[en] This thesis focuses on the observational signatures encoded in the radio emission produced by accretion processes onto supermassive black holes (SMBH), located at the core of active galactic nuclei (AGN), and the highly collimated relativistic jets that emanate from their surroundings. Theoretical models predict that AGN jets are launched from the vicinity of these extreme, compact objects through energy extraction via large-scale helical magnetic fields (Blandford & Znajek, 1977; Blandford & Payne, 1982). We tackle this scenario by direct imaging of the main actors through high-angular-resolution very long baseline interferometric (VLBI) observations at millimeter and centimeter wavelengths (e.g., Event Horizon Telescope Collaboration et al., 2019a; Gómez et al., 2022). In addition to VLBI observations, we also study the properties of AGN jets at the parsec scale through relativistic magnetohydrodynamical (RMHD) simulations and their corresponding synchrotron emission (e.g., Gómez et al., 1997). Therefore, the work developed in this thesis covers a wide range of spatial (and temporal) scales, from the polarimetric properties and microarcsecond internal structure of AGN jets to the dynamic, event-horizon-scale radiation produced by the hot plasma accreting onto SMBHs. In Chapters 2 and 3, corresponding to the publications Fuentes et al. (2018, 2021), we study the influence of the helical magnetic field in the jet dynamics and emission at the parsec scale. To this aim, we analyze the polarimetric synchrotron radiation expected from several RMHD simulations of stationary overpressured magnetized relativistic jet models. These models are characterized by their dominant type of energy, namely, internal, kinetic, or magnetic. We find that the properties of recollimation shocks, formed by the pressure mismatch between the jet and the ambient medium, are mainly governed by the magnetosonic Mach number and the specific internal energy. Associated to these shocks, the radio maps obtained from the RMHD jet models feature a series of bright "knots", typically reported in VLBI observations of AGN jets and particularly strong in the case of models dominated by the internal energy. We test several configurations of the threaded helical magnetic field and study the linearly polarized emission from the jet models. We recover a bimodal distribution of the polarization angle, especially for small viewing angles and magnetic fields dominated by their toroidal component. For larger viewing angles and poloidal magnetic field components, the polarization angle remains perpendicular to the jet propagation direction. Nonetheless, we find small rotations near the bright knots, a signature that can be used to identify recollimation shocks in VLBI observations of blazar jets. In Chapter 4, corresponding to the publication Fuentes et al. (submitted 2022), we focus on the internal and innermost structure of relativistic jets by extending the global VLBI network to space. Thus, we observe the archetypal blazar 3C 279 at 22 GHz (or 1.3 cm) with RadioAstron, a space-ground interferometer capable of providing microarcsecond angular resolutions at centimeter wavelengths. Supported by 23 radio telescopes on Earth, we report fringe detections of the source up to a projected baseline distance of 8 Earth diameters. Aided by novel image reconstruction algorithms, the highly eccentric orbit of the spacecraft allows us to resolve the transversal structure of the jet and reveal several filaments forming a helical shape. The origin of these filaments is likely related to the triggering of Kelvin-Helmholtz plasma instabilities in a kinetically dominated flow. Taking into account the image properties reconstructed, we estimate a flow Lorentz factor of 13 in a jet threaded by a helical magnetic field rotating clockwise, as seen in the direction of flow motion. Moreover, the brighter regions found in the jet, originated by a differential Doppler boosting within the filaments, should propagate down the jet with a pattern speed equal to the velocity of the instability. Based on this, we propose a novel model in which the jet variability observed in 3C 279, and possibly in other blazar sources, results from the propagation of plasma instabilities, as opposed to the standard shock-in-jet model usually invoked (Marscher & Gear, 1985). Finally, in Chapter 5, corresponding to the publication Event Horizon Telescope Collaboration et al. (2022c), we present the first movie reconstructions and dynamic characterization of a supermassive black hole accreting matter, the mechanism responsible for the formation of relativistic jets. Specifically, we employ dynamic imaging and modeling techniques to analyze the spatially-resolved intraday variability of Sagittarius A , the SMBH located at the Galactic Center. To this aim, we explore the data collected with the Event Horizon Telescope during the 2017 campaign, focusing on a small time window with the best (u; v)-coverage on April 6 and 7. We train our methods on a suite of synthetic data sets, including state-of-the-art black hole simulations. To quantify our ability to successfully reconstruct the dynamics of a given model, we compute the average position angle (PA). We find that we are able to recover the ground-truth PA in some cases, but we fail in others. On April 6, most dynamic imaging and modeling results agree on a quasi-static PA over the time window. On April 7, dynamic imaging and modeling results align when using strong spatial priors and show an evolution in the PA of 140 . However, we also see several other PA trends in the dynamic imaging results, including a PA evolution in the opposite direction and modes where the PA is static on both days. While this analysis supposes a promising starting point, the sparse coverage of the 2017 EHT array limits our ability to conclusively determine the PA evolution of Sagittarius A and our results should be interpreted with caution.

