Resolviendo el corrimiento al rojo de los AGNs obscurecidos

• Título del artículo original: “XZ: Deriving redshifts from X-ray spectra of obscured AGN“
• Autores: Charlotte Simmonds, Johannes Buchner, Mara Salvato, Li-Ting Hsu, Franz Erik Bauer
• Institución del primer autor: Pontificia Universidad Católica de Chile, Instituto de Astrofísica, Casilla 306, Santiago 22, Chile
• Estado de la publicación: Enviado/Aceptado en Astrophysical Journal/arXiv el 6 de julio de 2018.
• Astrobite original: Clearing up the Redshifts of Obscured AGNs, por Jamila Pegues

Mirando el pasado es simplemente mirar muy lejos

Uno de los mayores misterios de la astronomía se centra, muy adecuadamente, en el mayor de todos los fenómenos que conocemos: el universo, cómo llego a existir y a dónde va. Para aprender más acerca de la evolución histórica del universo, los científicos miden el redshift (N.T: Corrimiento al rojo, una técnica astrofísica que sirve para medir la distancia) de objetos muy lejanos como agujeros negros y galaxias. Estos objetos tan lejanos nos pueden dar una radiografía de cómo era el universo hace mucho, mucho tiempo atrás.

Figura 1: Impresión artística de una galaxia activa, ampliación de núcleo brillante. Crédito de la imagen: NASA/Goddard Space Flight Center Conceptual Image Lab.

En el astrobito de hoy, nos centraremos en un tipo particular de estos objetos que son muy lejanos: los núcleos galácticos activos. Una galaxia activa (AGN) es una galaxia tal que su núcleo central desprende un enorme cantidad de energía.

Los autores del artículo de hoy destacan que hay dos formas de medir el redshift de las galaxias más comunes no activas. El primer método es la espectroscopía, la cual usa el espectro observado de una galaxia. Desafortunadamente este método es bastante costoso y no funciona muy bien con el espectro galáctico, ya que es débil en el infrarrojo cercano y el óptico.  El otro método más común es la fotometría, en la cual se cuenta el número de fotones en una banda o rango, emitidos desde la galaxia y recolectados por un telescopio. Usando diferentes bandas se puede llegar a construir un espectro de baja resolución de una galaxia y medir su redshift.

La tarea de obtener una medida de redshift de una espectro es mucho más fácil y certera cuando el espectro tiene rasgos distintivo claros, como líneas de absorción o de emisión. Desafortunadamente, estas características son difíciles de distinguir cuando una galaxia tiene una AGN ya que la emisión brillante del AGN en la galaxia tenderá a confundir, diluir u ocultar las características que esperamos observar del espectro de la galaxia alrededor de esta. Esto hace difícil de ver estas característica de la galaxia por debajo del espectro del AGN, y por tanto hace difícil medir el redshift.

Los autores del artículo de hoy proponen una técnica que puede servir para estimar redshift para AGNs oscurecidas usando el espectro en rayos X. Los AGNs oscurecidos están parcialmente bloqueados por material como nubes o polvo que absorben la luz. Dicho material produce nuevos rasgos en el espectro que hará mucho más fácil la medida de la distancia a la que se encuentra la galaxia.

Buscando el lado positivo

¿Cómo es posible que sea más fácil medir el redshift del espectro en Rayos X de un AGN oscurecida que el de un no oscurecido?

Para responder a este pregunta los autores señalan que el espectro en Rayos de X un AGN no oscurecido, cuando es observado a baja resolución, se parece a una ley de potencia, que es bastante suavizada. En este caso, el espectro no muestra fuertes rasgos, por lo que no podemos calcular el redshift a partir de él. Pero en el caso de un AGN oscurecido, esta tiene un espectro en Rayos X en el que parte de la luz es bloqueada y no llega a alcanzar el telescopio. En este caso, hay cierta cantidad de energía donde la luz es bloqueada respecto a otras energías. Esta diferencia produce lo que se llama como bordes, que señalan las zonas bloqueadas en el espectro.

Figura 2: Un espectro de rayos X normalizado de un AGN modelado en función de la energía y el oscurecimiento. El número de marcadores y colores aumenta con el oscurecimiento: azul claro (“22”) es el menos oscurecido, mientras que el azul oscuro (“25”) es el más oscurecido. En el espectro más oscurecido podemos ver claramente los ‘bordes’ de las regiones absorbidas del espectro junto con la línea de Fe Kα alrededor de los 6.4 keV. Figura 1 en el artículo original.

