Caracterización espectral en rayos X del acrecimiento y oscurecimiento en galaxias activas
- Autores: Amalia Corral Ramos
- Directores de la Tesis: Xavier Barcons Jáuregui (dir. tes.)
, Francisco Jesús Carrera Troyano (codir. tes.) - Lectura: En la Universidad de Cantabria ( España ) en 2012
- Idioma: español
- Tribunal Calificador de la Tesis: Giorgio Matt (presid.) , Almudena Alonso Herrero (secret.) , Giovanni Miniutti (voc.) , María Teresa Ceballos Merino (voc.) , José Miguel Mas Hesse (voc.)
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- Resumen
El objetivo de este trabajo de Tesis es el estudio de los núcleos activos de galaxias (AGN - del inglés Active Galactic Nuclei), que son las fuentes persistentes más brillantes del Universo. Estos objetos se caracterizan principalmente por emitir grandes cantidades de energía a lo largo de todo el espectro electromagnético y por presentar una alta variabilidad en escalas de tiempo muy cortas, lo que implica una dimensiones muy pequeñas para la fuente emisora (del orden de días luz o menor). El único mecanismo físico conocido capaz de reproducir las características observadas de los AGN es el acrecimiento de materia por parte de un agujero negro supermasivo (SMBH - Super Massive Black Hole). Gracias a su alto poder de penetración, los rayos X son fundamentales a la hora de entender los procesos físicos que tienen lugar en las regiones más cercanas al SMBH, permitiéndonos estudiar la Física en condiciones extremas, incluyendo efectos relativistas. Además, al tratarse de objetos extremadamente brillantes, pueden ser detectados hasta grandes distancias, permitiéndonos así aprender sobre el Universo temprano y cómo éste ha ido evolucionando. En la actualidad, y gracias a un gran número de observaciones en distintas longitudes de onda, se cree que hay un SMBH en el centro de todas las galaxias. Esto implica que los AGN no constituyen un tipo de objeto en sí, sino que se trata de un estado por el que atraviesan todas las galaxias durante su crecimiento y que puede ser activado o interrumpido por diferentes factores, como colisiones entre galaxias o brotes de formación estelar.
Existe una amplia evidencia observacional que apunta a que la formación de la galaxia anfitriona del AGN y el crecimiento de su SMBH central tienen que estar estrechamente conectados. Prueba de ésto son las correlaciones encontradas entre la dispersión de velocidades de las estrellas del bulbo galáctico y la masa del SMBH, la masa del SMBH y la masa en estrellas del bulbo o la masa del SMBH y la del halo de materia oscura de la galaxia. Las galaxias y los AGN también comparten una característica evolutiva llamada ¿reducción cósmica¿ o ¿cosmic downsizing¿. En el caso de los AGN, esto significa que la densidad de los AGN más luminosos alcanza su punto máximo en épocas más tempranas (o mayores desplazamientos al rojo) que los AGN menos luminosos. Las observaciones muestran que, en general, las galaxias más luminosas y masivas formaron sus estrellas en épocas más tempranas que las menos masivas, que muestran una formación estelar más prolongada en el tiempo. Esto implica que algún tipo de proceso tuvo que suprimir la formación estelar en galaxias masivas impidiendo que siguieran creciendo. El mecanismo primario propuesto para explicar este proceso es la influencia del AGN sobre la galaxia anfitriona (AGN feedback).
Objetivos de la investigación La investigación llevada a cabo durante esta tesis se centra específicamente en el estudio detallado de dos de las cuestiones más relevantes y aún no resueltas sobre la física de los AGN: las desviaciones al modelo unificado de los AGN y las propiedades de la línea de emisión en rayos X Fe Ka.
