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Huracán en una taza de té

  • Título del artículo técnico: Storm in a Teacup: X-ray view of an obscured quasar and superbubble.
  • Autores: G. B. Lansbury, M. E. Jarvis, C. M. Harrison, D. M. Alexander, A. Del Moro, A. C. Edge, J. R. Mullaney, A. Thomson
  • Institución del primer autor: Institute of Astronomy, University of Cambridge, Reino Unido.
  • Estado: Aceptado para publicación en The Astrophysical Journal Letters (ApJL)

Los núcleos galácticos activos (AGN, por sus siglas en inglés) son fenómenos que ocurren cuando un agujero negro supermasivo (que habitan en el núcleo de casi todas las galaxias)  atrapa gas de sus alrededores formando un disco de acreción. El gas en este disco alcanza temperaturas muy altas, de decenas de miles de Kelvin, y en los casos más extremos, también conocidos como “cuásares“, puede llegar a emitir tanta o más radiación que todas las estrellas de su galaxia juntas.  Esta radiación, que contiene una componente de alta energía (principalmente ultravioleta y rayos X)  puede afectar al gas de la galaxia  a distancias muy lejanas del agujero negro central. Esto se observa en los los llamados “conos de ionización”: regiones de gas ionizado de forma cónica, detectadas por sus líneas de emisión en óptico que alcanzan tamaños de kilopársecs.

En las últimas décadas, se han detectado vientos en algunas galaxias que contienen AGN, que parecen surgir de las inmediaciones del agujero negro supermasivo central. Estos vientos, llamados “outflows” se pueden observar en casi todas las longitudes de onda, desde los rayos X hasta el radio, pasando por el ultravioleta, el óptico y el infrarrojo.  Cada una de estas bandas nos muestra un aspecto o “fase” diferente del outflow. Los rayos X concentrados en las regiones más cercanas al agujero negro nos indican la presencia de los llamados outflows ultra rápidos (UFOs, por sus siglas en inglés) de los cuales hablamos en este astrobito. En óptico suele detectarse gas más frio, ionizado, que se extiende a escalas de kilopársecs, moviéndose a miles de kilómetros por segundo y que coincide espacialmente con los conos de gas ionizado que mencionamos antes. En radio, se observa gas neutro  y molecular frio, moviéndose a cientos de kilómetros por segundo, a escalas comparables al tamaño de la galaxia anfitriona (decenas de kilopársecs). Todos estos vientos, a diferentes distancias del centro galáctico y con diferentes condiciones físicas, implican movimientos de grandes masas de gas con mucha velocidad que transportan una enorme cantidad de energía mecánica. Aunque todavía quedan muchos cabos sueltos sobre el origen de estos vientos, la evidencia apunta a que tienen su origen en el AGN, y que las distintas fases observadas están causalmente conectadas y forman parte del mismo fenómeno.

La taza de té

La galaxia SDSS J143029.88+133912.0, también conocida como “la taza de té” por la peculiar forma de asa que toma el gas ionizado observado en el óptico (ver figura 1), contiene un cuásar. Esta asa se trata en realidad de la contraparte óptica de la componente este de una doble superburbuja de gas ionizado y neutro que se puede observar en radio (ver figura 2). Sin embargo, el AGN en esta galaxia parece ser de baja luminosidad y no posee la potencia suficiente para ionizar todo ese gas, a más de 10 kilopársecs de distancia. Para explicar esto, el AGN de esta galaxia ha sido catalogado como un  cuásar desvaneciente o moribundo. Esto significa que  brilló mucho más en el pasado, ionizando el gas de la superburbuja, pero  hoy en día se encuentra más débil y en proceso de apagarse. La radiación ionizante tarda del orden de cien mil años en recorrer la distancia entre el cuásar y la posición del filamento de gas ionizado que se observa, por lo que el AGN debió estar mucho más activo hace por lo menos esa cantidad de tiempo, para que la potente radiación ionizante emitida en ese entonces esté alcanzando el gas en este momento.

Figura 1: La galaxia conocida como “la taza de té”, vista por el telescopio espacial Hubble. El asa de la taza está formada por el gas ionizado. El intenso color verde corresponde a la emisión de radiación por iones de oxígeno. El cuásar se encuentra en la zona blanca más brillante en el centro. Crédito: NASA, ESA, W. Keel (University of Alabama, USA).

 

El caso del cuásar moribundo… o cómo no todo es lo que parece

Pero, ¿es esto realmente así? El AGN de esta galaxia está clasificado como tipo II, lo que significa que el disco de acreción que produce la radiación está oculto a nuestra línea de visión por gruesas nubes de polvo que lo rodean formando un anillo o toro, por lo que no podemos verlo directamente. Los autores del artículo que discutimos hoy, utilizaron observaciones en rayos X, capaces de atravesar  las gruesas capas de polvo que la radiación óptica no puede, y así darnos información directa de la fuente de radiación oculta. Para esto usaron espectros de los observatorios espaciales de rayos X Chandra y XMM-Newton. Para conocer mejor las condiciones físicas de este objeto, los autores simularon  una serie espectros en rayos X, basados en modelos teóricos con diferentes cantidades de polvo, estructuras y condiciones físicas, con el fin de compararlos con los espectros observados. De esta forma pudieron determinar cuáles de esas cantidades y combinaciones ajustan mejor los espectros observados, y por tanto, se aproximan más a las condiciones físicas reales en el objeto.

