Las galaxias activas constituyen una clase de objetos apasionante y terrible a la vez porque el misterioso aura que surge de la naturaleza, aún difícil de ser resuelta, de los agujeros negros se combina con el vértigo que resulta de saber que en los centros de las galaxias existen algunos de tamaños tan formidables que son desde millones hasta miles de millones de veces más masivos que nuestra estrella, el Sol. Esta sensación se ve intensificada cuando además la radiación y los efectos que produce la materia que cae en algunos de estos monstruos, libera tal cantidad de energía que los convierte en uno de los fenómenos más poderosos de todo el Universo, capaces de moldear y condicionar la manera en que evolucionan galaxias enteras.
Aún se desconoce todo lo básico acerca de cómo se forman tan vastas aglomeraciones de masa concentradas en los centros de las galaxias. Sí se sabe, en cambio, que los agujeros negros pueden ser la consecuencia de la evolución final de una estrella muy masiva, como mínimo 25 veces más masiva que el Sol, cuando los procesos de fusión nuclear que tienen lugar en su interior se detienen por falta de elementos ligeros que los alimenten. Ello hace que la enorme fuerza de gravedad que empuja la masa de la estrella hacia su centro no se vea compensada con el empuje hacia fuera debido a la energía que se iba produciendo hasta entonces. La pérdida del equilibrio que permitía hasta ese momento a la estrella seguir brillando, conduce a una explosión de supernova y a la concentración de la masa del núcleo en una singularidad que conocemos como agujero negro. No obstante, las masas de estos cadáveres estelares están muy por debajo de lo que sabemos que hay en los centros de las galaxias. Sin ir más lejos, en el centro de la nuestra, la Vía Láctea, hay uno de unas 4 millones de veces la masa de nuestro Sol, sin que comprendamos muy bien cómo tanta masa acabó reunida en un espacio tan reducido.
En cualquier caso, a pesar de que sabemos que la presencia de estos agujeros negros supermasivos en los centros de las galaxias es un elemento común a todas ellas, su tamaño es muy variable y, sobre todo, no se encuentran todos en el mismo estado. Los núcleos activos de galaxia, también denominados como AGN por sus siglas en inglés, se caracterizan porque atraviesan una fase en la que están engullendo una gran cantidad de masa, en forma de gas, polvo y estrellas que se encuentra a su alcance, creando un disco muy denso y caliente que gira a toda velocidad alrededor del agujero negro, y que es el que produce esa emisión tan brutal de energía justo antes de atravesar el horizonte de sucesos del agujero, justo antes de dejar de emitir radiación ya para siempre. Es como si la emisión altamente energética de estos discos fuera un último lamento antes de abandonar nuestro Universo.
La relación que tienen estos agujeros negros supermasivos en plena fase activa con la manera en que evolucionan las galaxias aún no está del todo resuelta. Por ejemplo, se sabe que los cuásares, galaxias primitivas cuya luminosidad está dominada por la emisión en rayos X de un AGN, son galaxias que no suelen estar aún formadas del todo, en que el agujero negro está creciendo al mismo tiempo que el disco de estrellas que será el cuerpo principal de la galaxia se está moldeando. A la vez, esa fuente de energía central, además de generar radiación en forma de rayos X y crear chorros de partículas relativistas que emiten en radio, puede impulsar supervientos galácticos que tienen varias consecuencias en todo el resto de la galaxia. Por un lado, ayudan a "sembrar" zonas alejadas del centro con elementos químicos pesados creados en episodios de formación estelar que han tenido lugar también en la región central, dispersando estos elementos por todo el disco y también por el medio gaseoso y difuso alrededor de la galaxia. Ya pudimos comprobar cómo se puede medir este efecto en la galaxia de la Taza de Té en un artículo previo. Por otro lado, esos mismos vientos barren las nubes de gas que permanecen en la zona central, contribuyendo a detener e inhibir nuevos episodios de formación estelar. Es una especie de proceso de regulación en el que el AGN se alimenta de gas y estrellas cercanas y, a la vez, aleja de él con sus supervientos lo que está un poco más allá, por lo que el crecimiento del agujero y la creación de estrellas son vasos comunicantes que pueden llevar a escenarios tan distintos como galaxias puede haber en el Universo.
