OP 313: el blázar más lejano detectado en rayos gamma de muy alta energía

OP 313 es un cuásar de radio de espectro plano —FSRQ, por sus siglas en inglés—, un tipo de blázar cuyo chorro relativista apunta aproximadamente hacia la Tierra. Con un corrimiento al rojo de z = 0,997, se encuentra a unos 8.000 millones de años luz. La detección de rayos gamma de muy alta energía (VHE, por encima de 100 GeV) convirtió a OP 313 en el blázar —y núcleo galáctico activo— más lejano observado en este régimen energético. 124

Hay una precisión importante: OP 313 es la fuente activa más distante detectada en rayos gamma VHE, pero no es la fuente VHE más lejana de cualquier tipo. La explosión de rayos gamma GRB 201216C se encuentra a una distancia mayor. 238

La llamarada que hizo posible la detección

La campaña comenzó después de que el telescopio espacial Fermi-LAT detectara un aumento de actividad en OP 313. El LST-1, el primer prototipo de los Large-Sized Telescopes del Observatorio Cherenkov Telescope Array (CTAO), empezó a observar la fuente alrededor del 9 y 10 de diciembre de 2023. Después se coordinaron observaciones en distintas longitudes de onda. 12

Durante aquella extraordinaria llamarada, el flujo de rayos gamma VHE alcanzó aproximadamente 0,3 unidades Crab por encima de 100 GeV. El LST-1 registró por primera vez emisión VHE procedente de OP 313 y los dos telescopios MAGIC, también instalados en el Observatorio del Roque de los Muchachos, en La Palma, confirmaron de manera independiente la detección. El análisis combinó los datos del LST-1 y MAGIC con observaciones de menor energía obtenidas por otras instalaciones, incluido Fermi-LAT. 156

La actividad de la fuente fue menor en enero de 2024. La llamarada mostró una evolución relacionada en gran parte del espectro electromagnético observado, mientras que la emisión de radio se mantuvo relativamente estable. 1

Por qué era tan difícil detectar sus rayos gamma

Los rayos gamma con energías superiores a 100 GeV no atraviesan fácilmente distancias cosmológicas. Durante su viaje interactúan con la luz de fondo extragaláctica (EBL), el débil resplandor óptico e infrarrojo acumulado por las estrellas y las galaxias a lo largo de la historia del universo. 147

Un fotón gamma suficientemente energético puede chocar con un fotón de la EBL y producir un par de partículas:

[
\gamma + \gamma \rightarrow e^+ + e^-
]

Esta interacción elimina el fotón gamma original de la señal que llega a la Tierra. Por eso, detectar fotones VHE procedentes de un objeto con un corrimiento al rojo cercano a 1 indica que una parte de su emisión logró atravesar unos 8.000 millones de años luz pese a la absorción prevista causada por la EBL. 124

Cómo se produjeron los rayos gamma

La modelización del espectro completo favorece un escenario leptónico. En este modelo, electrones que se mueven a velocidades relativistas dentro del chorro del blázar dispersan fotones de menor energía mediante el proceso Compton inverso y los transforman en rayos gamma de alta energía. 1

Los fotones iniciales o «semilla» son compatibles con los campos de radiación de la región de líneas anchas y de un toro de polvo que rodea al agujero negro supermasivo que alimenta el núcleo galáctico activo. El estudio analiza tanto un modelo de dos zonas como una alternativa de una sola zona, en la que la dispersión se produciría más lejos, dentro del campo de radiación del toro polvoriento. 1

La absorción por la EBL ocurre en una etapa distinta: no genera los rayos gamma en la fuente, sino que modifica su propagación después de que estos abandonan el chorro y atraviesan el espacio intergaláctico.

Qué revela sobre la luz de fondo del universo

Si la EBL fuera demasiado densa, habría absorbido más rayos gamma de los que finalmente se observaron. La señal superviviente de OP 313 permite establecer un límite superior para su intensidad cerca de 0,6 micras:

• λIλ < 8,74 nW m⁻² sr⁻¹ a partir del análisis de los datos del LST-1;
• λIλ < 14,7 nW m⁻² sr⁻¹ con los datos de MAGIC, incluidas las incertidumbres sistemáticas. 1

Estos valores son límites superiores, no una medición directa y exacta de la densidad de la EBL. Indican cuánta luz óptica difusa y luz infrarroja cercana puede existir a lo largo de la trayectoria sin hacer desaparecer la radiación observada. 14

Una prueba para el LST-1 y el CTAO

La detección fue el primer resultado científico del LST-1, que todavía se encontraba en fase de puesta en marcha. Su bajo umbral energético y su gran superficie efectiva fueron decisivos para captar una fuente tan lejana y debilitada por la EBL. 46

El LST-1 tiene un espejo de 23 metros de diámetro y está diseñado para cubrir aproximadamente el intervalo de 20 GeV a 3 TeV. Su éxito con OP 313 demuestra que puede localizar fuentes transitorias y distantes en el extremo de menor energía del régimen VHE, precisamente donde la absorción cósmica dificulta más las observaciones. 4

La futura configuración de cuatro telescopios LST en la instalación norte del CTAO, en La Palma, debería reforzar la sensibilidad, el estudio espectral y el seguimiento rápido de este tipo de fenómenos. No obstante, los datos disponibles no cuantifican una mejora concreta para futuras llamaradas similares a la de OP 313. 417