Las versiones más sencillas del modelo unificado de los AGN suponen que todos los tipos de AGN comparten la misma estructura y que las diferencias entre ellos se deben simplemente a un efecto de orientación. Según este modelo, el SMBH central está rodeado por un sistema compuesto por un disco de acrecimiento y una corona de electrones altamente energéticos. Se cree que el sistema disco/corona constituye la fuente primaria de emisión de rayos X de los AGN. Sobre este sistema se mueven nubes turbulentas de gas a altas temperaturas, la región de emisión de líneas anchas (BLR ¿ Broad Line Region), y más allá, una estuctura toroidal, coplanar con el disco de acrecimiento, compuesta de gas molecular frío y polvo. En las partes más externas, se encuentra una región compuesta por nubes de gas templado y menos turbulento que la BLR, la región de emisión de líneas estrechas (NLR ¿ Narrow Line Region). La BLR es responsable de las líneas de emisión anchas correspondientes a transiciones permitidas (anchura a media altura o FWHM > 2000 km/s) que se observan en los espectros ópticos/UV de algunos AGN. De forma análoga, la NLR es la responsable de las líneas de emisión estrechas. En función de la presencia o ausencia de estas líneas anchas se definen los tipos espectrales ópticos. Los AGN de tipo 1 presentan líneas anchas y estrechas mientras que los de tipo 2 sólo las presentan estrechas. Los tipos intermedios (1.2, 1.5, 1.8 y 1.9) se asignan en función de la relación entre las intensidades de las componentes anchas y estrechas en las líneas permitidas. La hipótesis principal del modelo unificado consiste en que las diferencias observadas entre distintos AGN se deben a diferencias en el ángulo del observador con respecto al eje de la estructura toroidal, es decir, las diferencias se deben a las distintas cantidades de materia atravesadas por la radiación en su camino hasta el observador. De esta forma, los distintos tipos espectrales ópticos del tipo 1 al 2 se explican como una transición continua desde ángulo de observación 0 a 90 gardos, es decir, la BLR va desapareciendo de la vista del observador a medida que su emisión es más y más absorbida por el toro. La implicación más obvia de este modelo sería entonces que los AGN de tipo 1 no deberían presentar absorción significativa en rayos X, mientras que los de tipo 2 deberían mostrar un espectro absorbido en rayos X. Aunque la mayoría de las observaciones son consistentes con este modelo, los muestreos en rayos X suelen detectar un cierto número de AGN que parecen no seguirlo del todo.
La segunda cuestión objeto de esta Tesis es la línea de emisión en rayos X Fe Ka. Esta línea es la más comúnmente observada en espectros de rayos X de AGN y su estudio puede aportar información sobre las condiciones físicas de las zonas más cercanas al SMBH. Si es emitida lo suficientemente cerca del SMBH, por ejemplo, debería presentar un perfil ancho relativista a partir del cual se puede extraer información sobre las condiciones dentro de las partes más internas del AGN. Sin embargo, este perfil relativista ha sido detectado y caracterizado sólo en un número limitado de casos, cuando la calidad del espectro de la fuente es muy alta. La línea de emisión Fe Ka estrecha, por otra parte, parece ser una característica omnipresente en los espectros de rayos X de AGN locales. Sin embargo, sus propiedades a desplazamientos al rojo medios y altos aún no ha sido caracterizada apropiadamente.
Planteamiento y metodología Para afrontar el estudio de los dos temas objeto de esta Tesis, la investigación se dividió en dos partes adoptando dos estrategias muy distintas, aunque las dos están basadas principalmente en el uso de espectroscopía de rayos X.
Actualmente existen en funcionamiento un gran número de observatorios espaciales de rayos X como XMM-Newton (ESA), Chandra (NASA), Suzaku (JAXA/NASA), SWIFT (NASA) o INTEGRAL (ESA). Los datos en la banda de rayos X utilizados durante este trabajo de Tesis proceden del observatorio de rayos X de la Agencia Espacial Europea (ESA) XMM-Newton. XMM-Newton es el telescopio de rayos X con la mayor área efectiva en funcionamiento, lo que lo convierte en el mejor instrumento actual para llevar a cabo espectroscopía derayos X.