Figura 2: Superposición de las observaciones de la taza de té en diferentes bandas del espectro electromagnético. El cuásar está en la zona central más brillante. En verde se muestra la emisión en óptico del oxígeno dos veces ionizado, que le da su nombre a la galaxia. En rojo se ve la emisión en radio correspondiente a gas más frio. Podemos ver como el asa en realidad solo traza una parte de una superburbuja que se ve completa en radio, incluyendo una componente este y una oeste. Los contornos celestes muestran la emisión de rayos X blandos observados con Chandra. Se trata de gas a muy alta temperatura que traza los bordes de la superburbuja, junto con la emisión en óptico: las zonas en las que el viento proveniente del cuásar central choca con el gas interestelar calentandose a millones de grados. Adaptado de la figura 1 del artículo técnico.

Para sorpresa de los autores, resultó que la potencia radiativa del AGN (o como se le llama en astronomía, su luminosidad) es mucho más intensa de lo que se había estimado usando datos en óptico, por lo que no es necesario recurrir a la hipótesis del cuásar moribundo para explicar el gas ionizado a grandes distancias del centro. Además estos ajustes también revelan una enorme densidad del polvo en nuestra línea de visión, lo que explica que una gran parte de la radiación ultravioleta y visible sea absorbida, haciendo que subestimemos la potencia del AGN al observarlo en estas longitudes de onda.

¿Y las superburbujas? El huracán en la taza

Sin embargo no todo estaba explicado. Al comparar el volumen de las burbujas con lo que se esperaría si estuvieran ionizadas por la radiación del AGN (usando los llamados modelos de fotoionización), encuentran que el gas de éstas debería ocupar un volumen tres veces mayor que el observado. Esto obliga a buscar otras posibilidades.

Para empezar,  por el hecho de que para que tal cantidad de gas haya llegado tan lejos del núcleo, este ha de haber sido expulsado por medio de chorros o outflows del AGN. Por tanto una parte de toda esa energía mecánica, pudo haberse disipado en forma de calor al chocar el outflow o jet con el medio interestelar de la galaxia, elevando su temperatura. Al ajustar algunos modelos de choques de gas a las observaciones en rayos X de las burbujas, se encuentra que son compatibles con la emisión que se espera de un gas a una temperatura de 3 a 8 millones de Kelvin. Estas condiciones son comunes en muchos otros ejemplos conocidos en el Universo local de gas chocado en burbujas de outflows y jets de AGN, que también tienen una forma muy parecida a la observada aquí. Además se observa un tenue exceso de emisión en el rango más energético de los rayos X (llamados rayos X duros) cerca de los bordes de la burbuja, que se corresponde a gas de muy alta temperatura (decenas de millones de Kelvin). Esto es precisamente lo que se espera en el caso de un outflow de AGN que choca con el medio interestelar calentándose hasta esas temperaturas. Si los modelos son correctos, esto también explicaría que la emisión en rayos X de baja energía (blandos) y en óptico se observe solo en los bordes de la burbuja y no en el interior, pues provendría del gas del medio interestelar al ser chocado por el frente del outflow. También, al comparar la potencia luminosa en rayos X del AGN  con la potencia mecánica del supuesto outflow, encuentran que la proporción es compatible con la de muchos otros ejemplos de outflows de AGN conocidos. Por tanto, es la energía mecánica transportada por el outflow la que domina la ionización del gas, y no la radiación  del AGN. Sin embargo, el descubrimiento de que el cuásar es en realidad muy luminoso sigue siendo importante, pues se supone generalmente que la energía mecánica del viento proviene de la presión de radiación del AGN, por lo que mientras más luminoso es el AGN, mayor energía mecánica transporta el outflow.

Y la moraleja es…

Si podemos sacar una lección de esta historia, es que no podemos atenernos a un solo tipo de observación para explicar un fenómeno astronómico. Los estudios hechos en óptico habían subestimado la potencia del AGN central, haciendo difíciles de explicar las burbujas de gas ionizado observadas. Solo hasta que se usaron observaciones de rayos X, capaces de penetrar las gruesas capas de polvo que rodean al AGN es que se pudo determinar el verdadero mecanismo detrás de todo: los poderosos vientos del cuásar. Cada vez más en todos los campos de la astronomía se hace patente la necesidad de combinar observaciones en diferentes bandas espectrales para entender cabalmente los fenómenos físicos que se estudian. Ya no podemos entender un AGN estudiándolo solo en rayos X, o en radio, o en óptico. Esto obliga a los astrónomos a colaborar más, combinando la experiencia en distintos tipos de observaciones de los diferentes miembros de una colaboración, así como a ser cada uno multidisciplinario, para poder interpretar correctamente toda la información y trabajar con todo tipo de datos.

 

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