Núcleos de galaxias activas a escalas de parsecs

El centro de nuestra Via Lactea, asi como el de las galaxias mas cercanas, constituye un excelente laboratorio para estudiar el entorno de agujeros negros supermasivos con una resolucion espacial muy alta, del orden de unos pocos parsecs. Entender como funcionan estos objetos tan cercanos es el primer paso para identificar los mecanismos principales que operan en las galaxias mas lejanas. En la region central de una galaxia solemos encontrar, ademas del agujero negro supermasivo, diversas componentes de distinta naturaleza: desde regiones de formacion estelar, pasando por fuentes puntuales muy brillantes con un origen no-estelar como son los nucleos de galaxias activas (AGN, por sus siglas en ingles), hasta la poblacion estelar subyacente de la propia galaxia. Todas estas componentes contribuyen de forma significativa a la energia total liberada en la region central de la galaxia (Galliano et al. 2005, Reunanen et al. 2010, Schodel et al. 2010), unas veces compitiendo de forma directa entre ellas en un determinado intervalo del espectro y otras de forma indirecta dominando en diferentes rangos en longitud de onda. En este contexto, la distribucion espectral de energia (SED) es una herramienta que refleja la naturaleza de estos objetos, de origen termico en el caso de las poblaciones estelares (tanto jovenes como viejas), y como emision no-termica en el caso de los nucleos activos. Sin embargo, estos ultimos tambien producen emision termica al calentar el gas y polvo de su entorno, mientras que las poblaciones estelares jovenes contribuyen al continuo no-termico tras la muerte de las primeras estrellas masivas y la aparicion de las primeras remanentes de supernova. Una de las mejores formas de afrontar el estudio de estos sistemas consiste en construir SEDs cubriendo el rango mas amplio posible del espectro electromagnetico (desde radio hasta rayos-X pasando por el optico e infrarrojo), a partir de observaciones hechas con tecnicas de alta resolucion espacial. El tamano tipico que esperamos para el toroide --la estructura de gas y polvo que envuelve y alimenta al agujero negro-- es del orden de unos pocos parsecs (Jaffe et al. 2004, Tristram et al. 2007). Por otra parte, los elementos basicos que componen las regiones de formacion estelar parecen ser cumulos estelares muy jovenes y compactos, con tamanos en el rango de 0.5 a 20 pc, edades en torno a ~10 Mano y masas en torno a >~ 10^4 Msun (Portegies Zwart et al. 2010). Por lo tanto, para llevar a cabo un estudio en profundidad de la region nuclear en las galaxias mas cercanas es vital resolver espacialmente estas componentes individualmente en un amplio rango del espectro. Sin embargo, disponer de la SED de cada uno de estos elementos cubriendo los rangos de radio, infrarrojo (IR), optico, ultravioleta (UV) y rayos-X no es sencillo, especialmente si queremos una resilucion espacial uniforme. Un tamano angular de 0". 1 corresponde a ~2 pc a una distancia de 4 Mpc, y a ~10pc a 20 Mpc. Alcanzar estas resoluciones implica la necesidad de utilizar telescopios espaciales en el optico y UV, optica adaptativa desde tierra en los rangos optico e infrarrojo, e interferometria en los rangos de radio, milimetrico y submilimetrico. Para el rango de altas energias la mejor resolucion disponible nos la proporciona el telescopio espacial Chandra, con ~1", pero este valor es todavia un orden de magnitud superior a la resolucion necesaria. No obstante, en el caso de los nucleos activos esta resolucion aun nos permite extender el estudio de la SED a este rango, ya que suelen ser fuentes bastante brillantes y dominan sobre la contribucion de la galaxia anfitriona, especialmente por encima de >~ 6 keV. En este contexto, la tesis parte del estudio de una muestra de seis galaxias cercanas con diferentes niveles de actividad nuclear, tanto en terminos de formacion estelar como actividad de origen no-estelar. Como ejemplo del primer caso esta NGC 253, una de las galaxias starburst mas cercanas y conocidas, mientras que en el segundo tenemos a NGC 7469, una galaxia Seyfert cuyo brillo es equiparable al de los quasares mas debiles, incluida en el primer estudio de galaxias Seyferts presentado por Seyfert (1943). Para estos objetos estudiamos, de forma independiente, las propiedades de la formacion estelar y del nucleo activo. En primer lugar, la estructura interna de un AGN, y por tanto su distribucion espectral de energia, parecen venir determinadas en gran parte por parametros relacionados con la energia total que libera el nucleo activo o la eficiencia en el proceso de acrecion (Elitzur & Shlosman 2006, Honig & Beckert 2007, Kuraszkiewicz et al. 2009). Por lo tanto, una de las primeras preguntas que surgen es, precisamente, de que manera cambia la forma de la SED con la luminosidad de la fuente central. En el caso de AGNs muy brillantes, como los quasares, la resolucion espacial no es determinante, ya que la contribucion de la galaxia anfitriona es practicamente despreciable, y la SED intrinseca del nucleo activo se conoce con detalle en casi todo el rango espectral. Sin embargo, el dominio de bajas luminosidades presenta muchas mas dificultades, principalmente debido a la contribucion de dicha galaxia anfitriona. Para estudiar la distribucion de energia de AGNs de baja luminosidad (LLAGNs) construimos una SED representativa a partir de los objetos de nuestra muestra con estas caracteristicas, incluyendo LINERs y galaxias Seyfert debiles. Por primera vez utilizamos datos con alta resolucion espacial en infrarrojo medio (MIR) en un estudio de este tipo, lo que nos permite caracterizar la SED de estos objetos en el rango donde domina la componente de polvo y gas que envuelve al nucleo activo. Esta parece ser, precisamente, una de las componentes mas sensibles a los cambios estructurales que se producen a distintas luminosidades. Por otra parte estudiamos la formacion estelar que se produce en torno a estos nucleos activos. Los cumulos estelares jovenes (YSCs) que constituyen estas regiones de formacion estelar, mencionados anteriormente, tienen muchas propiedades en comun con los cumulos globulares (GCs). Como consecuencia, el origen de estos ultimos suele asociarse a la evolucion de los primeros (Portegies Zwart et al. 2010). Ambos son similares en terminos de masa y edad, aunque sus funciones de masas difieren notablemente, especialmente en el extremo de masas mas bajas (Fall & Zhang 2001). Galaxias en interaccion y starbursts suelen estar plagadas de cumulos jovenes que cubren un amplio rango en brillo y masa, por lo que se convierten en excelentes laboratorios para estudiar la evolucion temprana de estos candidatos a ''cumulos globulares jovenes''. En este estudio encontramos formacion estelar reciente en forma de cumulos compactos en el nucleo de todas las galaxias de la muestra, incluso en la galaxia eliptica NGC 1052. Las principales propiedades de estos cumulos se compararan, incluyendo su brillo, tamano, edad, masa y forma de la SED. A partir de los cumulos resueltos en el nucleo de NGC 253, construiremos una SED representativa para regiones extragalacticas de formacion estelar que cubre los rangos de radio, infrarrojo medio y cercano, y el rango optico. La SED representativa de estas regiones muestra claramente un exceso de emision en el infrarrojo cercano que se interpreta como la contribucion energetica de objetos protoestelares muy jovenes pertenecientes a estos cumulos estelares. La naturaleza de esta emision estaria asociada en este caso a polvo muy caliente (>~ 1000 K) cerca de las estrellas en formacion que constituyen cada cumulo.