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¿Dónde están los rayos gamma? La física detrás de 3C 279, un AGN altamente variable en todas las frecuencias

  • Título: Multiwavelength Photometric and Spectropolarimetric Analysis of the FSRQ 3C 279
  • Autores:  V. M. Patiño-Álvarez , S. Fernandes, V. Chavushyan, E. López-Rodríguez, J. León-Tavares, E. M. Schlegel, L. Carrasco, J. Valdés , A. Carramiñana
  • Institución del primer autor: Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Auf dem Hügel 69, 53121 Bonn, Alemania/ Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica, Puebla, México.
  • Estado: Publicado en MNRAS.

Los núcleos galácticos activos, (AGN, por sus siglas en inglés de “Active Galactic Nuclei”) son objetos de estudio fascinantes con mucha física aún por comprender. Astrobitos ha escrito mucho acerca de estos objetos y de sus componentes de acuerdo al modelo unificado, por ejemplo, aquí y aquí. Sin embargo, en el astrobito de hoy, comentaremos sobre un tipo en particular de AGN, los blazares, los cuales presentan un poderoso jet (chorros de material ionizado colimados, que se originan debido a un fuerte campo magnético producido por el agujero negro y el disco de acreción, y que se desplazan a velocidades relativistas) apuntando hacia nuestra línea de visión. En la figura 1 se muestra una representación artística de un blazar, en la cual puede distinguirse el agujero negro, el jet, disco de acreción y el toro de polvo y gas molecular. Una de las características principales de estos objetos es que son altamente variables (su brillo presenta grandes variaciones) principalmente a muy altas energías, esto es, rayos gamma.

Figura 1. Representación artística de un blazar, según el modelo unificado. El AGN está rodeado de un toro formado por densas nubes de polvo y gas molecular. Dentro de este se encuentra  un disco de acreción, formado por todo el material que está cayendo en espiral hacia el agujero negro supermasivo central (punto negro). De la región más próxima a éste se emite el jet de partículas relativistas. Crédito de la imagen DESY, Science Communication Lab.

3C 279 es un AGN altamente variable en todas las longitudes de onda, desde radio hasta rayos gamma. También uno de los primero blazares que se detectaron en rayos gamma. Por esta razón, diferentes observatorios terrestres y espaciales han monitoreado a 3C 279 obteniendo importantes resultados que han ayudado a restringir sus propiedades físicas. Los autores (Patiño-Álvarez et al.) del astrobito de hoy, utilizaron observaciones fotométricasespectroscópicas y polarimétricas que abarcan desde ondas milimétricas hasta rayos gamma para estudiar los mecanismos de emisión dominantes en 3C 279 en las diferentes bandas del espectro electromagnético.

Antes de comenzar con el análisis de este objeto, es importante mencionar los mecanismos físicos, así como las regiones involucrados en la emisión de las diferentes bandas del espectro. Para empezar existe el disco de acreción el cual produce exclusivamente emisión térmica, la cual puede ir desde el infrarrojo, óptico, UV, hasta los rayos X. Emisión térmica puede también provenir del toro de polvo y gas molecular, que emite en ondas milimétricas e infrarrojas. La siguiente región es la corona, que es un plasma de alta temperatura muy cercano al disco de acreción; la corona produce principalmente rayos X por medio del efecto Compton inverso, el cual consiste en la interacción de fotones de baja energía (llamados fotones semilla) con electrones de alta energía, los cuales ceden energía a los fotones.

La última región de emisión importante en un AGN es el jet. El jet puede producir emisión por medio del efecto Compton inverso y por emisión sincrotrón (radiación emitida por electrones acelerados dentro de un campo magnético). A diferencia de la corona, el efecto Compton inverso en el jet puede producir no solo rayos X sino también rayos gamma, debido a que los electrones se aceleran a mayores energías dentro del jet. Por otro lado, la emisión sincrotrón del jet de un AGN emite en un amplio rango de energías, el cual puede ir desde ondas de radio hasta los rayos X. En el caso del efecto Compton inverso, dependiendo del origen de los fotones semilla, este es llamado de dos formas diferentes. Si los fotones semillas son emisión sincrotrón del jet, el mecanismo se conoce como sincrotrón auto-Compton. Por otro lado, si los fotones semilla provienen de una fuente externa al jet, se le llama Compton inverso externo. En el caso de los blazares, como estamos viendo el jet de frente, la radiación que observamos proveniente de este puede llegar a dominar sobre la del resto del AGN. El conocer y comprender los mecanismos físicos dominantes en las diferentes bandas nos ayudará a interpretar los principales resultados de esta investigación.

