Bestias de rayos X y campos magnéticos

• Título: Revisiting the structure and spectrum of the magnetic-reconnection-heated corona in luminous AGNs
• Autores: J.Y. Liu, E.L Qiao, and B.F. Liu
• Institución del primer autor: National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Science
• Astrobite original: X-Ray Beasts and Magnetic fields por Suk Sien Tie

En las profundidades de los inescrutables centros de las galaxias, acechan fantásticas bestias de increíble energía y poder. Cuenta la leyenda que nuestros ancestros sabían hace mucho de su presencia (por ejemplo Carl Seyfert en 1943 y Maarten Schmidt en 1963), pero separados por inmensos abismos y limitados por nuestras tecnologías, poco se sabía sobre ellas. Apareciéndose en varias formas y tamaños, algunas bestias habían sido vistas arrojando chorros (jets), mientras otras parecían más dóciles. ¿Cómo podemos encontrar estas bestias fantásticas? te preguntarás. Bien, la mayoría muestran su presencia en el óptico y el ultravioleta (UV), mientras otras se muestran en radio. Estas bestias de formas cambiantes están unificadas por una cosa: la fuente de su poder es la acreción de materia en agujeros negros supermasivos. Los astrónomos las llaman Núcleos Galácticos Activos, o AGN (por sus siglas en inglés). ¡Shhhhhh! aquí tienes una guía secreta sobre sus habilidades para cambiar a diferentes formas.

Aunque los núcleos galácticos activos se descubren principalmente en el óptico/UV y en radio, en realidad emiten en todas las energías hasta los rayos X, lo cual ocurre con los fenómenos astrofísicos más altamente energéticos. Sus distribuciones espectrales de energía (SED, por sus siglas en inglés), uno de cuyos ejemplos se muestra en la Figura 1, se caracterizan por diferentes componentes que surgen de diferentes partes de sus estructuras. Primero, tenemos un abultamiento similar a un cuerpo negro  el “big blue bump” (gran abultamiento azul en inglés)- en el óptico y UV, el cual se piensa que se origina en sus discos de acreción. El big blue bump está bien explicado por un modelo estándar de disco de acreción, el cual es geométricamente delgado y opaco a la radiación (u ópticamente grueso). Luego, tenemos alguna emisión en rayos X blandos (< 5 keV) cuyo origen no está claro aun. Finalmente, tenemos una emisión de rayos X duros (> 5 keV) que se describe bien con una ley de potencias. El origen de los rayos X duros no está completamente entendido, pero los astrónomos creen que se trata de dispersión Compton inversa: fotones que salen del disco de acreción  que son dispersados por el plasma de electrones calientes en una corona que rodea al disco, lo que produce estas emisiones en rayos X duros.

Figura 1. Un ejemplo de la distribución espectral de energía de un AGN.

La formación de la corona y su mecanismo de calentamiento aun no están claros. Los principales modelos proponen que está formada por la evaporación de material del disco más frío que está debajo, y luego calentada contínuamente por el campo magnético del disco. Mas específicamente, los lazos magnéticos producidos por el disco emergen y se reconectan con otros lazos magnéticos en la corona en un fenómeno conocido como “reconexión magnética”, liberando en el proceso energía magnética que mantiene la corona a altas temperaturas. Los autores del artículo de hoy, investigan el efecto del campo magnético en la estructura y el espectro de un sistema disco/corona calentado por reconexión magnética, enfocándose particularmente en  AGN luminosos.

Los autores encapsulan el efecto del campo magnético de su modelo en un parámetro llamado “el parámetro magnético” β₀ = (P_gas + P_rad)/P_B, donde la presión magnética (P_B) se asume que es proporcional a la suma de la presión de gas (P_gas) y la presión de radiación en el disco (P_rad). Valores mayores de β₀ corresponden a campos magnéticos más débiles y viceversa. Ajustando β₀ y la tasa de acreción (N. del T.: es decir, la cantidad de materia que se incorpora al disco de acreción por unidad de tiempo, ṁ) , los autores encuentran la solución para el disco y derivan la SED emergente. La Figura 2 muestra las SEDs simuladas para diferentes β₀ y tasas de acreción. Conforme el campo magnético  se hace más débil (bajando por la gráfica), el modelo con mayor tasa de acreción (línea cortada) produce menos rayos X duros. Eventualmente, el espectro es dominado por el “gran abultamiento azul” del disco. Esto es compatible con las tendencias observadas de que los rayos X duros de los AGN luminosos se vuelven más blandos a tasas de acreción más altas.

Figura 2. SED simuladas de AGN a varios β0 (en diferentes paneles) y tasas de acreción (diferentes líneas). Figura 4 del artículo.

Para comparar sus modelos con observaciones, los autores graficaron el observable L_bol/L_X (N. del T.: L_bol es la luminosidad bolométrica, es decir la potencia con que emite en todo el espectro electromagnético y L_X es la luminosidad con que emite solo en rayos X) como una función de la tasa de acreción para diferentes intensidades del campo magnético, como se muestra en la Figura 3. Las cruces rojas son muestras observacionales de AGN luminosos con masas de agujeros negros medidas en trabajos anteriores. El modelo con β₀=200 más o menos está de acuerdo con observaciones a ṁ < 0.2, mientras que más allá de eso, el modelo subestima L_X – la corona se vuelve demasiado débil para producir suficientes rayos X-. A ṁ > 0.2, el modelo con  β₀=100 con un campo magnético ligeramente mayor, concuerda con los resultados observacionales en su mayoría. Como con todas las cosas relacionadas a la investigación, hay más trabajo que debe hacerse antes de que podamos juntar una imagen completa de esas fantásticas bestias llamadas AGN.

Figura. 3 – L_bol/L_X como función de la tasa de acreción para varios β₀, superpuestos a datos observacionales (cruces rojas). Las líneas para los valores de β₀=100 y 200 concuerdan con los datos, mientras que las de β₀=10 y 50, no. Figura 5 del artículo.