Explorando nuevos caminos para entender la química de los AGN

Título del artículo original: New quantitative nitrogen abundance estimations in a sample of Seyfert 2 Active Galactic Nuclei

Autores: O.L. Dors, K.Z. Arellano-Córdova, M.V. Cardaci, G.F. Hägele

Institución del primer autor:  Universidade do Vale do Paraíba (Brasil)

Estado de la publicación: Publicado en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS)

Una de las áreas más complejas de la astrofísica observacional es la determinación de las abundancias químicas del gas interestelar, es decir la estimación de cuántos átomos de cada elemento químico hay en el medio material entre las estrellas. Es un asunto complejo y muy importante, pues la composición química que observamos es resultado directo de los procesos que dan forma a la evolución de las galaxias y es una de las pruebas que tenemos a favor del Big Bang mismo. La complejidad es comprensible, pues el material que forma el medio interestelar se encuentra distribuido en un rango enorme de condiciones físicas distintas: temperaturas, densidades, carga eléctrica…y no podemos ir y tomar una muestra, tenemos que deducirlo todo a partir de la radiación que emite o dispersa este material. Así el gas frío que se encuentra en las grandes nubes moleculares y en el disco de las galaxias espirales, que está formado por átomos neutros o moléculas, hay que estudiarlo con ondas de radio. Es el material del que se formarán las futuras estrellas y su masa en las galaxias espirales puede ser tan grande o más que la masa de todas las estrellas juntas. El futuro de una galaxia depende en parte de cuánto de este gas tenga disponible para formar nuevas estrellas. Cuando se forman nuevas estrellas, con su radiación más energética calientan el gas y rompen las moléculas y hacen que los átomos pierdan sus electrones, ionizándolos. Entonces empieza un juego entre los átomos y los electrones liberados, atrapándolos nuevamente, colisionando entre ellos y emitiendo en el proceso luz en ciertas longitudes de onda muy específicas, las líneas de emisión, que vemos en la parte óptica y ultravioleta del espectro. Los átomos de cada elemento químico tienen una marca, un conjunto de líneas de emisión en longitudes de onda particulares que delatan su presencia en los espectros que tomamos con los telescopios. Viendo la intensidad de éstas líneas podemos saber qué cantidad de éstos átomos está presente en la región de la que se tomó el espectro, pues mientras más átomos haya, más luz será emitida en conjunto en una línea característica de ese elemento.

Figura 1. Representación artística de un Núcelo Galáctico Activo (AGN, por sus siglas en inglés). El gas y el polvo del centro de las galaxias se ve arrastrado hacia el enorme agujero negro supermasivo central, que lo calienta a altísimas temperaturas, lanzando parte de éste en forma de vientos llamados outflows, y emitiendo radiación de alta energía que ioniza este gas y gran parte del resto del gas circundante de la galaxia. Desarrollar métodos para estudiar la composición química de este gas ionizado por el AGN es todo un reto, y es lo que hacen los autores del artículo de hoy. Crédito: ESO/M. Kornmesser.

Muchas veces es más fácil y más útil saber la cantidad relativa de átomos de un determinado elemento respecto a los de otro que su cantidad absoluta. Normalmente usamos como referencia el hidrógeno, pues todo el hidrógeno del Universo se formó durante el Big Bang. Cuando se formaron las primeras estrellas, el Universo estaba formado únicamente por hidrógeno, y un poco de Helio y Litio. Todos los demás elementos químicos se formaron posteriormente en el interior de las sucesivas generaciones de estrellas que siguieron, por tanto, la cantidad de átomos (o abundancia) de éstos otros elementos respecto al hidrógeno nos dice cuánto ha evolucionado la química del Universo desde entonces.

Con cada generación nueva de estrellas el gas del medio interestelar se va enriqueciendo con elementos pesados, y la fracción de éstos respecto al hidrógeno original va aumentando. Uno de los elementos más fáciles de medir en el espectro óptico es el oxígeno. Cuando se ioniza perdiendo uno o dos electrones debido a la radiación intensa de estrellas jóvenes (entre otras causas), emite unas líneas características muy intensas. El oxígeno se ha tomado siempre como un buen representante de la cantidad de elementos pesados en general (que como los fieles lectores de astrobitos ya deben saber, los astrónomos llamamos metales), por tanto la fracción de oxígeno (formado en las estrellas) respecto al hidrógeno (formado en el Big Bang) [O/H] es representativa de la “metalicidad” y a veces se les llama de la misma forma (aunque técnicamente la metalicidad es la fracción de la suma de todos los elementos pesados respecto al hidrógeno). De esta forma midiendo la fracción [O/H] podemos saber qué tan evolucionada está una región de una galaxia, qué tantas generaciones de estrellas han habido antes.