¡Un cúmulo de observaciones para 3C 279!

La mayor parte de las observaciones se obtuvieron de bases de datos públicas de diferentes telescopios. Para la fotometría en rayos gamma se utilizaron datos del telescopio espacial FERMI-LAT (por sus siglas en inglés de “Large Area Telescope”) de rayos gamma y  para rayos X del telescopio espacial Swift-XRT (por sus siglas en inglés de, “X-ray Telescope”). Para el rango UV se obtuvieron datos de observaciones realizados por los autores en el Observatorio  Astrofísico Guillermo Haro (OAGH) y del Observatorio Astronómico Nacional en San Pedro Martir (OAN-SPM), así como de observaciones del programa de monitoreo que se lleva a cabo en el Observatorio SteWard. Para la fotometría en el óptico se utilizaron observaciones de la base de datos del Observatorio Steward y para el cercano infrarrojo (NIR, por sus siglas en ingles de Near-Infrared) se obtuvieron datos observados del OAGH por los autores, así como del programa de monitoreo SMARTS. Finalmente, los datos a 1 mm se obtuvieron de la base de datos pública del arreglo de radio telescopios submilimétrico SMA (por sus siglas en ingles de “The Submillimeter Array”). ¡Todo este cúmulo de observaciones cubre un periodo de seis años! Un esfuerzo enorme por parte de todos los observatorios.

Figura 2. – Curvas de luz de múltiples longitudes de onda en función del tiempo en días Julianos. De de arriba hacia abajo las observaciones de rayos gamma, rayos X, el flujo de luz polarizada, UV, óptico, cercano infrarrojo y milimétrico. (Figura 3 del artículo original)

En la figura 2 se muestra las curvas de luz para los datos a distintas longitudes de onda en función del tiempo. Un análisis de correlación cruzada entre las diferentes curvas de luz proporciona información sobre si diferentes longitudes de onda comparten el mismo mecanismo de emisión, o si estos mecanismos están relacionados de alguna forma. Patiño-Álvarez et al. utilizaron tres métodos de correlación cruzada para comparar las diferentes curvas de luz. Si existe correlación entre algunas de las curvas de luz puede indicar que estas bandas comparten un mecanismo de emisión o si estos están relacionados y si además entre ellas no existe retraso puede indicar que la emisión proviene de la misma región. Analizando las curvas de luz en el periodo de tiempo de seis años se encontró que la emisión desde el UV al cercano infrarrojo es simultanea; esto implica que la emisión de estas bandas es co-espacial, es decir, se originan en el mismo lugar. Se encontró también una correlación entre la emisión a 1 mm con el UV lo cual indica que el UV es dominado por sincrotrón del jet, como sabemos la emisión a 1 mm en los blazares está dominada por de este mecanismo de emisión.

Un blazar con ritmos diferentes

Basados en el comportamiento de la curva de luz de rayos gamma (figura 2) los astrónomos dividieron las curvas de luz en tres periodos de actividad para realizar el análisis de correlación cruzada. El periodo A abarca un rango en tiempo de 4650 a 5850 días (JD – 2450000), el periodo B el rango de 5850 – 6450 días y el periodo C abarca un rango de 6400 a 6850 días  (ver figura 2). Los resultados que se obtienen en este análisis para los periodos A y C son los siguientes:

