al. 1999, Burstcher et al. 2013). Sin embargo, su conexión con el transporte de gas a
escalas de los cientos de parsecs (p.e., Dumas et al. 2007) y el proceso de acreción de materia sobre el agujero negro supermasivo (p.e., Frank et al. 2002) no es clara. Los modelos dinámicos actuales presentan al toroide o como una especie de material que está fluyendo hacia las regiones más externas y que ha sido lanzado desde el disco de acreción (p.e, Elitzur & Shlosman 2006, Czerny & Hryniewicx 2011, Gallagher et al.
2013) o como una estructura de polvo que está fluyendo hacia las regiones más internas y cuyo espesor es producido por la presencia de estrellas que están explotando en regiones de formación estelar a escalas de decenas de parsecs, producirían parte del material oscurecedor (p.e, Schartmann et al. 2009). Sin embargo, no es aún claro si las regiones de formación estelar nucleares ayudan o desfavorecen el proceso de acreción o si es la acreciión la responsable de incentivar o detener la formación estelar (p.e., Davies et al. 2007, Vollmer et al. 2008, Schartmann et al. 2009, Wada et al. 2009, Davies et al. 2012).

La región más favorable para observar y estudiar la emisión del toroide de polvo es el mediano IR entre 5 y 30 µm, ya que la distribución espectral de energía o SED (del inglés Spectral Energy Distribution, en νFν) presenta un máximo de emisión en el mediano IR. La distribución espectral de energía del mediano IR también
depende de la distribución geométrica del polvo. Por ejemplo, si el material del toroide está distribuido de forma homogénea, la emisión IR proveniente de la región más interna del toroide y que no está oscurecida a lo largo de línea de visión (región caliente y ópticamente delgada) es mucho mayor que la emisión observada a lo largo de líneas de visión que pasan a través del toroide (región ópticamente gruesa) (Pier & Krolik 1992, Granato & Danese 1994, Efstathiou & Rowan-Robinson 1995). Por otro lado, si el material polvoriento del toroide está distribuido en nubes ópticamente gruesas que no llenan por completo el volumen del toroide (clumpy medium), entonces la dependencia de la luminosidad con el ángulo de visión disminuye (H¨onig et al.
2006, Nenkova et al. 2008b, Schartmann et al. 2008). Por lo tanto, la fotometría en el cercano y mediano IR permite discriminar entre las distribuciones homogéneas y clumpy (p.e., Alonso-Herrero et al. 2003). Observaciones de alta resolución espacial (p.e, Jaffe et al. 2004, Packham et al. 2005, Tristam et al. 2007, Radomski et al. 2008, Burstcher et al. 2013) han sugerido que las escalas espaciales del toroide de polvo son
pequeñas (< 10 pc), de manera que las mediciones de la emisión del toroide deben hacerse a escalas nucleares. Los estudios realizados hasta ahora para tratar de explicar las propiedades observadas en las galaxias activas hacen referencia esencialmente a dos tipos de discos de acreción y toroides de polvo. Los primeros se basan en modelos teóricos (por ejemplo, Krolik & Begelman 1988, Collin & Zahn 1999, Emmering, Blandford & Shlosman 1992, Wada 2012, Schartmann et al. 2012) que fueron desarrollados para explorar aspectos específicos como la formación, estabilidad, forma y evolución de la estructura central. Estos modelos intentan responder dos preguntas fundamentales: ¿cuál es el mecanismo que anula el momento angular del gas que está siendo acretado hacia el agujero negro y qué es lo que permite mantener una estructura de polvo en forma toroidal por tanto tiempo? Importantes procesos considerados en este contexto incluyen, entre otros, movimientos de materia a lo largo de las líneas de campo magnético, nubes polvorientas capaces de soportar la presión de radiación, turbulencia debida a la formación estelar y estallidos de supernovas. Los segundos son los modelos fenomenológicos que suponen ciertas aproximaciones para el tamaño, composición y geometría del toroide para tratar de explicar las observaciones, especialmente las imágenes resueltas y la emisión no resuelta en el IR (por ejemplo Pier & Krolik 1992, Fritz, Franceschini & Hatziminaoglou 2006, Nenkova et al. 2008a, H¨onig et al. 2010, Stalevski et al 2012), aunque la mayoría de estos modelos no discute la conexión entre el toroide y su medio circundante. En el presente trabajo hemos utilizado los modelos fenomenológicos propuestos por Nenkova et al. (2000, 2008a, b), los cuales suponen que el polvo en el toroide se encuentra distribuido en nubes (clumpy medium, ver dibujo a la derecha de la Figura 1.4). Sin embargo, hay otros dos modelos fenomenológicos que también deben ser mencionados. Uno es el modelo con distribuciones de polvo continuas (smooth medium, que fueron los primeros en ser desarrollados, ver dibujo a la izquierda de la Figura 1.4, por ejemplo, Pier & Krolik 1992) y los modelos compuestos, que no son más que una combinación de ambos (Stalevski et al. 2012). Un modelo smooth describe al toroide de polvo en términos de un anillo anular de densidad uniforme con un radio interno Rd y un radio externo Ro iluminado por una fuente puntual central (Figura 1.4). Por simplicidad, estos modelos suponen que las nubes se encuentran uniformemente distribuidas, considerando que la distancia entre ellas es mucho menor que el tamaño físico del toroide. Estos modelos tuvieron problemas al tratar de reproducir las distribuciones espectrales de energía observadas, ya que por ejemplo, el pico de emisión IR que ellos producían era mucho más estrecho (Dullemond & van Bemmel 2005) y la absorción de los silicatos en los AGN tipo 2 era mucho más plana que lo que los modelos predecían. De hecho en un trabajo anterior Alonso-Herrero et al. (2003) observaron que la dicotomía de la SED que estos modelos predicen en el cercano y mediano IR no son consistentes con las observadas. Teniendo esto en cuenta, Nenkova et al. (2002) fueron los primeros en presentar un modelo del toroide en el que el polvo estaba distribuido en nubes, con la emisión de los silicatos atenuada y el pico de emisión en el IR mucho más ancho. Sin embargo, estos modelos parecen fallar al tratar de reproducir la emisión de las longitudes de onda más corta características de la emisión del polvo caliente en los AGN tipo 1 (p.e., Mor et al. 2009, Nikutta et al. 2009, Martínez-Paredes et al. 2015, esta tesis). El hecho de que ambos modelos sean capaces de reproducir diferentes partes de la distribución espectral de energía observada ha mantenido abierto el tema sobre de polvo del AGN smooth. A la derecha: dibujo del modelo del toroide de polvo clumpy.

