Resumen de Espectros promedios en rayos X de núcleos galácticos activos de muestreos profundos en rayos X
Serena Falocco
En esta tesis presentamos el estudio de las propiedades espectrales promedio de los Núcleos Galácticos Activos (AGN), incluyendo los que son parte de los muestreos más profundos de rayos X observados de los satélites XMM-Newton y Chandra.
Los AGN son las fuentes estables más brillantes del Universo, y se cree que el motor de sus luminosidades es el acrecimiento de gas alrededor de un agujero negro supermasivo (a partir de las iniciales en inglés de Super Massive Black Hole, SMBH).
Por conservación del momento angular, el material en acrecimiento toma la forma de un disco. Las propiedades de estos sistemas no son conocidas todavía con mucho detalle, pero se sabe que se su emisión se puede detectar en los rayos X. De hecho, el espectro en esta banda está producido por difusión Compton inversa de la radiación térmica primaria del disco por parte de un plasma caliente a su alrededor. Ese proceso produce el espectro X que detectamos.
El espectro, gracias a las propiedades penetrantes de los fotones X, no interacciona mucho con el exterior. Por esta razón la análisis del espectro X de los AGN ha ofrecido la posibilidad de explorar las regiones más cercanas al agujero negro central, dando los resultados más exitosos de las últimas décadas.
La espectroscopía en los rayos X de estas fuentes es un instrumento extremadamente útil para medir los efectos relativistas del campo gravitatorio del agujero negro central, y por tanto obtener algunas de sus propiedades como la rotación, la distribución de la emisión en el disco, y sus radios interno y externo. Además, ofrece una prueba directa de la presencia de los agujeros negros en el centro dinámico de estos objetos.
La característica espectral más prominente en los rayos X es la línea de emisión K alpha del hierro.
La fluorescencia puede ocurrir en regiones relativamente lejanas de la fuente central (una estructura con forma de toro) o en regiones cercanas a ella, en el disco.
Si ocurre en el disco, los efectos del campo gravitatorio del agujero negro (BH) pueden producir diversos efectos de ensanchamiento y deformación, produciendo principalmente un perfil ancho con una ala pronunciada en el lado rojo de la línea.
La detección y el estudio en detalle de estos efectos representa una de las pruebas más convincentes del paradigma de los agujeros negros.
Las líneas del hierro anchas han sido detectadas con significancia estadística muy elevada en objetos con alta calidad espectral, siendo MCG 6-30-15 el ejemplo más estudiado. Una cuestión muy urgente es saber si estas propiedades son comunes a la populación completa de los AGN, o si caracterizan solo una clase de ellos, dependiendo del tiempo cósmico o de sus propiedades intrínsecas como la luminosidad.
La detección de estas líneas anchas necesita muy alta cociente señal-ruido (SNR de las iniciales en inglés Signal-to-Noise-Ratio), que con los observatorios de hoy ha sido conseguido solo en un al número muy limitado de objetos.
La análisis de las propiedades espectrales de los AGN, en particular de la línea del hierro, constituye el objetivo principal del presente trabajo.
Hemos adoptado la estrategia de compilar tantos espectros de rayos X como fuera posible y de calcular los espectros promedio. De estos, extraemos las características en banda X de los AGN.
Resultados anteriores al presente trabajo (CorraL et al. 2008) han enseñado que la linea del hierro es una característica siempre presente en los espectros de XMM-Newton de los AGN, detectando un perfil estrecho. Considerando este resultado, lo queremos comprobar con muestras intrínsecamente distintas y observadas no solo de XMM-Newton, sino también de Chandra.
Nuestro fin es también averiguar si la linea del hierro posee una componente ancha en todos los AGN o solo en una clase de ellos.
Las condiciones físicas del AGN afectan la detección de la línea ancha.
El estudio de cómo tales condiciones influyen en la detección de la línea emitida de parte del disco de acrecimiento ofrece informaciones interesantes sobre la física de estos objetos exóticos.