El modelo unificado de los AGN Las desviaciones del modelo unificado observadas ponen de relieve la necesidad de estudiar este modelo y sus implicaciones con mayor detalle. Una de las explicaciones propuestas para estas desviaciones se basa en la variabilidad de los AGN. Los AGN son muy variables y las observaciones en distintas longitudes de onda, que dan lugar a distintas clasificaciones espectrales, suelen estar muy separadas en el tiempo. Si el material absorbente que rodea al SMBH varía, como ha sido observado en un gran número de casos, las distintas observaciones, habitualmente no simultáneas, en distintas longitudes de onda podrían estar simplemente viendo distintos estados de absorción. La estrategia propuesta en esta tesis consiste en la observación simultánea, en rayos X y en el óptico, de una pequeña muestra de AGN que han mostrado una historia de variabilidad en su clasificación óptica a lo largo de los años. Además de variar en su tipo espectral, los AGN de la muestra tenían que cumplir algunos requisitos adicionales, como ser lo suficientemente brillantes para poder obtener datos con la suficiente calidad y por tanto poder medir su absorción intrínseca con tiempos de exposición no muy largos (entre 10 y 30 ks en rayos X). Además, debían poder ser observados por XMM-Newton y por los observatorios ópticos terrestres que se han utilizado al mismo tiempo. Una vez adquiridos los datos, el modelo unificado se pondría a prueba comparando la cantidad de absorción en rayos X, obtenida a partir del modelado del espectro en rayos X, con el enrojecimiento óptico obtenido a partir del decremento Balmer de las líneas de emisión ópticas.
La muestra final está compuesta por cuatro fuentes: Mrk 993, Mrk 1018, NGC 7603 y Mrk 6. Se enviaron propuestas de observación a XMM-Newton y a observatorios ópticos terrestres de forma coordinada, permitiendo que las diferencias en las fechas de observación en ambas longitudes de onda fuera como máximo de sólo dos días. Afortunadamente, conseguimos que estos programas de observación fueran aprobados tanto por los comités de asignación de tiempo de XMM-Newton (ESA) como por los correspondientes a los observatorios ópticos terrestres utilizados (principalmente el Centro Astronómico Hispano-Alemán de Calar Alto, CAHA). En el caso de Mrk 1018 y Mrk 6, se pudo realizar una segunda observación óptica alrededor de un mes más tarde con la intención de detectar variabilidad óptica en escalas de tiempo cortas, que podría ser causada por una demora entre la emisión en rayos X y en el óptico debido a la distancia que separa ambas regiones de emisión.
La línea de emisión Fe Ka Aunque Fe Ka es la línea de emisión más comúnmente observada en AGN, sus propiedades aún son poco conocidas a desplazamientos al rojo medios y altos. La causa principal es que se necesita una calidad muy alta en los espectros de rayos X para poder detectarla y caracterizarla a esas distancias, lo que no es posible con los instrumentos actuales.
La estrategia adoptada en esta tesis fue compilar tantos espectros de rayos X de AGN como fuera posible y que cubrieran un rango muy amplio de distancias y luminosidades. Además, los AGN seleccionados debían haber sido identificados mediante espectroscopía óptica, de forma que los desplazamientos al rojo obtenidos fuesen lo más precisos posibles. Una vez obtenidos los espectros, se promediarían para así obtener un espectro promedio con la suficiente calidad como para detectar características espectrales como la línea de emisión Fe Ka.
Las muestras utilizadas durante esta Tesis han sido AXIS (An XMM-Newton International Survey), XWAS (XMM-2dF Wide Angle Survey) y la muestra Lockman Hole, sumando en total más de 800 AGN. Las dos primeras muestras proceden de detecciones ¿casuales¿ por parte de XMM-Newton. Esto quiere decir que estas fuentes no eran los objetivos de la observación pero, gracias al campo de visión cubierto por los instrumentos a bordo de XMM-Newton y a las características de éstos, sus espectros pueden ser extraídos y analizados. Estas dos muestras, compuestas por fuentes con flujos intermedios (~ 10^14 erg cm^-2 s^-1), forman parte del programa de identificación de fuentes de rayos X llevado a cabo por el SSC (Survey Science Center), un consorcio internacional compuesto por 10 instituciones en paises pertenecientes a la ESA. La tercera muestra corresponde a una de las observaciones más profundas llevadas a cabo por XMM-Newton, compuesta por fuentes con flujos menores (~ 10^15 erg cm^-2 s^-1), y para la que también se empleó un gran esfuerzo observacional a la hora de identificar sus fuentes de rayos X mediante espectroscopía óptica. Esta muestra ya había sido utilizada para construir un espectro promedio de AGN (Streblyanska et al.,2005) obteniéndose resultados muy interesantes que desafiaban las predicciones teóricas. El espectro promedio obtenido mostraba una línea de emisión Fe Ka extremadamente intensa tanto para los AGN de tipo 1 como 2 (con anchuras equivalentes - Equivalent Width - EW ~ 400-600 eV). El objetivo era por tanto utilizar esta muestra para comparar los resultados obtenidos por los diferentes métodos de promediado.
