1. Introducción

En la era del Telescopio Espacial James Webb (JWST), el estudio de las Galaxias Activas o también conocidas como los Núcleos Activos de Galaxia (AGN) tiene una relevancia sin precedentes. Los AGN estan asociados a centros de galaxias con agujeros negros supermasivos. Los AGNs son objetos cósmicos extremadamente energéticos y dinámicos que desafían nuestra comprensión del universo y de su evolución. 

En este documento, exploraremos la naturaleza de los AGN y la importancia de estudiarlos en la era del JWST. Desde la emisión de radiación en diferentes longitudes de onda hasta la formación de chorros relativistas y la interacción con el entorno galáctico, los AGN nos ofrecen un fascinante campo de estudio que nos acerca a comprender los procesos más fundamentales del cosmos. A través de este trabajo, nos sumergiremos en un viaje de descubrimiento cósmico que esperamos que el lector disfrute y pueda vislumbrar el papel crucial que juegan los AGN en la evolución y estructura del universo. 

1.1 Física básica

Para entrar en este tema, es necesario recordar algunos conceptos de las clases de física.  El espectro electromagnético (ver Figura 1A) es un esquema para resumir todas las ondas electromagnéticas a diferentes longitudes de onda. Es importante recordar que la luz visible (la luz con la que ven nuestros ojos) es una pequeña porción del espectro completo. En este diagrama se compara cada ondas con sus magnitudes de  longitud, tamaño y temperatura, siendo los rayos gamma los más energéticos y las ondas de radio las menos energéticas. Es común que los científicos grafiquen el espectro electromagnético en una gráfica de intensidad versus longitud de onda tal como la Figura 1B. Con este tipo de gráfica es posible saber los elementos químicos que están presentes en la galaxia, qué tan brillantes son, si se están moviendo y muchas otras propiedades físicas.

Figura 1. A) Esquema comparativo del espectro electromagnético desde ondas de radio hasta los rayos gamma, pasando por las microondas, infrarrojo, luz visible, ultravioleta y los rayos X. B) gráfica del espectro electromagnético para un AGN tipo 1 (azul) y tipo 2 (rojo).  Crédito: ChemWiki de UC Davis (Universidad de California en Davis), CC-BY-NC-SA 3.0  y DiPompeo et al. (2018)

2. Galaxias Activas, ¿qué son?

2.1. Definición de las Galaxias Activas 

Las galaxias son sistemas autogravitantes de estrellas, gas y polvo, unidos por la fuerza de la gravedad de su núcleo como se muestra en la parte superior de la  Figura 2. Las galaxias contienen miles de millones de estrellas, planetas, sistemas solares, cúmulos de estrellas y nebulosas. 

Por otro lado, en su núcleéo hay un agujero negro supermasivo en una región tan pequeña de espacio, por lo que la densidad es tan alta que ni siquiera la luz puede escapar de su atracción gravitatoria. Estos monstruos cósmicos tienen masas de millones o miles de millones de veces más grandes que el Sol.

Figura 2: Ilustración de la anatomía de una Galaxia Activa y de su Núcleo Activo de Galaxia (AGN). Obtenido en https://oac.unc.edu.ar/novedades/galaxias-con-nucleos-activos-una-nueva-mirada 

Teniendo las definiciones anteriores en cuenta, ahora sí  podremos describir a  los AGN’s. Los núcleos activos de galaxias (AGN, por sus siglas en inglés, Active Galactic Nuclei) son regiones extremadamente luminosas situadas en el centro de algunas galaxias. La fuente principal de esta luminosidad es un agujero negro supermasivo que atrae y acumula materia a su alrededor (Begelman et al., 1984). Los AGN se componen de varias estructuras según el Modelos Unificado para los AGNs:

• Agujero negro supermasivo (SMBH): es el componente central de un AGN, con masas que oscilan desde millones hasta miles de millones de veces la masa del Sol y por lo anterior son muy masivos en comparación con los agujeros negros estelares. La fuerte gravedad del agujero negro atrae gravitacionalmente a las estrellas, gas y polvo circundante (Peterson, 1997).