Otro elemento muy importante para entender la evolución química de las galaxias es el nitrógeno. El nitrógeno es una pieza importante en las reacciones nucleares que producen energía en el interior de las estrellas y que finalmente terminan formando los elementos químicos pesados. Es muy importante saber si el nitrógeno que las estrellas usan es de origen primario o secundario, es decir, si se formó in situ en la estrella, o se había formado en generaciones anteriores de estrellas y fue “reciclado” e incorporado a la estrella actual cuando ésta se formó con el gas enriquecido con los elementos químicos de las generaciones anteriores.

Es cuando vamos a medir estas abundancias a partir de las líneas de emisión cuando la cosa se complica. La intensidad que midamos de las líneas de oxígeno (y de cualquier otro elemento) depende mucho de las condiciones físicas del gas, especialmente de la densidad, la temperatura y el campo de radiación ionizante. Los métodos que los astrónomos usan para medir la abundancia química de los átomos de oxígeno se ven afectados por estas condiciones, y tienen que ser calibrados con regiones específicas en las que se puedan medir esas condiciones por métodos independientes. Por tanto, éstos métodos (específicamente los llamados “de líneas fuertes”) suelen solo ser aplicados en mayor o menor grado en otras regiones cuyas características sean similares a aquellas con las que se calibró el método. Ésto ha dado lugar a que aparezca toda una variedad de métodos y que sus resultados no siempre sean compatibles entre si. Qué método elegir para cada región de gas ionizado y decidir qué tan confiables son los resultados obtenidos es un asunto muy delicado. Aun casi seis décadas después de que nacieron los primeros métodos modernos, siguen siendo objeto de intensos debates.

La química de los Núcleos Galácticos Activos.

Hasta ahora la mayor parte de los métodos de abundancias químicas del gas ionizado se han desarrollado para las regiones de formación estelar, tanto en nuestra galaxia como en otras, donde, pese a las discrepancias, existen condiciones físicas de densidad y temperatura muy similares. Pocas veces se ha intentado aplicar los métodos de determinación de abundancias a regiones de gas ionizado con condiciones físicas mucho más extremas, como es el caso del gas que rodea a los agujeros negros supermasivos que habitan en el centro de las galaxias cuando estos se activan, produciendo un Núcleo Galáctico Activo (AGN por sus siglas en inglés). Ahí el gas soporta radiación mucho más intensa y energética que en las regiones de formación estelar (ver figura 1), y además tiene densidades varios órdenes de magnitud mayor. De esta forma, los métodos que se usan para medir las abundancias químicas en las regiones de formación estelar no son en general aplicables a las regiones ionizadas por AGN.

Es aquí donde los autores del artículo de hoy entran en escena. Usando un programa llamado Cloudy que simula la física del gas ionizado, ponen a prueba una serie de condiciones físicoquímicas iniciales similares a las que se espera existan en un AGN de tipo Seyfert 2,  y variando algunos parámetros (densidad, campo de radiación ionizante, temperatura, abundancias químicas de oxígeno, nitrógeno y azufre),  obtienen modelos de la intensidad que se esperaría medir en las lineas de emisión provenientes del gas con esas condiciones físicas. Comparan los resultados con espectros reales de 61 galaxias Seyfert 2 y seleccionan aquellos modelos que mejor reproducen las intensidades de las líneas observadas (hasta un error máximo del 20%), asumiendo entonces que las condiciones físicas en esos AGN son aproximadamente las mismas que las del modelo. De las 61 galaxias originales, 44 pudieron ser ajustadas satisfactoriamente. En la figura 2 vemos la comparación de algunas intensidades de líneas observadas con las obtenidas con Cloudy. Los autores achacan las discrepancias a la presencia de procesos físicos, como otras fuentes de ionización no contempladas en los modelos.

