Escupiendo fuego: simulaciones de retroalimentación de AGN

En el artículo, los autores simulan un volumen del Universo que en su centro posee un cúmulo de galaxias bastante masivo. Este cúmulo tiene galaxias de distintos tipos, y en sus regiones centrales alberga galaxias con núcleos activos, las cuales son capaces de producir mecanismos de retroalimentación que inyectan energía a su entorno. La tasa de inyección de energía de estas galaxias simuladas es modelada de tal forma que concuerde con algunas cantidades observacionales que son relativamente conocidas, como por ejemplo la relación entre la masa del agujero negro supermasivo y la dispersión de velocidad de las estrellas que lo rodean. En este trabajo se pretende estudiar la retroalimentación de AGN usando los dos métodos numéricos mencionados anteriormente (SPH y AMR) pero en la misma región con las mismas galaxias, de tal forma de poder entender de mejor manera el proceso y ver si los resultados son similares utilizando dos métodos distintos.

En la Figura 1 se puede apreciar la simulación utilizada en el artículo en todo su esplendor. El panel izquierdo muestra la densidad del gas en cada zona de la simulación: es posible apreciar que la materia se agrupa en filamentos (la conocida red cósmica que hemos visto en Astrobitos anteriores). Las regiones donde estos filamentos se interconectan poseen altas densidades, y es posible encontrar cúmulos de galaxias, como el demarcado por el círculo blanco en el centro de la figura. El radio aproximado de este cúmulo corresponde al radio del círculo. Los paneles centrales y derechos muestran la temperatura de estas partículas de gas a lo largo de la simulación. Los paneles superiores muestran los resultados de la simulación que utiliza el método AMR, mientras que los paneles inferiores muestran lo que ocurre al utilizar el método SPH.

Figura 2: La evolución de la masa contenida dentro del cúmulo de galaxias en función del tiempo, para las simulaciones descritas anteriormente. El panel izquierdo superior muestra la evolución de la masa total, mientras que el derecho hace la distinción entre la componente bariónica (gas) y la materia oscura. Las líneas verdes y rojas corresponden a las simulaciones realizadas con los métodos AMR y SPH, respectivamente, incluyendo el feedback de AGN. Las líneas negras y azules utilizan estos mismos métodos, pero corresponden a simulaciones que no incluyen feedback de AGN.

Al ver la distribución de temperatura del gas, es posible notar que el cúmulo de galaxias al centro de la imagen está rodeado por grandes “burbujas” de gas caliente: este material corresponde precisamente al gas que es calentado producto de la retroalimentación de un AGN que se encuentra en el centro. El círculo blanco mencionado anteriormente representa el radio aproximado de este cúmulo. ¡Es muy interesante notar que la energía estrepitosa de este núcleo activo tiene efecto en regiones que van mucho más allá del radio del cúmulo! No es difícil imaginar que un evento de tales características pudiera elevar tanto la temperatura de una galaxia como para suprimir completamente su formación de estrellas. Los dos métodos numéricos parecen capturan de forma similar el proceso de inyección de energía de los núcleos galácticos activos, con leves diferencias en la temperatura de las partículas de gas, lo cual tiene que ver con algunas diferencias en la implementación de ambos códigos, como por ejemplo los errores numéricos asociados a cada uno, cómo se modela la viscosidad, la entropía, y otras cantidades termodinámicas.

En la Figura 2 se muestra cómo varía la cantidad de masa contenida dentro del cúmulo de galaxias en función del redshift (que es una medida del tiempo transcurrido desde el inicio de la simulación). Las líneas verdes y rojas muestran los resultados de las simulaciones mencionadas anteriormente, para el caso del método AMR y SPH, respectivamente. Las líneas negras y azules corresponden a simulaciones que también utilizan estos métodos, pero que no incluyen retroalimentación de AGN. Cuando observamos la evolución de la masa total del cúmulo en función del tiempo (panel izquierdo superior) no se observan mayores sorpresas: la masa aumenta en función del tiempo, a medida que el cúmulo acreciona más y más materia producto de su inmensa gravedad. Sin embargo, cuando dividimos la masa en sus componentes de materia oscura y de bariones (gas) observamos algo sorprendente: ¡las simulaciones que incluyen retroalimentación de AGN poseen un cúmulo que en promedio tiene un 30 por ciento menos de bariones, que en el caso sin retroalimentación! La explicación de esto es que el feedback de AGN es tan energético que una buena parte del gas es expelido de las galaxias a grandes velocidades, removiendo parte de la masa. Como además este gas fue calentado a altas temperaturas, es más difícil que vuelva a colapsar hacia las regiones centrales, al menos por bastante tiempo.

Estas simulaciones numéricas nos enseñan lo peligrosas que pueden llegar a ser estas bestias negras que habitan en los centros de todas las galaxias cuando son alimentadas sin precaución. Si usted o alguno de sus familiares llega a toparse con un agujero negro supermasivo alguno de estos días, procure no alimentarlo más de la cuenta, le aseguro que no pasaría un momento grato.