A la vista de los trabajos de de la Calle et al. 2010, es muy dificil detectar la linea ancha y sólo se ha hecho en unas cuantas observaciones particularmente profundas de fuentes brillantes, mientras la línea estrecha se ha detectado en muchas fuentes, más lejanas y débiles.
En nuestro trabajo, queremos entender si la detección de la linea ancha depende de las características de las observaciones, como el SNR y / o el número de cuentas totales acumuladas en los muestreos. En trabajos anteriores al nuestro como Guainazzi et al. (2006), Nandra et al. (2007), Guainazzi et al. (2011), se ha demostrado que el SNR es una característica determinante para detectar tales líneas. Queremos estudiar muestreos distintos en número de cuentas acumuladas, en número de fuentes, en SNR, en distribución en el espacio luminosidad-redshift, para determinar cuales son las condiciones preferenciales de los muestreos de rayos X para un estudio detallado de las lineas anchas relativistas.
Hemos empezado compilando fuentes de los muestreos más profundos del satélite Chandra. Seguidamente, hemos procedido estudiando el muestreo más profundo del observatorio de XMM-Newton, de cuya mayor sensibilidad y mayor número de fuentes esperábamos poder mejorar estos resultados, consiguiendo efectivamente detectar una componente ancha, pero sin obtener todavía un resultado claro sobre su dependencia con el redshift o la luminosidad.
Finalmente, hemos extendido nuestro campo de análisis en objetos cercanos combinando el muestreo más grande de cuasares (Véron-Cetty & Véron que también llamamos VCV) con el mayor catálogo existente de fuentes de rayos X: el catálogo 2XMM para estudiar con algo más de detalle el perfil de la linea.
Para que nuestros resultados no sean afectados de posibles efectos metodológicos, que pueden ensanchar líneas estrechas, queremos desarrollar una nueva técnica de estimar la resolución intrínseca de nuestro método en la banda de energía que analizamos.
En el caso que detectamos una linea ancha, queremos ajustarla con los modelos disponibles en la literatura.
En trabajos anteriores donde ha sido detectada la linea ancha, se ha visto que las anchuras equivalentes (EW, de las iniciales en inglés de equivalent width) eran superiores a los valores encontrados en espectros individuales, probablemente por un efecto del método utilizado. Por esta razón, queremos desarrollar una manera nueva para calcular las anchuras equivalentes de las lineas, en manera independiente del modelo usado en los ajustes.
Queremos averiguar si las anchuras equivalentes de las líneas anchas (estimadas utilizando nuestro nuevo método y con los ajustes de los espectros promedio) son compatibles con los valores de los espectros individuales en la literatura para entender si los espectros con líneas anchas son de verdad muy comunes o si constituyen solo un pequeño porcentaje de los AGN.
En trabajos anteriores se ha visto que la EW de la linea estrecha cambia con el redshift, con la absorción y con la luminosidad.
La correlación más comprobada es el efecto Iwasawa-Taniguchi, que toma el nombre de sus descubridores (Iwasawa et al 1994), que consiste en una disminución de la línea del hierro (de su EW) con el aumento de la luminosidad del continuo X de las fuentes.
El uso de grandes surveys, con AGN que poseen luminosidades muy distintas, puede ayudar potencialmente a entender esta correlación.
Se espera que la EW de la línea estrecha sea más alta en fuentes absorbidas porque la absorción afecta al continuo (y a la componente ancha) pero no a la componente estrecha, aumentando así su EW.
El estudio de grandes muestras de fuentes absorbidas en rayos X puede confirmar este modelo teórico y por esto queremos averiguar la correlación entre las propiedades de la línea y la densidad de columna del absorbente de rayos X en muestreos profundos caracterizados por un grande número de fuentes absorbidas.
El estudio de características discretas en la espectroscopia X de los AGN es una clave única para averiguar los modelos teóricos de los AGN. Para poder efectuar una análisis eficiente, es necesario tener datos de buena calidad espectral Guainazzi et al (2006) o, en ausencia de estos, hay que aplicar métodos de promediar o sumar los espectros. Estos maximizan el SNR.