Periodo A: se encontró correlación entre las curvas de luz del cercano infrarrojo, óptico y UV, por tanto, la emisión es sincrotrón del jet y es co-espacial. Además, existe correlación entre la curva de luz de rayos gamma y UV, con un retraso entre ellas que es consistente con cero; lo que apunta a que el mecanismo de emisión dominante es sincrotrón auto-Compton, lo que significa que los electrones responsables por el Compton inverso, también emiten los fotones de baja energía (fotones semilla) mediante sincrotrón. Periodo C: Una de las principales huellas que se observan es este periodo de actividad son los dos destellos bien definidos en las curvas de luz  en rayos gamma y rayos X, los cuales no se ven en las demás longitudes de onda de este análisis (ver figura 2). Ambos destellos coinciden en el tiempo, lo que indica que comparten una misma fuente de fotones semilla (los fotones de baja energía necesarios para el Compton inverso). Además, los autores encontraron que la correlación cruzada entre los rayos gamma y el UV no es co-espacial, tienen un retraso, lo que sugiere que la fuente de fotones semilla no proviene de la misma región como en el caso del periodo A. Por lo tanto, los autores proponen que los fotones semilla para el Compton inverso se originan en una zona externa al jet.

Los resultados encontrados en estos dos periodos de actividad son de suma importancia en la física de los blazares, ya que por primera vez se ésta confirmando que el mecanismo dominante en rayos gamma cambia con el tiempo. Pero, ¿Y qué pasa con el periodo B? Otro de los resultados con mayor impacto se encuentran en este periodo de actividad.

¿Dónde están los rayos gamma?

Los autores reportaron el periodo B como un periodo de actividad anómala por la siguiente razón: las curvas de luz de las otras bandas analizadas para 3C 279 muestran diferentes destellos durante la mayor parte de este periodo, sin embargo, se observa que el flujo de rayos gamma ha disminuido drásticamente por un periodo de ~ 500 días. Solo un caso similar fue reportado para el objeto PKS 0208-512 con un periodo de bajo flujo en rayos gamma  por un periodo de ~ 150 días y no se detectó ningún destello en esta banda. El hecho de que se observe actividad en las otras bandas, por ejemplo, rayos X, UV, y a 1 mm implica que el jet del AGN está activo. Patiño- Alvaréz et al. se preguntaron el por qué de este comportamiento y qué tipo de mecanismo físico ocasiona una disminución en la intensidad de los rayos gamma. Uno de los escenarios propuestos por los autores es el cambio de la opacidad (oscurecimiento del brillo) en el jet a la emisión de rayos gamma debido a la producción de pares electrón-positrón. Para probar este escenario físico se calcularon de forma analítica las secciones eficaces de interacción para el efecto Compton inverso y la producción de pares. Posteriormente, se comparó cómo cambian estas secciones eficaces con el factor de Lorentz (un parámetro que mide qué tan grandes se vuelven los efectos relativistas al acercarse un objeto a la velocidad de la luz). Este tipo de análisis fue un reto ya que por primera vez se está comprobando que ¡la absorción de rayos gamma aumenta con el factor de Lorentz! (ver figura 3). Este escenario físico proporciona la posible explicación acerca de la disminución de flujo de rayos gamma en 3C 279 en este periodo de tiempo.

Figura 3. Razón entre la sección eficaz de producción de pares (pp) y de Compton inverso en función del factor de Lorentz. (Figura B2 en apéndice del artículo original).

Los resultados obtenidos en el artículo de hoy sin duda ayudan a constreñir la física de este tipo de objetos. El esfuerzo de las campañas de monitoreo de 3C 279 de los diferentes observatorios durante largos periodos de tiempo han proporcionado información valiosa para poder realizar  un análisis detallado en múltiples longitudes de onda. En conclusión, el blazar 3C 279 debido a su alta variabilidad ha dado respuestas ha diferentes interrogantes acerca de los mecanismos físicos dominantes en rayos gamma. Los autores continuarán monitoreando a 3C 279 y un futuro análisis pretende caracterizar la variabilidad en la línea de emisión Mg II 2790 (UV), la cual proporciona más información acerca de las propiedades físicas de 3C 279.

 

 

 


La imagen de portada es una animación de un AGN con jets puedes verla aquí, es ¡espectacular!

Imagen de portada: Animación de un AGN con jets. Crédito : DESY, Science Communication Lab

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