[es] Esta tesis se centra en las trazas observacionales y la emisión radio producida por procesos de acreción en agujeros negros supermasivos (SMBH), situados en el centro de los núcleos activos de galaxias (AGN), y los jets relativistas que se forman a su alrededor. Los modelos teóricos predicen que los jets en AGNs se lanzan desde las proximidades de estos objetos tan compactos mediante la extracción de energía a través de campos magnéticos helicoidales a gran escala (Blandford & Znajek, 1977; Blandford & Payne, 1982). Una forma de abordar esta hipótesis es mediante la obtención directa de imágenes de los actores principales a través de observaciones interferométricas de muy larga línea de base (VLBI) de alta resolución angular en longitudes de onda centimétricas y milimétricas (e.g., Event Horizon Telescope Collaboration et al., 2019a; Gómez et al., 2022). En paralelo a dichas observaciones, también se pueden estudiar las propiedades de los jets en AGNs a escalas del pársec mediante simulaciones magnetohidrodinámicas relativistas (RMHD) y su correspondiente emisión sincrotrón (e.g., Gómez et al., 1997). Por tanto, el trabajo desarrollado en esta tesis cubre un amplio rango de escalas espaciales (y temporales), desde las propiedades polarimétricas y la estructura interna de jets en AGNs, hasta la dinámica y la radiación a escalas del horizonte de sucesos del plasma caliente que acretan los SMBHs. En los Capítulos 2 y 3, que corresponden a las publicaciones Fuentes et al. (2018, 2021), estudiamos la influencia del campo magnético helicoidal en la dinámica y la emisión del jet en escalas del pársec. Para ello, analizamos la radiación sincrotrón producida por varias simulaciones de jets relativistas estacionarios, sobrepresionados y confinados por un campo magnético helicoidal. Estos modelos se caracterizan por el tipo de energía dominante, a saber, interna, cinética o magnética. Las propiedades de los choques de recolimación, formados por el desequilibrio de presión entre el jet y el medio externo, están determinadas principalmente por el número de Mach magnetosónico y la energía interna. Asociadas a dichos choques, los mapas de emisión radio calculados a partir de los modelos RMHD muestran una serie de "compontes" brillantes, comúnmente observadas en jets en AGNs y particularmente intensas en modelos dominados por la energía interna. Probamos varias configuraciones del campo magnético helicoidal y estudiamos la emisión linealmente polarizada radiada por nuestras simulaciones. Recuperamos una distribución bimodal del ángulo de polarización, especialmente para ángulos de visión pequeños y campos magnéticos dominados por su componente toroidal. Para ángulos de visión y componentes poloidales del campo magnético mayores, el ángulo de polarización permanece perpendicular a la dirección de propagación del jet. No obstante, podemos apreciar pequeñas rotaciones alrededor de las componentes brillantes, hecho que puede usarse para identificar choques de recolimación en observaciones VLBI de jets en blázares. En el Capítulo 4, correspondiente a la publicación Fuentes et al. (submitted 2022), nos centramos en la estructura interna más cercana a la base del jet extendiendo la red global de VLBI al espacio. Así, observamos el blazar 3C 279 con RadioAstron, un interferómetro espacio-tierra capaz de ofrecer resoluciones angulares de microsegundos de arco en longitudes de onda centimétricas. Junto a 23 radiotelescopios en tierra, detectamos franjas de inteferencia de la fuente hasta una distancia, en proyección, de 8 diámetros terrestres. Con la ayuda de nuevos algoritmos de reconstrucción de imagen, la órbita extremadamente elíptica de RadioAstron nos permite resolver la estructura transversal del jet y revelar varios filamentos entrelazados de forma helicoidal. El origen de estos filamentos está probablemente relacionado con el desarrollo de inestabilidades Kelvin-Helmholtz en un plasma dominado por la energía cinética. Teniendo en cuenta las propiedades de las imágenes reconstruidas, estimamos un factor de Lorentz del flujo de 13 en un jet confinado por un campo magnético helicoidal que gira en el sentido de las agujas del reloj. Además, las regiones brillantes que encontramos en el jet, originadas por un reforzamiento Doppler diferencial a lo largo de los filamentos, deberían propagarse con una velocidad igual a la de las propias inestabilidades. Con esto, proponemos un modelo que explica la variabilidad observada en el jet de 3C 279, y posiblemente en otras fuentes, como resultado de la propagación de inestabilidades en el plasma, en contraposición al modelo estándar de choques en jets que se suele invocar (Marscher & Gear, 1985). Finalmente, en el Capítulo 5, correspondiente a la publicación Event Horizon Telescope Collaboration et al. (2022c), presentamos las primeras películas y la caracterización dinámica de un agujero negro super masivo acretando materia, el mecanismo responsable de la formación de jets relativistas. En concreto, empleamos técnicas de reconstrucción de imagen y modelado dinámicas para analizar la rápida variabilidad de Sagitario A , el SMBH que alberga el centro de la Vía Láctea. Con este objetivo, exploramos los datos obtenidos por el Event Horizon Telescope en 2017, centrándonos en una pequeña ventana temporal con el mejor cubrimiento (u; v) el 6 y 7 de abril. Entrenamos nuestros métodos con una amplia variedad de datos sintéticos, incluyendo simulaciones vanguardistas de agujeros negros. Para cuantificar nuestra habilidad para reconstruir con éxito la dinámica real de los modelos, empleamos el ángulo de posición medio (PA). Vemos que somos capaces de recuperar el PA real en algunos casos, pero fallamos en otros. El 6 de abril, la mayoría de los resultados de imagen dinámica y modelado muestran un PA casi estático durante la ventana temporal. El 7 de abril, ambos resultados coinciden de nuevo cuando restringimos la estructura espacial, mostrando una evolución del PA de 140 . Sin embargo, también recuperamos otras tendencias del PA usando imagen dinámica, que incluyen "modos" estáticos o evolución en la dirección contraria. Aunque el análisis aquí descrito supone un punto de partida prometedor, el escaso cubrimiento del EHT en 2017 limita nuestra capacidad para determinar de forma concluyente la evolución de Sagitario A y nuestros resultados deben interpretarse con precaución.