Hemos aplicado el método elaborado de nuestro grupo de investigación Corral et al 2008 y hemos introducido en esta tesis unas novedades significativas.
La primera muestra que hemos utilizado en esta tesis está compuesta de las observaciones más profundas de Chandra: el Chandra deep Field North (Alexander et al. 2003), Chandra deep Field South (Luo et al. 2008) y la muestra AEGIS (Laird et al 2009).
Se trata de muestreos que contienen un número muy alto de fuentes detectadas y con informaciones disponibles de la espectroscopía óptica (los 'redshift'). Nos hemos centrado en las 123 fuentes distintas con más cuentas en la banda X.
La segunda muestra utilizada en este trabajo es la observación más profunda del satélite XMM-Newton en la dirección del Chandra deep Field South, que desde ahora llamamos XMM CDFS (Comastri at al. 2011). Gracias a la superior área eficaz de este satélite en la región espectral de la línea del hierro, XMM CDFS permite de acumular más cuentas de la anterior observación de parte de Chandra. Nos hemos centrado en las 51 fuentes que tienen información espectroscópica y con los mejores espectros de rayos X.
La última muestra que hemos analizado fue definida cruzando la información del catálogo Véron-Cetty & Véron (2010) y la del catálogo 2XMM (Watson et al 2008) de XMM-Newton (VCV). Hemos seleccionado los espectros con la mejor calidad, con un total de 340 fuentes distintas.
Las muestras analizadas han sido divididas en submuestras de luminosidad y de redshift con el mismo número de cuentas en cada una. Estas subdivisiones se han realizado para investigar la dependencia de las propiedades de la línea con estos parámetros en observaciones con igual calidad estadística.
Además, las hemos dividido en AGN absorbidos y no absorbidos considerando un corte en densidad de columna del absorbente a 21.5 (en logaritmo). Con valores mayores de densidad de columna, de hecho, es posible detectar en los espectros de los AGN unas características de absorción en la banda de energía que estudiamos (E>1 keV).
Este trabajo de doctorado contribuye significativamente al estudio de los Núcleos Galácticos Activos en los rayos X.
Varias novedades, con respecto a las muestras utilizadas y al método de análisis desarrollado, han sido introducidas en este trabajo.
Primero de todo, los espectros promedio de las muestras estudiadas en esta tesis nunca han sido publicado en anteriores artículos. Parte de las muestras profundas de Chandra ha sido estudiado en el trabajo de Brusa et al. (2005), pero nosotros hemos utilizado una muestra de CDFS más reciente y más profunda.
Además, hemos añadido el campo de AEGIS que nunca ha sido estudiado antes.
La segunda muestra de la presente tesis es la de CDFS observado de XMM-Newton, que nunca ha sido analizado con técnicas parecidas antes.
La última muestra, la del VCV, tal cual fue definida y analizada en nuestro grupo, así como la selección y la extracción de los espectros, han sido hechas solo en el trabajo presente, aunque algunas fuentes son probablemente en común con Chaudhary et al 2010 y Corral et al. 2008.
Hemos introducido distintas novedades no solo con respecto a las muestras empleadas sino también con respecto a la metodología aplicada en nuestra análisis.
De hecho, hemos aplicado por primera vez un método de estimación de la significancia estadística de la línea del hierro y también de su anchura equivalente (EW).
En la espectroscopía X, el calculo de estas cantidades puede ser afectado seriamente de una no correcta modelización del continuo debajo de la línea.
Por esta razón, hemos trabajado en un método innovador independiente del modelo usado para estimarla: hemos comparado los espectros promedio simulados (mas de 100) con los espectros promedio observados para poder detectar cualquier diferencia y chequear si son significativos.
