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La t\u00e9cnica de la interferometr\u00eda de muy larga base a longitudes de onda milim\u00e9tricas (mm-VLBI) ha permitido obtener im\u00e1genes de los motores centrales de las galaxias activas con una resoluci\u00f3n angular de decenas de microsegundos de arco. Para aquellos objetos m\u00e1s cercanos (M87, Sagitario A) se obtienen resoluciones lineales del orden de las decenas de Radios de Schwarzschild, lo que permite estudiar con detalle \u00fanico la vecindad de los agujeros negros<\/a>\u00a0 super-masivos.<\/p>\n \n \n \n \n Al sintonizar hacia el centro de la V\u00eda L\u00e1ctea, los radio-astr\u00f3nomos exploran un lugar complejo y misterioso donde est\u00e1 Sagitario A que\u2026\u00a1Esconde un Agujero Negro descomunal! Las observaciones astron\u00f3micas utilizando la t\u00e9cnica de Interferometr\u00eda de muy larga base, a longitudes de onda milim\u00e9tricas proporcionan una resoluci\u00f3n angular \u00fanica en Astronom\u00eda.<\/p>\n \n \n \n De este modo, observando a 86 GHz se consigue una resoluci\u00f3n angular del orden de 40 microsegundos de arco, lo que supone una resoluci\u00f3n lineal de 1 a\u00f1o-luz para una fuente con un corrimiento al rojo z = 1, de 10 d\u00edas-luz para una fuente con un corrimiento al rojo de z = 0,01 y de 10 minutos-luz (1 Unidad Astron\u00f3mica) para una fuente situada a una distancia de 8 Kpc (1 parcec = 3,26 a\u00f1os-luz), la distancia de nuestro centro gal\u00e1ctico. Debemos resaltar que con la t\u00e9cnica de mm-VLBI disfrutamos de una doble ventaja: por un lado alcanzamos una resoluci\u00f3n de decenas de microsegundos de arco, proporcionando im\u00e1genes muy detalladas de las regiones emisoras y, por otro, podemos estudiar aquellas regiones que son parcialmente opacas a longitudes de onda m\u00e1s larga.<\/p>\n \n \n \n Las galaxias activas tienen n\u00facleos que brillan tanto, que pueden llegar a ser m\u00e1s luminosos que las galaxias que los alberga. Estas galaxias activas se caracterizan porque en sus n\u00facleos ocurren procesos no-t\u00e9rmicos que liberan enormes cantidades de energ\u00eda que parece provenir de una regi\u00f3n muy peque\u00f1a y brillante situada en el coraz\u00f3n de la galaxia.<\/p>\n \n \n Son muchos los indicios que favorecen la hip\u00f3tesis de que tales objetos son agujeros negros<\/a> muy masivos (del orden de 100-1000 millones de veces la masa del Sol), con un tama\u00f1o de 1 minuto-luz o varios d\u00edas-luz. La enorme fuerza gravitatoria que ejercen estos agujeros negros<\/a> atrae el gas y las estrellas de las inmediaciones, formando el denominado disco de acrecimiento que est\u00e1 en rotaci\u00f3n diferencial en torno al objeto masivo.<\/p>\n El modelo de “Agujero Negro + disco de acrecimiento” es el m\u00e1s satisfactorio hoy d\u00eda para explicar las propiedades de los n\u00facleos activos de galaxias. Un aspecto muy destacado en la morfolog\u00eda de las regiones compactas de los n\u00facleos activos es la presencia de una intensa emisi\u00f3n radio en forma de chorros (los denominados Jets relativistas), que est\u00e1n formados por un plasma<\/a> de part\u00edculas relativistas que emanan del n\u00facleo central y viajan hasta distancias de varios mega-parsec. \n \n Jet relativista de un AGN. Creditos: Pearson Education, Inc., Upper Saddle River, New Jersey<\/p>\n \n Estos Jets son los aceleradores de part\u00edculas m\u00e1s energ\u00e9ticos del Cosmos. Sin embargo, todav\u00eda se desconoce como se generan, aceleran y coliman, si bien a trav\u00e9s de simulaciones magneto-hidrodin\u00e1micas se conoce que el campo magn\u00e9tico juega un papel fundamental en estos procesos. La t\u00e9cnica de mm-VLBI proporciona im\u00e1genes directas y n\u00edtidas de las regiones nucleares de las galaxias activas y acotan tanto el tama\u00f1o de los n\u00facleos como la anchura de los chorros en la vecindad del agujero negro<\/a> super-masivo. De hecho, las resoluciones angulares proporcionadas por mm-VLBI corresponder\u00edan a escalas lineales del orden de miles, centenares y decenas de Radios de Schwarzschild dependiendo de la distancia y la masa del agujero negro<\/a>.