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En las cercanías del monstruo

Ya hemos hablado en varias ocasiones de los agujeros negros supermasivos (de millones a miles de millones de veces la masa del Sol), que habitan en el centro de casi todas las galaxias. Especialmente cuando se encuentran devorando gas y emitiendo radiación con un brillo comparable o mayor al de todas las estrellas juntas de las galaxias que habitan (todo esto en una región increíblemente pequeña comparada con la galaxia). En estos casos se les conoce como núcleos galácticos activos (AGN, por sus siglas en inglés). No es fácil explicar cómo generan toda esa energía y cómo se relacionan con el ambiente de sus proximidades, aunque desde principios de los noventa, tenemos una idea general, llamada “modelo unificado de los AGN“, la cual es capaz de explicar una gran parte de la variedad de procesos que observamos en estos objetos. Este modelo se basó en parte en observaciones del AGN en la galaxia NGC1068, relativamente cercana (~14 Mpc, unos 46 millones de años luz ), que ha servido como prototipo de los llamados AGN de tipo II, es decir, aquellos en los cuales el agujero negro central y el disco de acreción están ocultos a nuestra línea de visión por una estructura de polvo muy densa en forma de rosca, llamada “toro de polvo”. En las fuentes de tipo I en cambio, vemos el AGN desde una dirección perpendicular a este toro,  y nos llega la radiación del disco de acreción directamente (ver figura 1). He aquí la importancia del modelo unificado de los AGN: nos permite explicar las observaciones de AGN tipo I y II como producidas por el mismo fenómeno, siendo su única diferencia fundamental la orientación con que los vemos.

Figura 1: Esquema simplificado del modelo unificado de AGN. Las flechas azules indican nuestra línea de visión. En los AGN tipo I, nuestra línea de visión es perpendicular al toro de polvo y podemos ver directamente la radiación proveniente del disco de acreción. En los AGN tipo II, el toro de polvo se interpone entre nosotros y el disco de acreción, por lo que no podemos ver directamente la radiación que emite. Crédito: A. Robleto, para Astrobites en Español.

 

La llegada de ALMA

Con los instrumentos disponibles hasta la década pasada, había sido imposible obtener imágenes de lo que pasa en los alrededores de estos objetos (aunque si información de sus condiciones físicas gracias a la obtención de espectros). Esto es debido principalmente a que se encuentran a enormes distancias en otras galaxias y no se contaba con instrumentos con la suficiente resolución espacial para poder explorar regiones del tamaño en las que estos fenómenos tienen lugar. Eso está empezando a cambiar con las nuevas generaciones de instrumentos que entraron en servicio en esta década, especialmente los grandes interferómetros de radio y ondas milimétricas como ALMA.

ALMA (Gran sistema de antenas milimétricas/sub-milimétricas de Atacama, por sus siglas en inglés), consiste en 66 antenas parabólicas de 12 metros de diámetro separadas por distancias de hasta 16 km (aunque pueden reubicarse en diferentes configuraciones de menor tamaño), conectadas  formando un interferómetro (ver figura 2). Esto permite aumentar la resolución espacial, de modo que se obtiene la equivalente a la de un telescopio que tenga el tamaño de la máxima separación entre las antenas. ALMA se encuentra ubicado en Chile, en el desierto de Atacama. Mira aquí para consultar otros astrobitos que hemos escrito sobre sus descubrimientos.

Figura 2: Parte de las antenas de ALMA, durante una noche de observación en el llano de Chajnantor, en el desierto de Atacama, Chile. A 5000 metros sobre el nivel del mar, es el observatorio astronómico ubicado a mayor altitud del planeta. (Imagen: Carlos Padilla – AUI/NRAO).

Tratando de distinguir el toro de polvo

Se sabe que el gas molecular suele ir acompañado por polvo, por tanto, detectar moléculas de gas es una forma de detectar polvo, como el del toro, indirectamente. Los autores del artículo que discutimos hoy aprovecharon la gran resolución espacial de ALMA para explorar las regiones cercanas al AGN de la galaxia NGC 1068,  buscando caracterizar el toro de polvo y gas molecular predicho por el modelo unificado de AGN.  Dicho toro debería encontrarse rodeando al agujero negro supermasivo (y al disco de acreción que produce la radiación más intensa)  a distancias de unos 10 a 100 pársecs (de unos 32,6 a unos 326 años luz), dependiendo de la intensidad de la radiación.