El conocimiento de que disponemos, por tanto, hasta ahora de estos objetos tan concentrados y energéticos es un poco limitado, porque la emisión en rayos X emitida por el disco de acreción proviene de una región muy pequeña alrededor del agujero. A la vez, esta zona suele estar envuelta por una especie de rosquilla de polvo muy denso que no permite observar lo que ocurre en su interior de forma directa. Por ello, tal como se describe en el artículo "Galaxias activas, una cuestión de perspectiva", el modelo unificado de los AGN postula que la información que nos llega de ellos depende de la manera en que el disco de la galaxia esté orientado en relación a nosotros, mostrando a veces la emisión en rayos X del disco central, si la galaxia está de frente, o la emisión en radio de los chorros que salen disparados en direcciones perpendiculares, si está de perfil. También puede mostrar distintas regiones de plasma ionizado por la fuente central, que pueden tener unas propiedades y velocidades que varían en función de si están por dentro o fuera de la rosquilla de polvo que rodea el agujero negro.
Estas regiones de gas ionizado o plasma son muy importantes, ya que pueden extenderse hasta distancias muy grandes, de varios miles de años-luz, y son las que nos otorgan información adicional sobre el mecanismo energético que las produce. Por ejemplo, cuando se descompone espectralmente la luz emitida por el gas ionizado que hay en estas regiones, haciéndola pasar por un espectrógrafo o un prisma, se pueden encontrar y medir las transiciones electrónicas de distintos iones, los cuales, tras recombinarse con los electrones libres, generan fotones de longitudes de onda muy específicas y conocidas. Este proceso es idéntico al que ocurre con las lámparas de neón o sodio, que son tubos de gas por los que pasa una corriente eléctrica, produciendo esos colores tan característicos que son sólo típicos de esos elementos químicos. Hasta hace no tantos años, la mayoría de la información de que se disponía para el análisis de estas regiones ionizadas por AGNs se concentraba en la parte óptica del espectro, la misma a la cual es sensible el ojo humano, razón por la cual también se le denomina rango visible. Este rango es el más accesible por la sencilla razón de que la atmósfera terrestre es transparente para él, y puede analizarse desde los grandes telescopios que se han ido construyendo en la superficie terrestre. Pero no todo son ventajas, pues hay zonas de las galaxias que no pueden ser analizadas en detalle en el óptico, porque a pesar de que la luz visible atraviesa la atmósfera, no es tan eficiente en las regiones galácticas que están opacadas por nubes de polvo. Además, el rango óptico es muy estrecho en longitud de onda y el número de transiciones y de elementos químicos que se pueden analizar en él es algo limitado.
No me voy a extender mucho en describir las virtudes del rango infrarrojo, pues ya está bastante bien descrito en otro artículo (ULIRGs, unas galaxias muy brillantes que no se ven), incluyendo la necesidad de observarlo desde el espacio. En cambio, sí es importante volver a señalar aquí que, en oposición al rango óptico, resulta una alternativa apropiada para, por un lado, observar las zonas cuya luz está más extinguida por el polvo, porque la luz en este rango no se ve afectada tanto. Además, como el infrarrojo se extiende en un rango de longitud de onda mucho más amplio que el óptico, el óptico va desde unas 0,4 hasta unas 0,8 micras, mientras que el infrarrojo va desde 1 hasta unas 30 micras en el rango medio, y llega hasta las 700 micras en el lejano, abarcando muchas más transiciones de otros elementos y grados de ionización. Por ejemplo, en el rango del IR medio se pueden encontrar transiciones de oxígeno cuatro veces ionizado, es decir, que ha sido bombardeado por fotones capaces de arrancarle hasta cuatro electrones, algo para lo que hace falta que transporten una energía de unos 77 eV (electrón-voltios), unas 5,6 veces más energéticos de lo necesario para ionizar el hidrógeno. Estos fotones, en el ultravioleta extremo, sólo son producidos de forma masiva por eventos muy energéticos, mucho más que las estrellas más masivas típicas de los procesos de formación estelar. Por tanto, encontrar este tipo de líneas de emisión suele ser una pista importante de que hay un AGN cerca.
