Agujeros negros supermasivos y galaxias: misterios a todas las escalas

Título del artículo técnico: Linking macro-, meso- and microscales in multiphase AGN feeding and feedback

Autores: M. Gaspari, F. Tombesi, M. Cappi

Instiución del primer autor: Department of Astrophysical Sciences, Princeton University (EEUU)

Estado: Publicado en Nature Astronomy

El artículo que revisamos hoy hace un repaso de los diferentes problemas abiertos en el estudio de la relación entre los agujeros negros supermasivos activos y sus galaxias, a la vez que propone una estrategia para hacer más eficiente el estudio de los procesos de alimentación y retroalimentación observados en estos objetos, entendiéndolos en tres escalas espaciales diferentes.

Como saben nuestros lectores más fieles, en prácticamente todas las galaxias encontramos agujeros negros supermasivos (SMBH, por sus siglas en inglés). Algunos de ellos, llamados núcleos galácticos activos (o AGN por sus siglas en inglés) están acretando materia activamente y emitiendo enormes cantidades de radiación comparable a la producida por todas las estrellas de su galaxia juntas. No es de extrañar, por tanto, que los AGN tengan un impacto en su entorno, tanto en las regiones más cercanas al núcleo galáctico como en el gas intergaláctico que envuelve los cúmulos de galaxias. A continuación haremos un breve repaso de estos procesos para ponernos en contexto.

Alimentación y retroalimentación

Para producir estas cantidades monstruosas de radiación los SMBH deben recibir grandes cantidades de gas. Este gas que proviene de las partes más externas de la galaxia (la cual lo obtiene del medio intergaláctico), debe perder momento angular (en un proceso que puede tardar varios cientos de millones de años) para poder llegar hasta el SMBH que se encuentra en el centro. A este proceso de transporte del gas desde grandes distancias hasta el AGN se le llama alimentación.

Al caer el gas hacia el SMBH, ya muy cerca de éste, forma un disco de acreción (ver figura 1), en el que alcanza temperaturas de decenas de miles de Kelvin, transformando su energía potencial gravitatoria en radiación, a través de diversos procesos, aun no entendidos completamente, pero que involucran el movimiento de fluidos con cargas eléctricas (plasmas) en campos magnéticos muy poderosos a velocidades cercanas a la de la luz (algo que estudia la rama de la física llamada magnetohidrodinámica relativista). La radiación ionizante de alta energía producida en el disco de acreción (que usualmente alcanza su máximo de emisión en el ultravioleta, pero que también puede tener una emisión no despreciable en rayos X e incluso rayos gamma), se propaga en forma de conos axisimétricos perpendiculares a dicho disco (los llamados conos de ionización, aunque en los cuásares más luminosos pueden llegar a formar una esfera completa). Esto calienta e ioniza el gas dentro de los conos de forma que impide que se condense en nubes moleculares para formar nuevas estrellas, lo que retrasa e incluso detiene la formación estelar en la galaxia, un fenómeno conocido como “quenching” (que en inglés significa apagar o extinguir).

Los campos magnéticos extremos del disco de acreción actúan como aceleradores de partículas y en algunos casos tienen como resultado la expulsión de éstas partículas a velocidades muy cercanas a la de la luz, formando gigantescos chorros (jets, en inglés, ver figura 1) que podemos detectar principalmente por la radiación en ondas de radio (proveniente del proceso de emisión sincrotrón) . Estos chorros son muy estrechos (colimados) y suelen atravesar sus galaxias sin tener un gran impacto, pero conforme se alejan (pueden alcanzar distancias muchas veces mayores al tamaño de sus galaxias) se expanden en el gas que se encuentra entre las galaxias (llamado medio intergaláctico, o medio intracumular si se trata de un cúmulo de galaxias) calentándolo a temperaturas de millones de grados, llegando a emitir rayos X. Este calentamiento del gas intergaláctico impide que se condense y caiga hacia el pozo gravitatorio de las galaxias del cúmulo, por lo que eventualmente las deja sin alimento, contribuyendo también al quenching, aunque a una escala espacial mucho mayor.

En las últimas dos décadas se ha encontrado cada vez más evidencia de la presencia de vientos, enormes cantidades de gas moviéndose a gran velocidad y recorriendo distancias comparables al tamaño de las galaxias, que parecen proceder del AGN (ver figura 2). Estos vientos tienen la energía necesaria para barrer el gas de su galaxia e impedir que se condense para formar estrellas, contribuyendo al quenching.

A estos procesos con los que la actividad del SMBH repercute en su entorno se les llama retroalimentación. Aun no están claros los efectos que pueden llegar a tener, habiéndose encontrado casos muy diferentes en los que esta retroalimentación puede ser tanto negativa (impidiendo la caida del gas hacia el centro y la formación de estrellas, es decir, el quenching) como positiva (estimulando la formación de estrellas, al comprimir el gas interestelar o incluso dentro de sus propios vientos).