La resolución espectral limitada y dependiente de la energía de los detectores X, y el conjunto de fuentes con desplazamientos al rojo muy distintos, lleva inevitablemente a la necesidad de tener en cuenta la variación de la resolución espectral con la energía cuando se estudian las líneas anchas. Si no se tiene en cuenta este efecto, de hecho, es posible sobreestimar sus anchuras. Para poder medir esta tendencia hemos simulado líneas de emisión no resueltas centradas en distintas energías entre 1 y 10 keV. Luego hemos estudiado la variación de sus anchuras con la energía del centro de las líneas y lo hemos tenido en cuenta cuando hemos ajustado los espectros.
Nuestros resultados se han presentado en distintas reuniones y conferencias. Los resultados sobre la muestra de Chandra se han publicado en el articulo Falocco et al (2012). La segunda muestra, el XMM CDFS, será enviada en un par de semanas a la revista A&A por publicación, mientras el VCV necesitará más tiempo.
En nuestra análisis espectral nos hemos centrado principalmente en la línea del Hierro porque su estudio es muy prometedor para poder investigar tanto las zonas centrales del disco de acrecimiento como la distribución de material a grandes distancias del centro.
En nuestra muestra profunda de Chandra, con un total aproximado de 70000 cuentas, hemos encontrado que una línea del hierro estrecha caracteriza los espectros de los AGN de toda la muestra y de sus submuestras.
La línea que se detecta es estrecha en la mayoría de las submuestras. Hemos investigado el perfil de la línea considerando la resolución instrumental de nuestro método que es de 120 eV en 6.4 keV, como hemos visto en nuestras simulaciones.
Una línea más ancha de la resolución instrumental está detectada en la muestra de baja luminosidad y de bajo redshift pero su forma no es relativista.
Este perfil aparentemente simétrico proviene probablemente de la contribución de líneas relativistas, líneas ionizadas estrechas (centradas en distintas energías), y líneas estrechas provenientes de material neutro.
Hemos encontrado una indicación de que la intensidad de la línea estrecha disminuye al crecer de la luminosidad, pero con baja significación estadística.
En la muestra de XMM CDFS, que tiene un total de 200000 cuentas, hemos encontrado que la línea es significativa a más de 4 sigma. Hemos estudiado su forma teniendo en cuenta como varía la resolución espectral con la energía en la banda considerada.
La línea es más ancha de nuestra resolución (que en 6.4 keV es de 110 eV) y su perfil puede modelarse tanto con una ley gaussiana como con un modelo físico más apropiado para describir las líneas de disco de acrecimiento (el modelo Diskline de Xspec). No podemos concluir si un modelo ajusta mejor que el otro porque nuestra línea es aproximadamente simétrica. Probablemente, tenemos una estadística de cuentas insuficiente para detectar las asimetrías debidas a los efectos relativistas.
Además, hemos visto que la anchura equivalente de la línea ancha es más alta de la que se encuentra en los espectros individuales en la literatura, mientras la de la línea estrecha es menor.
Como esto está en desacuerdo con los modelos teóricos, hemos considerado un distinto modelo para tener en cuenta las líneas emitidas por fluorescencia en material neutral lejano de la fuente central (Matt et al. 2002). Con estos ajustes, no hemos conseguido modelar la estructura ancha presente en la línea y hemos tenido que añadir la componente Diskline.
Añadir esta componente es más significativo de 3 sigma y su anchura equivalente en la muestra total es de 164 eV, compatible con los valores de espectros individuales en la literatura.
En la última muestra analizada (VCV), en la que hemos acumulado 700000 cuentas, hemos observado un claro perfil ancho asimétrico bajo una linea estrecha a 6.4 keV.
Ajustando la compleja línea detectada, hemos visto que añadir la componente relativista es significativo a más de 4 sigma y que esta componente tiene EW de 219 eV. La EW medida en la línea estrecha es de 95 eV.
Resumiendo, en este trabajo confirmamos que la línea del hierro es una característica prominente y común en los espectros de rayos X de los AGN, no obstante la dificultad de detectarla en observaciones de baja relación señal ruido.