El infrarrojo también puede desvelarse como muy útil para estudiar cierto tipo de galaxias con AGN. Es el caso de algunos AGN, que son llamados de baja luminosidad o de baja excitación, y que suelen abreviarse como LINERs, cuya naturaleza no está del todo clara, porque, por un lado parece que el espectro que los produce, proveniente de la zona central de una galaxia es bastante energético pero, por otro, son poco luminosos, asociados a veces a agujeros negros que se piensa que son menos activos, y con un grado de excitación del gas circundante más bajo de lo observado en otros AGN más indudablemente identificables, como las llamadas galaxias de Seyfert. Algunos investigadores incluso han propuesto que la fuente de ionización del gas en estas galaxias no sea un disco de materia alrededor de un agujero negro supermasivo, sino una población muy concentrada de estrellas muy calientes. Las únicas estrellas con una temperatura lo bastante alta como para poder competir con un AGN y producir un espectro de líneas con el oxígeno cuatro veces ionizado son las estrellas de baja masa que son ya enanas blancas o están a punto de entrar en esa fase, con temperaturas de más de 100.000 K. Para que nos hagamos una idea de lo tremendamente calientes que resultan estas estrellas, nuestro Sol está a una temperatura de unos 6000 K, y las estrellas muy masivas, como las que explotan como supernovas y producen agujeros negros estelares, pueden rondar como mucho los 40 ó 50 mil grados. No obstante, encontrar un brote de estrellas enanas blancas en un número tan grande y estando tan concentradas como para producir un grado de ionización del gas tan alto en regiones de miles de años-luz, se antoja bastante complicado desde el punto de vista de la evolución estelar, máxime sabiendo que la mayoría tienen que estar acompasadas en su evolución. Por tanto, este tipo de centros galácticos con un grado de dureza del espectro mayor, pero con luminosidad menor tiene que responder a otro patrón, para el cual el rango infrarrojo quizá nos pueda ayudar.
Recientemente, nuestro grupo ha publicado un nuevo método que usa las líneas de emisión que se observan en el infrarrojo medio, y que corresponden a transiciones energéticas de elementos muy ionizados, para deducir las fuentes de ionización y, a la vez, el grado de excitación del gas. La excitación de un gas bañado por una fuente de radiación muy energética básicamente depende del equilibrio entre el número de fotones ionizantes y de la cantidad de partículas que hay en el gas. Esto nos permitiría, entre otras cosas, comprender la diferencia que hay entre los LINERs, que emiten una radiación muy dura pero son poco luminosos y el resto de los AGN, pues estas diferencias, aparentemente, no parecen responder sólo al modelo unificado, que clasifica los AGN sólo en función de la perspectiva con que los observamos. Con este fin, hemos analizado una muestra muy amplia, de más de 500 galaxias, que fueron observadas en su momento con el telescopio espacial Spitzer de la NASA, y, tras analizar su emisión en el infrarrojo, hemos verificado que todas se concentran en dos familias muy bien diferenciadas y con un número casi idéntico de componentes. Una de ellas con un índice más bajo de la dureza del espectro ionizante que viene del disco de acreción y la otra con un índice algo mayor. Solo un número muy bajo de galaxias tiene valores intermedios de este índice de dureza espectral. Los valores más altos del índice de dureza del espectro corresponden bastante bien con lo que se espera para las galaxias AGN de tipo LINER. De hecho, la mayoría de las galaxias de nuestra muestra catalogadas como LINERs también resultan clasificadas en esta categoría de mayor energía. A la vez, resulta que las galaxias del sub-tipo LINER presentan una menor excitación del gas, mientras que aquellas que tienen un índice de la dureza del espectro algo más blando, y que corresponden a su vez con las galaxias de tipo Seyfert, presentan una excitación del gas algo mayor. En la figura puede verse cómo se concentran todas las galaxias estudiadas en estos dos grupos principales, uno con una dureza mayor y una excitación menor, y la otra con una dureza menor y una excitación mayor. Una combinación que parece un poco contradictoria, pero que vamos a explicar ahora mismo.
Una pista de cómo puede producirse esto la empezamos a tener ya con el hecho de que no haya casi galaxias que tengan valores intermedios. Esto puede explicarse en términos de una transición muy rápida entre dos estados diferentes de la fuente ionizante, lo cual descartaría la idea de que los AGN menos luminosos no son debidos a agujeros negros sino a enanas blancas. Los cambios rápidos en la manera en que un objeto brilla suele asociarse a tamaños relativamente pequeños de esas fuentes, dado el valor finito de la velocidad de la luz, que impide que un cambio pueda propagarse más rápido que ella a través de un sistema, reforzando la idea de que se trate realmente de un agujero negro supermasivo. Por otro lado, no es tan inverosímil que la excitación del gas disminuya cuando aumenta la dureza del espectro incidente si, por un lado, la luminosidad de la fuente se reduce (esto es similar a pensar en una fuente que aumente de temperatura bajando de brillo), o bien si el gas alrededor de la zona central de la galaxia tiene un volumen limitado y los fotones más energéticos acaban escapando de la burbuja de gas que lo rodea y, quizá, de la galaxia.