El impacto de esta retroalimentación puede llegar a ser muy grande, impidiendo no solo que el gas forme estrellas, sino que alimente al propio AGN, acabando eventualmente con su actividad. Se ha propuesto que esto podría formar un proceso cíclico (a veces llamado de fuente) en el que cae gas al centro de la galaxia, alimentando tanto la formación estelar como al AGN; luego los procesos de retroalimentación detienen la formación estelar y expulsan y calientan el gas deteniendo la actividad. Al cesar la actividad el gas se enfría y condensa y puede volver a caer, alimentando el ciclo nuevamente. Se estima que hasta el 90% del gas que cae hacia el núcleo es eyectado de nuevo hacia afuera en el proceso, siendo tragado por el agujero negro solo el 10% restante. Sin embargo, debemos mencionar que la formación estelar misma puede jugar un papel importante en esta regulación.

Un cuadro muy complicado de entender

Lo que hemos descrito a grandes rasgos es un cuadro que se ha ido formando a lo largo de los años con mucho esfuerzo, producto de muchos estudios que utilizan técnicas y métodos muy diferentes, cada uno aportando un pequeño grano de arena para entender un todo más grande. Por ejemplo, los procesos más cercanos al SMBH pueden ser estudiados solo en rayos X y ultravioleta y en algunas líneas de emisión en óptico. Esto requiere el uso de telescopios espaciales y el seguimiento continuo a lo largo de mucho tiempo por observaciones terrestres. Sin embargo son mediciones indirectas, pues son regiones tan pequeñas (comparables al Sistema Solar en tamaño) y tan lejanas que las vemos como fuentes puntuales (es decir, no podemos resolverlas espacialmente). Así que para poder interpretar estas observaciones es necesario recurrir a modelos teóricos, complicadas simulaciones en las que se incluye física extrema como la relatividad general y la magnetohidrodinámica, a cargo de astrofísicos teóricos.

A escalas mayores, los efectos de la retroalimentación como los vientos se observan en el óptico y en ondas de radio, requiriendo grandes observatorios, junto con instrumentación muy sofisticada y técnicas de análisis de datos complejas y avanzadas. Esto implica un alto grado de especialización, siendo común que los astrofísicos que son expertos en estudiar algunos de estos fenómenos con ciertas técnicas, no estén del todo familiarizados con los resultados obtenidos por otros grupos con aproximaciones diferentes. Integrar todo esto para formar un modelo que explique lo que se está observando no está siendo una tarea sencilla y es aquí donde entra el artículo de hoy.

Micro, meso y macro: muchas preguntas por responder

La figura 3 muestra un esquema de los diferentes procesos de alimentación y retroalimentación de AGN. Los autores han dividido estos procesos en tres grupos diferentes según las escalas a las que tienen lugar: micro, meso y macro. A su vez hacen un repaso de diferentes cuestiones que no están aun bien entendidas en cada escala. Proponen tomar dos tamaños físicamente relevantes como referencia para medir estas escalas: el radio de Schwarzschild r_s, que vendría a ser una medida del tamaño del agujero negro supermasivo (su horizonte de sucesos), y el radio virial r_vir del cúmulo o grupo de galaxias al que pertenece el AGN. Este último vendría a ser una medida aproximada de la región en la que domina la gravedad de las galaxias de ese cúmulo y en la que está confinado el gas intracumular que puede caer hacia las galaxias y alimentarlas, y a su vez ser afectado por estos procesos de retroalimentación.

Ambos radios representan los dos extremos de la escala de distancias en las que estos fenómentos tienen lugar. Los autores definen las categorías en saltos de tres órdenes de magnitud (un factor mil) de estos radios:

Escala micro: Desde el SMBH hasta mil veces su tamaño (1 a 10³ r_s) o una milmillonésima hasta una millonésima del tamaño del cúmulo (10^-9 a 10^-6 r_vir). A estas escalas, que no podemos resolver espacialmente, ocurren los fenómenos más extremos: se producen los jets, vientos ultrarrápidos moviéndose a más de cien mil kilómetros por segundo, partículas relativistas y radiación extremadamente energética e intensa. Como ya mencionamos, los mecanismos de producción de estos fenómenos no están completamente entendidos, como tampoco lo está el mecanismo de alimentación. ¿Es un flujo suave y uniforme de gas hacia el centro o por el contrario es una lluvia intermitente (el llamado modelo de acreción fría caótica, CCA por sus siglas en inglés)?¿Son los vientos producidos a esta escala el origen de los que observamos a escalas mayores?.