La figura 2 muestra un modelo de un espectro de Rayos X que varia en función del oscurecimiento. Según la longitud de onda en el  espectro aumenta el oscurecimiento también lo hace, podemos ver como los bordes de las regiones absorbidas son más y más pronunciados. Para esta técnica, los autores propusieron usar la profundidad y la localización de estos bordes para modelar y estimar los redshifts, aparte de otras cantidades de los AGNs oscurecidos. También proponen usar la línea de Fe Kα  (ver figura 2)  siempre que sea posible. Esta línea puede aparecer fuertemente para AGNs muy oscurecidos y puede ayudar a mejorar la incertidumbre asociada con las estimaciones del redshift.

Para probar esta técnica, los autores reunieron una muestra de espectros de AGN en Rayos X previamente observados de AGNs oscurecidos junto con la fotometría y mediciones de redshifts a partir de la espectroscopía, simpre que dichos valores estuvieran disponibles, de estudios previos. Los autores reunieron estos datos de tres surveys (N. de T. estudios a fondo que conllevan gran cantidad de tiempo de observación) diferentes, centrándose en Chandra 4Ms deep survey. Usando su técnica fueron capaces de (1) estimar el redshift de su muestra y (2) comparar los valores estimados y sus incertidumbre obtenidos previamente a partir de la espectroscopía y/o la fotometría.

En líneas generales los autores encontraron que esta técnica funciona.

Figura 3: Una gráfica de una medida previa del redshift a partir de la espectroscopía en el eje X (denotado como specz) frente a los valores del redshift estimados por los autores en el eje Y (denotado como “XZ”). Los puntos pintados aquí son para AGNs oscurecidos en Rayos X,  cuyos redshifts fueron completamente limitados en el artículo.  El color de los puntos indica el oscurecimiento del AGN, con colores más oscuros significando mayor oscurecimiento. Las barras de error  de los puntos pueden ser leídas como incertidumbres en la estimación; las barras de error discontinuas indican que la técnica usada por los autores encontró otros valores para el redshift pero menos probables. Los cuadrados tienen medidas de redshift espectroscópicos poco fiables. La línea negra continua indica los valores donde los redshifts espectroscópicos son exactamente iguales a los que se obtendrían con la técnica desarrollada por los autores, mientras que las líneas de puntos negras muestran un intervalo de incertidumbre del 15 % alrededor de la línea negra continua.  Cualquier punto con barras de error que no cruza la línea continua negra están mostrados en negro. Finalmente, los histogramas en la esquina superior izquierda  muestran la diferencia relativa entre las estimaciones de los autores y las medidas espectroscópicas cuando una única solución (histograma en verde) o múltiples soluciones (histograma con líneas grises discontinuas). Figura 5 en el artículo original.

Los redshifts estimados suelen ser bastante consistentes con las medidas de redshifts espectroscópicos observados cuando estaban disponibles, incluso cuando no había muchos datos en Rayos X. No solo fueron capaces de validar su técnica usando medidas espectroscópicas, sino que también fueron capaces de verificar los valores espectroscópicos por si mismos. Los autores también encontraron que había consistencia entre sus estimaciones y las medidas de redshifts a partir de la fotometría, independientemente de los valores espectroscópicos. Combinando sus estimaciones con las medidas fotométricas, fueron capaces de obtener valores de redshift mucho más precisos para los espectros de AGN en Rayos X en su muestra. También es cierto que hubo algunos casos en los que se obtuvieron valores atípicos y posiblemente estimaciones relativas más problemáticas que las medidas fotométricas/espectroscópicas, tal y como se pueden comprobar con los puntos atípicos en la figura 3.  También hubo algunos puntos cuyas estimaciones venían acompañadas de grandes incertidumbres. En general, su técnica ha probado ser una forma útil de comprobar y constreñir el redshift de los AGN con espectros en Rayos X de baja resolución.

Esta técnica no es solo muy efectiva, también es muy sencilla. No se necesita más que espectros en Rayos X de baja resolución y usar un modelo que no es muy difícil de aplicar. Mirando hacia el futuro, los autores están seguro que su técnica puede llegar a ser muy útil para futuros surveys como el de la misión Athena, la cual tendrá una resolución espectral en Rayos X mucho mejor que los datos que han usado para trabajar en este artículo.