En realidad sí que tenemos a nuestra disposición otros objetos similares, pero de escala más reducida y más cercanos, donde esas transiciones rápidas que producen cambios de brillo y energía están mejor documentadas. Las estrellas binarias de rayos X son sistemas de dos estrellas, una de las cuales se ha transformado en un agujero negro, y que está atrayendo con una tasa variable la materia de la otra estrella compañera que gira en torno a él, produciendo un disco de acreción que es el que genera la emisión en rayos X. Estos objetos suponen también una de las pruebas observacionales más claras de la existencia de los agujeros negros, los cuales, por sí mismos, no emiten nada de luz. De la observación en rayos X de estos objetos son conocidos los llamados ciclos de histéresis, nombre recibido por la similitud de la curva que sigue la variación del brillo en rayos X con el llamado ciclo de histéresis de los metales ferromagnéticos cuando se les somete a un campo magnético, que cambian la orientación de su campo magnético siguiendo un patrón muy característico.
En el gráfico adjunto, Juan A. Fernández Ontiveros, del Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón en Teruel y co-autor de este estudio sobre galaxias activas, ha producido, en colaboración con Teo Muñoz Darias y Montserrat Armas Padilla del grupo de agujeros negros y estrellas de neutrones en binarias de rayos X del Instituto de Astrofísica de Canarias, una sonificación que representa el ciclo de histéresis de la estrella binaria de rayos X G390-04, observado en 2007 por el observatorio Chandra de la NASA. Esta binaria cada cierto periodo sufre un estallido en la emisión de rayos X que viene dada por el flujo de materia del disco. En una primera fase, el disco rota más eficientemente, por lo que es más luminoso, está más cerca del agujero y emite menos rayos X duros. En cambio, se puede producir una transición muy rápida que hace que el disco se trunque, apartándose del agujero, disminuyendo su luminosidad y generando emisión no térmica por la corona de electrones acelerados a su alrededor, produciendo una emisión de rayos X más energéticos y, eventualmente, pudiendo producir también un chorro de partículas aceleradas de forma perpendicular al plano del disco. Cuando la eficiencia radiativa del disco se recupera, de nuevo aumenta su luminosidad, pero disminuye la emisión de rayos X duros.
Este es un caso en el que la ausencia de polvo y la cercanía relativa del objeto nos permite estudiarlo con detalle, pero nuestros datos para un número muy grande de galaxias activas observadas con telescopios espaciales en el infrarrojo podría apuntar a comportamientos muy similares, por lo que confirmaría que los AGN pueden tener naturalezas dispares independientemente de que los hayamos clasificado sólo usando criterios de cómo están orientados. Obviamente, la duración de estos ciclos y su repetición podría estar supeditados a la cantidad de materia a disposición del agujero para poder seguir creciendo y poder permanecer activo, y de la posible creación de nuevas estrellas a su alrededor para seguir formando el disco. Seguramente estos procesos ocurrieron en el pasado de nuestra galaxia, pero no debieron ser muy intensos ni condicionaron fuertemente la evolución de la Vía Láctea, beneficiando que se pudieran formar sistemas estelares con planetas que luego albergaron vida, como el nuestro y a diferencia de otras galaxias activas donde la emisión en rayos X del agujero negro central posiblemente haya condicionado cómo son esas galaxias hoy en día.
Nuestra intención es poder seguir desarrollando estas herramientas y poder ampliar su uso con los nuevos datos que están siendo tomados por el telescopio espacial James Webb, el cual no sólo tiene más calidad y profundidad, sino que puede resolver espacialmente muchas fuentes. Sin duda, nuestro equipo estará preparado para seguir indagando más sobre la naturaleza de estas galaxias donde distintos procesos violentos y energéticos han competido en el pasado de las galaxias para moldear su actual presente y el de todo el Universo.