High-Resolution Imaging of Relativistic Jets and Supermassive Black Holes

Resumen

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.