Escala meso: Desde mil veces hasta un millón de veces el tamaño del SMBH (10³ a 10⁶ r_s) o desde una millonésima a una milésima del tamaño del cúmulo (10^-6 a 10^-3 r_vir). Esto corresponde aproximadamente al tamaño que tiene una galaxia y sus estructuras, donde los procesos de retroalimentación, principalmente los vientos y la radiación ionizante del AGN regulan de forma directa la formación de estrellas y la caída del gas hacia el centro. Son escalas que podemos resolver espacialmente, al menos en galaxias relativamente cercanas.

Hay importantes cuestiones sin resolver en este contexto: ¿Cuánta energía necesitan transportar los vientos para poder barrer con el medio interestelar?¿Cómo se propaga la onda de choque por el medio interestelar?¿Conservan la energía o la pierden?¿Cómo influyen procesos caóticos como la turbulencia o la termodinámica de los gases? ¿Qué importancia tienen las estructuras de la galaxia, como los brazos y las barras en el transporte de gas hacia el núcleo?¿Cómo afecta el AGN a la formación de la galaxia y sus estructuras? ¿Cómo afectan estos vientos y la radiación ionizante a la distribución de elementos químicos por la galaxia? La CCA, que explica muy bien lo observado a escalas micro, debería empezar a ocurrir a estas escalas, sin embargo aun no hay observaciones directas que lo comprueben.

Escala macro: De un millón a mil millones de veces el radio se Schwarzschild (10⁶ a 10⁹ r_s) o de una milésima hasta el tamaño completo del cúmulo (10^-3 a 1 r_vir). A estas distancias los jets de partículas relativistas ya no están tan colimados, se ensanchan formando burbujas de plasma a alta temperatura que se expanden por el medio intracumular, chocándolo y calentándolo. Los mecanismos físicos responsables de la transferencia de energía de estas burbujas al halo de gas aun no se entienden con detalle, así como las propiedades físicas de este gas. Se han detectado estructuras de gas en forma de filamento de enorme tamaño, cuya dinámica y tiempo de vida se desconocen. También se sabe que las fusiones e interacciones entre las galaxias de un grupo o cúmulo son muy importantes a la hora de atraer este material hacia el centro de las galaxias mismas y hay muchos astrónomos dedicados a estudiar esto en detalle.

Con los vientos y jets el medio intergaláctico se ve enriquecido en elementos pesados y su dinámica alterada. Esto tiene implicaciones para la formación y evolución de las galaxias a lo largo de la historia del universo y es algo que desde hace relativamente poco se ha incluido en las grandes simulaciones de la evolución de enormes volúmenes del universo realizadas por cosmólogos teóricos (por ejemplo como Illustris TNG, ver figura 4) y ha sido demostrado que son necesarios para explicar las galaxias tal como las vemos hoy en día.

Uniendo esfuerzos

Para poder resolver todas estas incógnitas que provienen del estudio de procesos a escalas y energías muy diferentes los autores proponen una mayor integración y cooperación de astrónomos teóricos y observacionales. Ellos ven necesaria la inclusión de simulaciones cuando se hagan estudios a gran escala y en múltiples longitudes de onda. Las simulaciones ayudarían a los observacionales a interpretar mejor lo que están observando y a entender las limitaciones que impone la instrumentación que usan, mientras que los teóricos pueden comparar sus predicciones con lo observado para ajustar mejor sus modelos.

También insisten en convencer a las instituciones nacionales e internacionales que financian grandes proyectos científicos (por ejemplo, la Fundación Nacional para la Ciencia en EEUU o el Comité Europeo para la Investigación) que destinen fondos para proyectos multidisciplinarios que aborden los problemas en múltiples escalas (como las mencionadas micro y macro), propiciando además un balance entre los fondos asignados a proyectos teóricos (sobre todo simulaciones que requieren potentes instalaciones de supercomputación, ver figura 5) y observacionales (los cuales tienden a obtener mayor financiamiento).

Por otro lado proponen que los comités que designan tiempo de observación en los grandes observatorios y telescopios espaciales den mayor peso a las propuestas que incluyen estudios en otras longitudes de onda en conjunto con otras instalaciones complementarias. Por último, destacan la importancia de realizar congresos y talleres en los que se junten expertos de diferentes campos para tratar el mismo problema, en los que todos puedan enriquecerse con el punto de vista y los conocimientos de los demás.

La década que está terminando ha sido una en la que la astronomía ha enfrentado grandes retos, llevando al límite sus capacidades. Debido a eso han surgido grandes proyectos que verán la luz en la próxima década, desde gigantescos telescopios terrestres a complejos y sofisticados observatorios espaciales, así como centros de supercómputo cada vez más potentes. Para poder aprovechar al máximo toda esta poderosa capacidad científica y técnica, es necesaria la coordinación y el esfuerzo conjunto de expertos de diferentes campos, y el problema de la alimentación y retroalimentación en AGN es uno de los que se verán enormemente beneficiados cuando esto se logre.