<\/p>\n Existen algunos casos espectaculares, las im\u00e1genes obtenidas\u00a0con mm-VLBI trazan los chorros relativistas a escalas del sub-parsec, cartografiando los motores centrales de las fuentes compactas con una resoluci\u00f3n lineal tal que nos permite acercarnos a la \u00faltima \u00f3rbita estable en torno al agujero negro<\/a> super-masivo. Podemos mencionar algunos casos espectaculares que han dejado asombrados a propios y extra\u00f1os.<\/p>\n Mrk 501: Es una radio-galaxia situada a un corrimiento al rojo de z = 0.oo34. La masa del agujero negro<\/a> central es del orden de mil millones de masas solares, por lo que el tama\u00f1o del radio de Schwarzschild es de 0,12 d\u00edas-luz. Las observaciones con mm-VLBI a 86 GHz, muestra que su n\u00facleo es muy compacto. El tama\u00f1o del n\u00facleo de la radiofuente se puede establecer en 0,03 pc.<\/p>\n M87: La galaxia M87 est\u00e1 situada a la una distancia de 16,75 Mpc tiene un agujero negro<\/a> situado en la regi\u00f3n nuclear con una masa del orden de los 3.000 millones de masas solares, lo que implica que el tama\u00f1o del Radio de Schwarzschild es de 0,34 d\u00edas-luz, Las observaciones inter-ferom\u00e9tricas a 45 y 43 GHz han mostrado la presencia de un chorro relativista, en la que se observan dos fen\u00f3menos muy relevantes: i) en la base del jet, el \u00e1ngulo de apertura es muy grande, lo que indicar\u00eda que el chorro vuelve a recolimarse a una cierta distancia del Agujero Negro central; ii) el chorro presenta fuerte emisi\u00f3n en sus bordes (fen\u00f3meno conocido como “edge brightening”, mientras que presenta emisi\u00f3n muy d\u00e9bil en su interior.<\/p>\n Todo esto lleva consigo una serie de implicaciones y par\u00e1metros de tipo t\u00e9cnicos que no son al caso destacar aqu\u00ed.<\/p>\n \n Las observaciones de VLBI a longitudes de onda centim\u00e9tricas han mostrado que SgrA, la radiofuente compacta en el centro de nuestra Galaxia, tiene un tama\u00f1o angular que escala con la longitud de onda al cuadrado, resultado que se interpreta f\u00edsicamente considerando que la estructura que detectamos para SgrA no es su estructura intr\u00ednseca sino la imagen resultado de la interacci\u00f3n de su emisi\u00f3n de radio con sus electrones<\/a> interestelares de la regi\u00f3n interna de la Galaxia (lo que t\u00e9cnicamente se conoce como el \u201cdisco de scattering\u201d. Las observaciones con mm-VLBI a 86 GHz han permitido determinar por primera vez el tama\u00f1o intr\u00ednseco de SgrA que ha resultado ser de 1,01 Unidades Astron\u00f3micas.<\/p>\n \n \n \n \n Considerando que SgrA se encuentra a una distancia de 8 Kpc y que su masa es de 4 millones de masas solares, este tama\u00f1o lineal corresponde a 12,6 Radios de Schwarzschild. Con todo esto, vengo a decir que estamos ya en la misma vecindad de los agujeros negros<\/a> y, lo \u00fanico que tenemos que despejar es la incognita que\u00a0nos pueda crear el efecto del que nos habla la Relatividad General cuando establece que la raqdiaci\u00f3n proveniente de una superficie esf\u00e9rica a una cierta distancia del agujero negro<\/a>, sufrir\u00eda un proceso de lente gravitacional amplificadora dandonos un tama\u00f1o mayor que el real. As\u00ed, cualquier objeto emisor con un tama\u00f1o intr\u00ednseco inferior a 1,5 Radios de Schwarzschild tendr\u00eda un di\u00e1metro aparente mayor que 5,2 R de Schwarzschild.<\/p>\n \u00a1Es todo tan complejo!<\/p>\n emilio silvera<\/em><\/p>\n![\"El](\"http:\/\/antwrp.gsfc.nasa.gov\/apod\/image\/9901\/gc_1meter.jpg\" "\\"El")
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![\"\"](\"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/wp-includes\/js\/tinymce\/plugins\/wordpress\/img\/trans.gif\" "\\"M\u00e1s...\\""){kind=spacer}
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![\"\"](\"http:\/\/james.as.arizona.edu\/%7Epsmith\/VLBA\/mrk501.png\")
<\/p>\n![\"Astrometr\u00eda](\"http:\/\/www.uv.es\/radioast\/main\/images\/astrometria-43GHz-2000.jpg\")
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