MADRID, 28 (EUROPA PRESS)
En concreto, han obtenido la primera detección de dos líneas de emisión en el infrarrojo cercano en el disco de acreción de la galaxia III Zw 002, colocando un nuevo límite al tamaño de estas estructuras.
Las líneas de emisión se producen cuando un átomo en un estado excitado cae a un nivel de energía más bajo, liberando luz en el proceso. Dado que cada átomo tiene un conjunto único de niveles de energía, la luz emitida tiene una longitud de onda discreta que actúa como una huella digital que identifica su origen. Las líneas de emisión suelen aparecer en los espectros como puntas finas y afiladas.
Pero en el remolino de un disco de acreción, donde el gas excitado está bajo la influencia gravitacional del agujero negro supermasivo y se mueve a velocidades de miles de kilómetros por segundo, las líneas de emisión se ensanchan hasta formar picos menos profundos. La región del disco de acreción donde se originan estas líneas se llama región de líneas anchas.
Los discos de acreción son extremadamente difíciles de captar en imágenes directamente, ya que solo se han obtenido imágenes de dos fuentes gracias a la capacidad de alta resolución angular del EHT (Event Horizon Telescope). Pero la nueva investigación revela que se puede encontrar evidencia de un disco de acreción en un patrón específico de las amplias líneas de emisión llamado perfil de doble pico.
Debido a que el disco gira, el gas de un lado se aleja del observador, mientras que el gas del otro lado se acerca al observador. Estos movimientos relativos estiran y comprimen las líneas de emisión a longitudes de onda más largas y más cortas, respectivamente. El resultado es una línea ampliada con dos picos distintos, uno que se origina en cada lado del disco que gira rápidamente.
Estos perfiles de doble pico son un fenómeno raro ya que su aparición se limita a fuentes que pueden observarse casi de frente. En las pocas fuentes en las que se ha observado, el doble pico se ha encontrado en las líneas H-alfa y H-beta, dos líneas de emisión de átomos de hidrógeno que aparecen en el rango de longitud de onda visible.
Estas líneas, que se originan en la región interior de la región de líneas anchas cerca del agujero negro supermasivo, no proporcionan evidencia sobre el tamaño del disco de acreción en su totalidad. Pero observaciones recientes en el infrarrojo cercano han revelado una región de la línea ancha exterior que nunca antes se había visto.
Investigadores del Laboratório Nacional de Astrofísica en Brasil han realizado la primera detección inequívoca de dos perfiles en el infrarrojo cercano de doble pico en la región de línea ancha de III Zw 002, informa NOIRLab.
La línea Paschen-alfa (hidrógeno) se origina en la región interior de la región de la línea ancha, y la línea O I (oxígeno neutro) se origina en las afueras de la región de la línea ancha, una región que nunca antes se había observado. Estos son los primeros perfiles de doble pico que se encuentran en el infrarrojo cercano y surgieron inesperadamente durante las observaciones con el espectrógrafo de infrarrojo cercano Gemini (GNIRS).
Estas observaciones no sólo confirman la presencia teorizada de un disco de acreción, sino que también avanzan en la comprensión de los astrónomos sobre la región de la línea ancha.
Al comparar estas observaciones con modelos de disco existentes, el equipo pudo extraer parámetros que proporcionan una imagen más clara del agujero negro supermasivo y la región de líneas anchas de III Zw 002.
El modelo indica que la línea Paschen-alfa se origina en un radio de 16,77 días luz (la distancia que recorre la luz en un día terrestre medida desde el agujero negro supermasivo), y la línea O I se origina en un radio de 18,86 días luz. También predice que el radio exterior de la región de la línea ancha es de 52,43 días luz. El modelo también indica que la región de línea ancha de III Zw 002 tiene un ángulo de inclinación de 18 grados con respecto a los observadores de la Tierra, y que el agujero negro supermasivo en su centro tiene entre 400 y 900 millones de veces la masa de nuestro sol.
El trabajo está publicado en The Astrophysical Journal Letters.