Figura 1.4: A la izquierda: Dibujo representativo (no escalado) del modelo del toroide En ambos modelos Rd y Ro son los radios internos y externos del toroide, respectivamente. El ángulo de orientación del toroide respecto de la línea de visión del observador es i. La anchura angular del toroide medida en grados desde el ecuador es representada con la variable σtoroide.

Galaxia Seyfert Tipo I.

La distribución de las nubes de polvo en el toroide de los AGN. Hace unos pocos años, Feltre et al. (2012) compararon dos conjuntos de modelos representativos de las distribuciones clumpy y homogéneas, encontrando que aunque los dos modelos producen SED diferentes, la mayoría de sus diferencias se deben a las suposiciones del modelo (como por ejemplo la composición del polvo) y no a la distribución del polvo (continua o clumpy). Recientemente Siebenmorgen, Heymann & Efstathiou (2015) presentaron un modelo en el que el polvo que se encuentra más cerca del mecanismo central del AGN está distribuido en una estructura tipo toroide, y puede ser descrito en términos de un medio clumpy, homogéneo o una combinación de ambos. Las partículas consideradas tienen una estructura esponjosa y una mayor emisividad submilimétrica que los granos del medio interestelar difuso, utilizado por los modelos clumpy y homogéneo descritos anteriormente. La interacción fotón-polvo es tratada a través de un código de transferencia radiactiva autoconsistente. Estos modelos fueron utilizados para modelar la SED de cuatro galaxias Seyfert, dos QSO, dos radiogalaxias y una galaxia IR hiperluminosa utilizando datos de IRS/Spitzer, NED y el telescopio espacial Herschel, y encontraron que dentro de las incertidumbres la SED IR de cinco de los objetos más luminosos pudieron ser bien modeladas considerando sólo una componente de AGN sin tener que incluir emisión por formación estelar. Observaciones directas del toroide son necesarias para revelar el tamaño del toroide y el mecanismo de alimentación del agujero negro. Las observaciones interferométricas pueden alcanzar las resoluciones necesarias (unos poco miliarcosegundos) para resolver esta estructura, las primeras observaciones en el cercano y mediano IR fueron consistentes con un polvo clumpy que debía estar distribuido en una estructura toroidal de unos pocos parsec (Swain et al. 2003, Wittkowski et al. 2004, Jaffe et al. 2004). Sin embargo estos trabajos están sesgados unicamente a los AGN más cercanos, como por ejemplo, Circinus (Tristam et al. 2007, 2012), NGC 1068 (Raban et al. 2009) y NGC 4151 (Burtscher et al. 2009), en los cuales se observó un toroide consistente con una estructura tipo clumpy y una componente de disco compacto. Recientemente, utilizando datos del instrumento interferométrico del mediano IR MIDI (del inglés MID-infrared interferometric instrument) en el VLTI (del inglés, Vey Large Telescope Interferometer) Burtscher et al. (2013) estudiaron una muestra de 23 AGN. A partir de este estudio encontraron que en promedio aproximadamente el 70 % del flujo total en las Seyfert 1 es no resuelto, mientras que en la Seyfert 2 esta componente contribuye ∼ 47 %, mostrando que una parte significativa de la emisión en estos objetos proviene de una región dentro de los primeros 10 pc de diámetro alrededor del núcleo. Además, encontraron a partir de su modelado que nueve de los objetos estudiados muestran cierta elongación en la dirección polar, posiblemente la NLR o un cono de flujo saliente (H¨onig et al. 2012, Tristam et al. 2012, H¨onig et al. 2013). En general no encontraron diferencias entre el toroide de los AGN tipo 1 y tipo 2 en términos de su tamaño, perfil radial y elongación. Algunos trabajos realizados hasta ahora para estudiar la emisión IR del toroide han sugerido que la emisión reprocesada e intrínseca del toroide se encuentran fuertemente correlacionadas. Sin embargo, varios de estos estudios han sido hecho con datos de baja resolución angular. Por ejemplo, Lutz et al. (2004) y Ramos Almeida etal. (2007) usaron datos del mediano IR del satélite ISO (Infrared Space Observatory), el cual tiene una resolución espacial típica de 2 kpc, la cual incluye emisión de polvo proveniente de la galaxia anfitriona que no está directamente relacionado con la emisión del toroide. Las observaciones hechas con telescopios terrestres de 8 m dan imágenes con mejor resolución espacial (del orden de los cientos de parsec), sin embargo las primeras investigaciones realizadas utilizaron muestras pequeñas de AGN (p.e, Krabbe et al. 2001, Horst et al. 2006). Estas muestras fueron extendidas (e.g., Horst et al. 2008, Gandhi et al. 2009) pero mezclando diferentes tipos de AGN, como radiogalaxias y LINER, las cuales pueden tener propiedades muy diferentes dependiendo de su luminosidad en radio y de la fuerza del continuo ionizante. La distribución espectral de energía es característicamente diferente en el cercano IR, ya que los AGN tipo 1 tienen una mayor emisión en este intervalo espectral. Más tarde utilizando datos de alta resolución espacial y una muestra estadísticamente representativa de galaxias Seyfert 1 y 2, Levenson et al (2009) también encontraron una fuerte correlación entre la luminosidad intrínseca y reprocesada en el mediano IR, sugiriendo que la emisión en el mediano IR de los AGN es aproximadamente isotrópica a las escalas nucleares estudiadas (< 100 pc). Estos resultados pueden ser interpretados mediante un medio clumpy, en el que la emisión en el mediano IR es sensible al ángulo de visión, ya que diferentes lados de las nubes pueden estar contribuyendo, mientras que un medio homogéneo produce emisión en el mediano IR significativamente más fuerte en los AGN tipo 1. En este trabajo también se encontró que a escalas de ∼ 100 pc la emisión nuclear en el mediano IR de las galaxias Seyfert tiene una contribución importante debida a emisión de polvo de regiones de formación estelar. Más recientemente Ramos Almeida et al. (2009, 2011), Alonso-Herrero et al. (2011) e Ichikawa et al. (2015) estudiaron la emisión IR del toroide de polvo en galaxias Seyfert 1 y 2 utilizando datos de alta resolución angular (< 0.700) y los modelos clumpy de Nenkova et al. (2008a,