El paso final fue desarrollar un nuevo método para promediar todos estos espectros, maximizando la relación señal-ruido del espectro promedio resultante y a la vez minimizando cualquier contaminación espúrea. De esta forma, las propiedades más relevantes de los espectros de rayos X de AGN, incluyendo la línea de Fe Ka, pueden ser identificadas y medidas. Dividiendo nuestra muestra total en diferentes sub-muestras en función de diferentes propiedades, como la luminosidad o la distancia, la dependencia de las características espectrales de estas propiedades también puede ser estudiada. Para probar la eficiencia y restricciones del método, se usaron un gran número de datos simulados. Estas simulaciones se usaron también para construir un espectro promedio simulado con el que comparar los espectros reales y así detectar cualquier desviación significativa entre unos y otros.
Conclusiones Galaxias Seyfert que cambian de tipo espectral Nuestras observaciones simultáneas en rayos X y en el óptico muestran que una absorción variable podría explicar los cambios espectrales en tres de nuestras fuentes: Mrk 6, NGC 7603 y Mrk 1018. Sin embargo, no es éste el caso para Mrk 993. En este último caso, la densidad de columna de Hidrógeno derivada de los rayos X no es suficiente para ser la responsable del enrojecimiento medido en el óptico. El alto decremento Balmer medido debe ser en este caso una propiedad intrínseca de esta fuente en vez de estar causado sólo por oscurecimiento, en contra de las predicciones del modelo unificado más sencillo (Corral et al., 2005). Dada su baja luminosidad en rayos X, las condiciones en la BLR para esta fuente podrían ser significativamente distintas de las de otros AGN más brillantes, por ejemplo, dando lugar a líneas anchas más débiles. En el caso de Mrk 1018, el espectro óptico observado es el de un AGN de tipo 1, consistente con la no detección de absorción en rayos X. El cambio espectral en este caso podría ser debido a un cambio en la cantidad de absorción en escalas de tiempo del orden de años, un tipo de variabilidad ya observada en varios AGN. Los resultados de las observaciones simultáneas de Mrk 6 y NGC 7603 también parecen cumplir las predicciones del modelo unificado. Sin embargo, ambas fuentes muestran una variabilidad muy compleja en el óptico, ambas han sido monitoreadas durante años y, en ambos casos, se necesitan uno o varios absorbentes ionizados (y variables, en el caso de Mrk 6) con muy alta densidad de columna para ajustar adecuadamente sus espectros en rayos X. Además, sus líneas de emisión anchas en el óptico muestran dos picos, por lo que estas fuentes pertenecen al grupo de emisores de líneas dobles (DPEs ¿ Double-peaked emitters). El modelo más aceptado para explicar esta emisión doble es emisión por parte del disco de acrecimiento en vez de por la BLR propiamente dicha, por lo que el perfil de estas líneas se vería enormemente afectado por cualquier cambio en el continuo ionizante, lo que es algo común en AGN. Nuestros resultados son consistentes con un escenario en el que estas líneas son producidas por chorros de materia parcialmente ionizada y expulsada a grandes velocidades sobre el disco de acrecimiento. De esta forma, cambios en el continuo ionizante implicarían cambios en las condiciones en el sistema disco/BLR produciendo un cambio en la absorción ionizada en rayos X y a su vez, variabilidad en el perfil de las líneas de emisión dobles (Corral et al., 2011a).
En resumen, las galaxias Seyfert que cambian de tipo no constituyen un tipo de fuente en sí, sino que parecen estar compuestas por una mezcla de diferentes tipos de fuentes que, muy probablemente, muestran unos tipos de absorción muy complejos y variables. Salvo por una de nuestra fuentes, Mrk 993, los resultados obtenidos concuerdan con las predicciones del modelo unificado de los AGN. Por lo tanto, se debe ser cauto a la hora de extraer resultados procedentes de observaciones no simultáneas en distintas longitudes de onda.
Espectro de rayos X promedio de los AGN Para estudiar las propiedades promedio de los espectros de rayos X de los AGN, las diferentes muestras usadas se dividieron en AGN de tipo 1 y 2.