• Disco de acreción: alrededor del agujero negro se encuentra el disco de acreción, un disco de gas y polvo que gira a alta rapidez del orden de miles de kilometros por segundo.  A medida que la materia del disco se aproxima al agujero negro, se calienta debido a la fricción y libera una enorme cantidad de energía en forma de radiación electromagnética, incluyendo luz visible, rayos UV y rayos X. Actualmente existe una gran variedad de modelos que tratan de explicar la emisión observada por los telescopios, por ejemplo los discos delgados que se predijo teóricamente para agujeros negros binarios estelares, Shakura y Sunyaev (1973) o los discos gruesos (Abramowicz & Fragile, 2013). El diámetro del disco de acreción es del orden del tamaño del sistema solar, es decir, alrededor de un  día-luz (Deborah Dultzin, 2009)  .

• Corona: por encima y debajo del disco de acreción se halla una corona, la cual es una región muy pequeña alrededor del SMBH y está formada por plasma muy caliente, millones de grados, además es una emisión no térmica que está principalmente en el espectro de los rayos X debido a la aceleración de partículas cargadas en campos magnéticos intensos (Haardt y Maraschi, 1991 y  (Inoue et al., 2021).

• Jets: otra característica notable son los jets relativistas, que son chorros de partículas cargadas y expulsadas a lo largo de los ejes de rotación del SMBH a velocidades cercanas a la de la luz. Estos jets pueden extenderse a grandes distancias fuera de la galaxia y son visibles principalmente en longitudes de onda de radio y  rayos X (Blandford y Znajek, 1977)

• Toroide: rodeando el disco de acreción se encuentra un toroide de gas y polvo, que puede absorber y reemitir la radiación del disco de acreción, afectando la apariencia del AGN dependiendo de la orientación desde la cual se observe (Antonucci, 1993 y (Santos & Soltau, 2024)).

• Región de líneas anchas y delgadas: las regiones de emisión son componentes clave de los AGN. Por un lado, la región de líneas anchas (Broad Line Region, BLR) está ubicada muy cerca del SMBH y contiene nubes de gas con mucha energía cinética, lo que provoca que las líneas de emisión sean anchas, ver el ejemplo azul en la Figura 1B. A este tipo de AGN se le llama tipo 1. Por otro lado,  más lejos del SMBH se encuentra la región de emisión angosta (Narrow Line Region, NLR), que contiene nubes de gas que se mueven más lentamente, del orden de centenas de km/s, tal como se ejemplifica en color rojo de la Figura 1B.  A este tipo de AGN se le llama tipo 2. Estas regiones están representadas en la Figura 2.

• Clasificación: los AGN se clasifican en diferentes tipos según sus propiedades observacionales, como quasares, blazares, radiogalaxias y galaxias Seyfert, cada uno con características específicas basadas en la orientación (Peterson, 1997).

2.2. ¿Cómo emiten energía? 

Los AGNs emiten energía a través de varios mecanismos, principalmente debido a la acreción de material en el agujero negro supermasivo situado en el centro de la galaxia. A continuación, se describen a grandes rasgos los procesos radiativos que generan la enorme emisión de energía: 

La Máquina Central: el material, generalmente gas y polvo, es atraído gravitacionalmente hacia el SMBH debido a su enorme gravedad. Imagina por un momento a una nube de gas y polvo que se encuentra orbitando lejos del SMBH pero se va frenando poco a poco debido a la fricción con otras nubes de gas y polvo. Esta nube se va frenando y se va acercando al SMBH, por lo que es de esperar que  la energía potencial gravitacional se convierta en energía cinética. A medida que el material cae hacia el centro de masas, se conserva la energía y el momento total del sistema, formando un disco de acreción alrededor del agujero negro. La fricción y las fuerzas de marea dentro del disco calientan el gas y polvo a temperaturas extremadamente altas del orden de miles o cientos de miles grados. La fricción en el disco de acreción disipa la energía cinética en forma de calor. Este calentamiento intenso genera radiación térmica y no térmica que contribuye significativamente a la luminosidad observada de los AGN (Peterson, 1997). Un reto actual es agregar a este modelo la contribución del campo magnético, debido a  los resultados de la relatividad general, las propiedades de los SMBH están en base  a su masa (agujero negro de Schwarzschild.), rotación  (agujero negro de Kerr) y carga (agujero negro de Kerr-Newman). A todo este mecanismo de producción de energía se le conoce como la “máquina central” de los AGNs ((Deborah Dultzin, 2009)). 