Galaxia Seyfert Tipo I.

b). A partir de estos estudios fue posible comparar las propiedades físicas y geométricas entre las galaxias Seyfert 1 y Seyfert 2, mostrando que la clasificación de una galaxia Seyfert en tipo 1 o tipo 2 depende más de las propiedades intrínsecas del toroide y no sólo del ángulo de visión como ha sido propuesto por el esquema unificado. En principio un tipo 2 podría ser visto en cualquier ángulo de visión, ya que sólo bastaría con que una sola nube bloquee la línea de visión. Además, Alonso-Herrero et al. (2011) combinaron su muestra de galaxias Seyfert con la muestra de QSO PG estudiada por Mor et al. (2009) con el propósito de extender su estudio en el rango de luminosidades (Lbol ∼ 1043 − 1047 erg s−1), encontrando evidencia de un posible toroide en retroceso (receding torus), ya que observaron que el factor de cubrimiento geométrico f2 tiende a disminuir a m´as altas luminosidades, lo cual puede ser debido a que a más bajas luminosidades el toroide parece tener mayores tamaños angulares y número de nubes a lo largo del la línea ecuatorial. Sin embargo, no es posible descartar la posibilidad de que este resultado se deba a contaminación por emisión extendida en los AGN de baja luminosidad, ya que la mayoría de las galaxias anfitrionas se encuentran bastante inclinadas (Alonso-Herrero, et al. 2011).

Figura 1.5: Panel izquierdo. Esquema (no escalado) del modelo clumpy del tiroideo de polvo del AGN de Nenkova et al. (2008, a, b). En el centro se representa con un punto el AGN (mecanismo central de calentamiento de polvo) y con flechas curvas azules los fotones de alta energía producidos en el disco de acreción. Las nubes tienen una profundidad óptica τV en el óptico, y están distribuidas alrededor del AGN seg´un la ley de potencia r−q, donde r varía entre el radio interno Rd, determinado por la temperatura de sublimación del polvo, y el radio externo Ro = Y Rd. La distribución angular se caracteriza por un parámetro de anchura σtoroide. La ampliación en la imagen, muestra esquemáticamente que el camino libre medio l, de los fotones que vienen del AGN, entre las nubes debe ser mayor al tamaño de cada nube individual RC para que el medio sea clumpy. Panel derecho. Forma espectral del continuo del AGN (tomado de Nenkova et al. 2008a).