1. Muestra a flujos intermedios (AXIS+XWAS): Tanto los AGN de tipo 1 como 2 presentan una línea de emisión estrecha Fe Ka, consistente con Fe neutro o poco ionizado, con una EW del orden de 100 eV. Consistentemente, el espectro promedio de los AGN de tipo 1 requiere, además de la línea de emisión, una cantidad de reflexión neutra consistente con la EW de la línea y con que ambas componentes procedan de material neutro y localizado lejos de la fuente central. No se detecta ninguna contribución significativa de una posible componente ancha relativista a la emisión Fe Ka pero se estima un límite superior a su EW de 400 eV con un nivel de confianza de 3s (Corral et al., 2008). En el caso de los AGN de tipo 2, dada la menor calidad del espectro resultante debido a un número menor de fuentes, no se detectaron componentes adicionales al espectro promedio salvo por la línea de emisión estrecha.
2. Muestra a flujos débiles (Lockman Hole): Contrariamente a los resultados presentados en Streblyanska et al. 2005, se encontraron resultados muy similares a los correspondientes a la muestra anterior. El límite superior a una contribución relativista a la línea de Fe Ka es en este caso incluso más restrictivo, 240 eV. Las diferencias entre los resultados presentados en Streblyanska et al. 2005 y los presentados en esta Tesis parecen deberse a una diferencia en el método de promediado. El método desarrollado para esta Tesis trata mucho más cuidadosamente el continuo bajo la línea. Además, durante el proceso de promediado presentado en Streblyanska et al. 2005 se usaron espectros agrupados, lo que puede distorsionar el perfil de la línea Fe Ka haciendo que esta se ensanche hacia bajas energías simulando un perfil relativista. En el caso de los AGN de tipo 2, probablemente debido a una mayor cantidad de AGN altamente oscurecidos en este caso, fue necesario añadir un absorbente neutro cubriendo sólamente parte de la fuente central a la hora de ajustar el espectro promedio.
3. Muestra total (AXIS+XWAS+Lockman): Las dos muestras anteriores se combinaron para obtener espectros promedios de los AGN de tipo 1 y 2. Los resultados del análisis de estos espectros fueron muy similares a los correspondientes a las muestras por separado. Los AGN de tipo 1 presentan una línea de emisión estrecha Fe Ka acompañada por la cantidad de reflexión esperada, mientras que para los de tipo 2, a parte de la línea, sólo se detectaron los efectos de la absorción fotoeléctrica neutra. El límite superior para la contribución relativista a la línea, en el caso de los de tipo 1, se estimó en 370 eV con un nivel de confianza de 3sigma.
4. Dependencia de la línea estrecha Fe Ka: La muestra total también se utilizó para construir sub-muestras con el fin de analizar la dependencia de las características espectrales con el flujo, el desplazamiento al rojo y la luminosidad de las fuentes. No se encontró dependencia significativa de los espectros promedio con el flujo o el desplazamiento al rojo de las fuentes. Lo que sí se observa es un decremento de la EW de la línea estrecha a medida que la luminosidad aumenta. Este efecto es conocido como efecto Baldwin en el óptico y como efecto Iwasawa-Taniguchi en rayos X. En el caso de los AGN de tipo 1, también se observa una aparente disminución de la cantidad de reflexión a medida que la luminosidad aumenta. Este resultado apoya el modelo en el que el radio interno del toro aumentaría al aumentar la luminosidad de la fuente disminuyendo así la cantidad de reflexión y por consiguiente, la intensidad de la línea de emisión (Corral et al., 2011b).
Los resultados más importantes de nuestro análisis de las propiedades de la línea Fe Ka son por tanto los siguientes:
- La línea de emisión estrecha Fe Ka es una característica omnipresente de los espectros de rayos X también a altos desplazamientos al rojo, como lo es en el universo local. Nuestros resultados están en completo acuerdo con análisis similares presentados recientemente para AGN cercanos (de La Calle Pérez et al., 2010) o más distantes (Chaudhary et al., 2010).
- La componente relativista a la línea Fe Ka, si está presente, debe presentar una EW < 300-400 eV. Ese resultado está de acuerdo con modelos teóricos recientes que estiman una EW máxima ~ 300 eV (Ballantyne, 2010).
- La EW de la linea estrecha así como la cantidad de reflexión parecen decrecer a medida que la luminosidad aumenta, como se encuentra que sucede también para AGN locales.