Figura 2. Comparación de la intensidad observada de algunas líneas de emisión (normalizadas respecto a H-beta) con las predichas por los modelos ajustados, incluyendo dos líneas del oxígeno (arriba), el nitrógeno (abajo, izquierda) y el azufre (abajo, derecha). Crédito: Figura 1 del artículo original.

Una vez obtenidas las abundancias químicas, a partir de las condiciones iniciales de los modelos que mejor reproducen las observaciones, podemos calibrar los métodos de líneas fuertes para usarlos en otras galaxias similares. Además nos sirven para entender mejor el origen del nitrógeno en las galaxias AGN de la muestra. La forma más común de hacerlo es con un diagrama [N/O] vs [O/H], es decir qué tanto nitrógeno hay respecto al oxígeno, comparado con qué tanto oxígeno hay respecto al hidrógeno. Cuando el nitrógeno es primario, su relación respecto al oxígeno log[N/O] (se usa logaritmo por el gran rango de valores que puede abarcar) se mantiene constante conforme aumenta la metalicidad de las estrellas (dada por 12 + log[O/H], sumarle 12 es una convención cuyo origen no discutiremos ahora, pero que no altera la interpretación), hasta que llega un momento en que las estrellas de las primeras generaciones, al morir, han expulsado tanto nitrógeno al medio interestelar  que  las nuevas generaciones incorporan ese nitrógeno en cantidades comparables a las que ellas mismas producen. A partir de ese momento la proporción del nitrógeno respecto al oxígeno aumenta cada vez más conforme se incrementa la metalicidad con cada nueva generación. Luego estas estrellas también mueren y expulsan este material muy enriquecido en nitrógeno, que pasa a formar parte del medio interestelar nuevamente. Ahí  formará nuevas estrellas que aumentarán aun más la proporción de nitrógeno y nuevamente lo expulsarán al morir al medio interestelar donde nosotros podemos medir su abundancia. Ésto se ve claramente en la figura 3, elaborada con los resultados obtenidos de los modelos y con regiones de formación estelar (llamadas regiones HII) observadas por otros autores, donde hay un cambio brusco de pendiente a partir de 12+log[O/H] = 8, punto en el que el nitrógeno secundario comienza a ser cada vez más relevante. El resultado muestra que el gas ionizado en las galaxias Seyfert 2 de la muestra tiene un comportamiento muy parecido al de las regiones de formación estelar más ricas en metales, con abundancias de nitrógeno relativas al oxígeno [N/O] mucho más altas que las que se encuentran en el Sol, a metalicidades altas, indicando un posible origen secundario para este nitrógeno. También la proporción de nitrógeno respecto al hidrógeno, que nos indicaría cuánto nitrógeno se ha producido desde el Big Bang, se encuentra un rango muy amplio de valores, con tendencia a ser mucho más altos que los solares (0.3 a 7.5 veces este último).

Diagrama log[N/O] vs 12 + log[O/H]. Los puntos negros representan regiones de formación estelar comunes, conocidas como regiones HII. La parte inferior izquierda, casi horizontal muestra regiones de formación estelar en las que el nitrógeno es principalmente primario. A partir de 12 + log[O/H] = 8 la pendiente sube abruptamente, indicando el enriquecimiento con nitrógeno de origen secundario. Los puntos rojos representan la muestra de AGN Seyfert 2 de éste artículo, que se ubica claramente entre las regiones HII de mayor metalicidad y compatible con nitrógeno secundario. El círculo azul con el punto marca la posición de las abundancias químicas en el Sol. Crédito: Figura 4 del artículo original.

Como conclusión, la medición de abundancias químicas en el gas ionizado es un campo de estudio que aunque no reciente, está lejos de ser maduro y tener todo bien establecido y bajo control. A pesar de que tenemos una comprensión aproximada pero aceptable de la física y química de las regiones de formación estelar, el medio interestelar presenta un rango de condiciones y situaciones mucho más diversas. Uno de los mayores problemas es el gas ionizado por AGN, y este trabajo representa un modesto pero importante paso para la comprensión de la química de estos objetos, de la cual aun nos falta desarrollar métodos adecuados para estudiar todos sus aspectos.