La interacción de la radiación generada por la máquina central con las otras estructuras del AGN: Tanto en el disco de acreción como en los chorros relativistas (jets) tienen campos magnéticos muy intensos. El gas y polvo que originalmente tenían bajas temperaturas ahora son calentados y ionizados para formar nubes de plasma para formar la Corona de los AGNs. Los electrones relativistas (electrones moviéndose a la rapidez cercana al de la luz) hacen espirales alrededor de las líneas de campo magnético, emitiendo radiación de sincrotrón que se observa en longitudes de onda de radio, infrarrojo y visible (Begelman et al., 1984). 

Los fotones de menor energía (como los fotones de radio o infrarrojo) colisionan con electrones altamente energéticos en el disco de acreción o en los jets. Esta interacción transfiere energía de los electrones a los fotones, aumentando su energía y produciendo radiación de alta energía, como rayos X y gamma (Rybicki y Lightman, 1979). 

El toroide de polvo y gas absorbe y reemite la radiación que proviene principalmente del disco de acreción. La radiación ultravioleta y de rayos X emitida por el disco de acreción puede ser absorbida por estos toros y luego reemitida en longitudes de onda infrarrojas, contribuyendo a la compleja firma espectral de los AGN (Antonucci, 1993). 

Algunos AGN expulsan electrones en forma de chorros relativistas que viajan a velocidades cercanas a la de la luz. Los jets pueden emitir radiación de sincrotrón y Compton inverso, produciendo una amplia gama de longitudes de onda desde radio hasta rayos gamma. Estos jets pueden extenderse a escalas mucho mayores que la propia galaxia anfitriona (Blandford y Rees, 1978). 

La intensa radiación del AGN puede calentar el gas circundante en el núcleo de la galaxia. Este gas caliente puede emitir radiación térmica, especialmente en el espectro de rayos X (Fabian, 1999). 

Los anteriores procesos combinados hacen que los AGN sean algunos de los objetos más luminosos y energéticamente dinámicos del universo. Los AGNs tienen emisión de radiación en todo el espectro electromagnético, es decir,  desde ondas de radio hasta rayos X y gamma .

2.3. Tipos de Núcleos Activos de Galaxia 

Existen diferentes tipos de AGN, cada uno con sus características distintivas. A continuación, se presenta una descripción detallada de los tipos de AGN más comunes (ver la Figura 3): 

Galaxias de Seyfert: Son los AGN más comunes por su cercanía a nuestra galaxia, la Vía Láctea. Emiten principalmente en el rango visible y ultravioleta. Las galaxias de Seyfert se encuentran en galaxias espirales y elípticas. Se dividen en dos tipos: 

• Seyfert 1 (Sey 1): Tienen líneas de emisión anchas en sus espectros. 

• Seyfert 2 (Sey 2): Tienen líneas de emisión estrechas en sus espectros. 

Cuásares (QSO): Son los AGN más luminosos. Emiten en todo el espectro electromagnético, desde radio hasta rayos X. Tienen un alto corrimiento al rojo, lo que indica que se encuentran a grandes distancias. Se cree que los cuásares son una fase temprana en la evolución de las galaxias. Los QSO han sido divididos en 2 categorías, los radio fuentes (cuando tiene jets, radio loud QSO, ver parte superior de la Figura 3) y radio callados (cuando no hay chorros de gas y partículas, radio quiet QSO).  

Radiogalaxias (RG): Este tipo de AGN emite principalmente en el rango de radio. Tienen dos grandes lóbulos de radio a ambos lados del núcleo de la galaxia. Se cree que los lóbulos de radio son el resultado de la interacción del chorro de un AGN con el medio intergaláctico. También las radio galaxias están divididas si tienen líneas anchas (BLRG) o si tienen líneas angostas en sus espectros (NLRG).

Blazares: Son un tipo de AGN que emiten un chorro de partículas que apunta directamente hacia la Tierra. Son muy variables en brillo. Los blazares son los AGN más estudiados principalmente en rayos gamma.  Se dividen en dos tipos: 

• BL Lac: Tienen un espectro sin líneas de emisión. 