Ya habían intentado esto hace unos años, realizando observaciones con ALMA de lineas de emisión de gas de  ácido cianhídrico (HCN) y del catión formil (HCO+) que publicaron en 2016 a una resolución de 0.1 a 0.2 segundos de arco, que demostró no ser suficiente para sus propósitos. Ese mismo año, otro grupo de investigación, logró observar por fin el toro a una resolución de 0.05 y 0.07 segundos de arco, usando una línea de emisión de la molécula de monóxido de carbono (CO). Sin embargo encontraron algo extraño: aunque el toro estaba elongado en dirección este-oeste,  la rotación del gas calculada a partir del desplazamiento Doppler de las líneas de emisión, contrario a lo esperado, era norte sur.  La explicación parecía ser la presencia de un viento (outflow, o flujo saliente, en inglés) molecular bipolar, pero los resultados no fueron concluyentes. Te invitamos a leer este astrobito sobre un trabajo centrado en el outflow molecular de esta galaxia.

Nuevas observaciones

Para poder entender mejor lo que sucede alrededor del AGN de NGC1068, el grupo de Imanishi, autores del artículo que estamos analizando, llevó a cabo nuevas observaciones con ALMA, en muy alta resolución (0.04 a 0.07 segundos de arco)  en dos líneas espectrales del gas molecular HCO+ y una de HCN. En la figura 3 podemos ver los mapas que obtuvieron, tanto de intensidad de la línea (dónde brilla más) como de la velocidad del gas (nuevamente, usando el efecto Doppler) y la dispersión de velocidades (una medida de qué tan turbulento es el gas).

Figura 3. Mapas de la zona próxima al núcleo galáctico activo. A la izquierda, las observaciones correspondientes a la molécula de HCN y a la derecha las correspondientes a la de HCO+. La fila de arriba muestra la intensidad de las líneas de emisión de cada molécula, que da una medida de en qué regiones se concentran más. En la segunda fila tenemos los mapas de la velocidad de gas en la línea de visión, esto nos muestra qué partes se alejan de nosotros y qué partes se acercan, lo que correspondería con un movimiento de rotación. Finalmente, la última fila muestra la dispersión de velocidades del gas, que es una medida de la turbulencia. La posición del agujero negro supermasivo central se marca con una cruz. Como es costumbre en los mapas astronómicos, el norte se ubica arriba y el este a la izquierda. Fuente: Figura 2 del artículo técnico.

Comprobaron que esta emisión de gas molecular, al igual que la previamente observada con menor resolución, se orienta en dirección este oeste (Figura 3, fila superior). Esto confirma que el toro asociado a esta emisión molecular está orientado en esta dirección. Esto era lo esperado, pero no es todo: al estudiar la dinámica del sistema (figura 3, fila central) encuentran que aunque hay un movimiento de rotación, su velocidad no es la que correspondería a un movimiento kepleriano estable que se esperaría si estuviera dominada solo por la gravedad del agujero negro supermasivo central. Además, se observa que el toro es muy inhomogéneo, siendo la emisión molecular más intensa en la región oeste (figura 3, fila superior), esto coincide también con la región en que la dispersión de velocidades muestra turbulencias más intensas (figura 3, fila inferior). Si comparamos los mapas de velocidad en la línea de visión (figura 3, fila central) con mapas similares que muestran escalas mucho mayores (figura 4), vemos que el gas en la región central gira además en dirección contraria a la del gas a mayor escala. El gas se acerca a nosotros en la región este del mapa a gran escala, pero se aleja de nosotros en el mapa de la región central.  Los autores llegan a la conclusión de que esto se debe a un fenómeno externo al AGN, como el choque de la galaxia con una galaxia más pequeña. De esta forma el gas a gran escala podría provenir de esta galaxia y por tanto tener una dirección de movimiento diferente.

Figura 4. Mapa de la zona central de NGC1068 a mucha mayor escala. La flecha blanca indica la posición del AGN (región mostrada en la figura 3). La parte izquierda, nuevamente, corresponde a la emisión de HCN y la derecha a la de HCO+. La fila superior muestra la intensidad de la emisión (asociada a la densidad del gas) y la fila inferior muestra la velocidad en la línea de visión. Como puede apreciarse al comparase con la figura 3, el movimiento de rotación a esta escala es en dirección contraria al del gas en el toro.

¿Qué significa esto para el toro de polvo de NGC1068?

Este trabajo muestra que la emisión de gas molecular comúnmente asociada al toro de un AGN, puede ser mucho más compleja de lo que indica el modelo unificado. El toro de polvo y gas molecular, visto con alta resolución (figura 3), no sigue un simple movimiento de rotación kepleriano, sino que está perturbado, su densidad no es homogénea y además presenta zonas altamente turbulentas. Al interpretar esto junto con observaciones a mayor escala, encontramos pistas de que esto pudo deberse a eventos externos como la fusión de la galaxia anfitriona con otra galaxia más pequeña, pues el gas molecular del todo se alimenta del de sus alrededores. Cuanto más profundizamos en el conocimiento de los AGN, más nos damos cuenta que el modelo unificado es cuando menos, una aproximación simplista. Es claro que cada objeto muestra peculiaridades que lo separan de esta visión, aun si se trata de uno de los AGN más estudiados y que fue usado como prototipo para este modelo.

 

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