Sobre la componente ancha de la línea, interesante prueba de los efectos relativistas del agujero negro, la respuesta es más compleja. A este propósito, volvemos a la pregunta fundamental de ese trabajo: ¿es posible generalizar la presencia de la línea ancha a todos los AGN, o al menos a una clase de ellos? Con nuestro trabajo, una vez mas, después de Nandra et al. (2007) y de Guainazzi et al. (2006), se ha encontrado que su detección es más importante estadísticamente en muestras que tienen un más alto número de cuentas.
La componente ancha de la línea puede ser ajustada con los modelos relativistas de disco de acrecimiento disponibles en la literatura en muestras de muy alta calidad espectral (el VCV). Una línea gaussiana ancha, el revés, ajusta los espectros tan bien como la línea relativista en muestreos con menor número de cuentas (XMM CDFS).
Además de la componente ancha, es también posible separar la componente estrecha de la ancha, por lo menos en muestras con bastante número de cuentas (en el VCV) y de manera más débil en muestras de calidad mediana, como algunas submuestras del CDFS.
En general, la anchura equivalente medida es compatible con la que se encuentra en fuentes individuales: esto indica que la línea ancha tiene que estar emitida por un porcentaje grande de fuentes. De hecho, al revés, si emitida por un porcentaje más bajo, las fuentes individuales tendrían que tener EW muchos más altas de las que se encuentran en la literatura, para compensar a la fracción de fuentes no contribuyentes.
La diferencia de EW medidas en nuestro trabajo y en el de Streblyanska et al. (2005) que obtienen una EW superior es probablemente debida a los efectos de los distintos métodos utilizados (agrupar los espectros antes de promediarlos puede llevar a sobreestimar la línea).
Nuestro análisis de submuestras en luminosidad y en redshift en los campos profundos analizados nos ha indicado que son necesarias más cuentas para detectar una tendencia de la línea con estos parámetros.
En este trabajo hemos determinado con un método innovador las propiedades de las líneas del hierro en los AGN hasta desplazamientos al rojos muy elevados. Hemos encontrado resultados que merece la pena analizar mejor:
-VCV: el análisis de la muestra de VCV se tiene que completar haciendo los ajustes de la muestra total y de las sumbmuestras y utilizando modelos complejos de fluorescencia de parte de material lejano neutral y ionizado, con también la línea relativista ;
-Variación de la anchura equivalente con luminosidad y con redshift: en nuestros muestreos profundos, hemos encontrado una indicación de la dependencia de la línea del hierro de redshift y luminosidad, pero no es bastante significativa considerando los errores. Una dificultad común en las muestras profundas es la fuerte correlación entre redshift y luminosidad. Por esta razón, sería útil poder rellenar la zona de bajo redshift en el espacio de los parámetros, para construir bines en luminosidades en el Universo local. Para esto, la utilización del VCV es particularmente adecuada, por su alta estadística de cuentas ;
-Detección de líneas anchas en muestras de AGN obscurecidos: aunque no está esperado en la teoría, hemos detectado líneas anchas en AGN obscurecidos. Antes de intentar explicar esta evidencia, un análisis más profundo de estas fuentes es necesaria. Un método prometedor sería seleccionar fuentes de rayos X a E$>$5keV, puesto a esas energías se espera tener un sesgo menor contra fuentes moderadamente absorbidas;
-Estudio de las propiedades de la línea del hierro en función de las características del 'motor central': El estudio de la dependencia de la línea de las características del motor central (como la masa del agujero negro y la velocidad de acrecimiento) nos daría una información de fundamental importancia sobre las propiedades físicas y la geometría de las regiones más internas del AGN.
Los actuales satélites de rayos X todavía tienen una cantidad de datos muy grande no explorada para conocer más profundamente los AGN, mientras esperamos que nuevos instrumentos serán introducidos y cumplirán con sus expectativas.