• OVV (objetos variables ópticamente violentos): Tienen líneas de emisión en sus espectros. 

LINER:  Son galaxias con núcleos activos de baja ionización. 

Figura 3. Tipos de AGNs. Recuperado de la Universidad de Granada https://www.ugr.es/~ute/tema3-agn.pdf

3. La importancia de los AGN

El estudio de los AGNs nos ayuda a comprender tanto  la naturaleza, formación y evaluación  de los agujeros negros supermasivos así como el comportamiento del disco de acreción, la estructura interna de la máquina centra, la evolución de las galaxias, la formación de estrellas, la distribución del gas/polvo en las galaxias,  en el apagado/encendido de la emisión de los AGNs, el cambio de apariencia, asi como el crecimiento y relación con las galaxias huespedes. También se utiliza a los AGNs como lentes gravitacionales para amplificar las galaxias más lejanas, por lo que nos permite explorar las primeras etapas del universo y así proporcionar pistas sobre las condiciones iniciales y la formación de las primeras estructuras cósmicas.

4. ¿Qué aporta el Telescopio Espacial James Webb al estudio de los AGN?

El Telescopio Espacial James Webb (JWST) tiene una novedosa sensibilidad en el infrarrojo cercano y medio, lo cual ofrece una serie de ventajas únicas para estudiar los AGN:

El gran problema es que el polvo cósmico y del mismo AGN (tal como el toroide) absorbe fuertemente la luz visible esto dificulta el estudio de las regiones centrales de los AGN. El telescopio JWST, al estar especializado en observar en el espectro infrarrojo, puede obtener más información de la parte interna del toroide y revelar los detalles de la máquina central y aumentar el número de fuentes que no están incluidas en otros catastros. Además, la alta sensibilidad espectral del telescopio JWST, nos permite detectar una mayor  variedad de líneas de emisión en el infrarrojo, lo que proporciona información detallada sobre la composición química y las propiedades físicas como la temperatura y la cinemática del gas en las regiones centrales de los AGN. Al lector interesado en saber más del JWST, lo invitamos a leer el artículo correspondiente.

En resumen, el JWST está revolucionando nuestro entendimiento de los AGN y su papel en la evolución del universo. Gracias al telescopio JWST podremos descubrir nuevos fenómenos y desafiar nuestras teorías sobre la formación y evolución de las galaxias y de los procesos físicos que ocurren en el interior de las fuentes astrofísicas más poderosas del Universo, los AGNs.

Referencias

• Antonucci, R. (1993). Unified models for active galactic nuclei and quasars. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 31 (1), 473-521.
• Blandford, R. D., & Rees, M. J. (1978). Some comments on the formation of optical jets. Physica Scripta, 17 (3), 265-268.5
• Begelman, M. C., Blandford, R. D., & Rees, M. J. (1984). Theory of extragalactic radio sources. Reviews of Modern Physics, 56 (2), 255-351.
• Fabian, A. C. (1999). Cooling flows in clusters of galaxies. Proceedings of the Royal Society of London. Series A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences, 358 (1772), 9-24.
• Rybicki, G. B., & Lightman, A. P. (1979). Radiative Processes in Astrophysics. John Wiley & Sons.
• Shakura, N. I.  and Sunyaev, R. A.“Black holes in binary systems. Observational appearance,” Astronomy and Astrophysics, vol. 24, pp. 337–355, 1973.
• Abramowicz, M. A., & Fragile, P. C. (2013). Foundations of black hole accretion disk theory. Living Reviews in Relativity, 16. https://doi.org/10.12942/lrr-2013-1
• Deborah Dultzin. (2009). Cuásares Núcleos activos de galaxias. REDALYC.
• Inoue, Y., Khangulyan, D., & Doi, A. (2021). Gamma-ray and Neutrino Signals from Accretion Disk Coronae of Active Galactic Nuclei. Galaxies, 9(2), 36. https://doi.org/10.3390/galaxies9020036
• Santos, L. de L., & Soltau, S. B. (2024, marzo 26). The Unified Era: An understanding journey from observations to the Unified Model of Active Galactic Nuclei. https://www.semanticscholar.org/paper/The-Unified-Era%3A-An-understanding-journey-from-to-Santos-Soltau/63cf913da20e0bebc52b32895e99d8affb30e446