Búsqueda de fuentes TeV y caracterización de su SED: Cassiopeia A y Markarian 421

Introducción

El universo es un acelerador de partículas mucho más potente que cualquiera construido en la Tierra, con objetos capaces de impulsar protones y electrones hasta energías miles de veces mayores que las del LHC. Cuando esas partículas interactúan con la materia o la luz que las rodea, producen rayos gamma, los fotones más energéticos que pueden detectarse.

TeVCat es un catálogo público que reúne todos los objetos detectados en el rango del TeV. De él se eligieron dos fuentes contrastantes, una galáctica y otra extragaláctica. Para cada una se describen sus características físicas, se resumen sus observaciones en rayos X y gamma, se obtiene su distribución espectral de energía (SED) mediante el SSDC Sky Explorer y se ajusta un modelo sincrotrón auto-Compton (SSC), contrastando los resultados con la literatura.

1. Cassiopeia A

Cassiopeia A (Cas A) es uno de los remanentes de supernova más jóvenes conocidos en nuestra galaxia: la onda de choque generada por la explosión todavía se expande y barre el material que rodeaba a la estrella progenitora. Su edad cinemática, obtenida extrapolando hacia atrás el movimiento de los nudos de eyecta, es de aproximadamente 350 años (Fesen et al., 2006). Se encuentra a unos 3,4 kpc del sistema solar (Reed et al., 1995) y pertenece al subtipo de cáscara (shell): la emisión procede principalmente del frente de choque externo y no de un objeto compacto central. Ese frente de choque actúa como acelerador de partículas mediante el mecanismo de aceleración difusiva por choque (DSA). Se cree que su progenitora fue una supergigante roja despojada de su envoltura por interacción binaria (Hirai et al., 2020). Las observaciones más relevantes de la fuente en rayos X y gamma se resumen en la Tabla A1 del Anexo A.

Modelo SSC

La construcción del modelo sincrotrón auto-Compton (SSC) en el SED Builder presentó una primera dificultad técnica: la herramienta exige un valor de redshift estrictamente positivo para calcular la distancia de luminosidad y normalizar el flujo predicho. Como Cas A está dentro de nuestra galaxia y carece de redshift cosmológico significativo, se introdujo un valor ficticio, z = 0,001, sin significado físico, solo para satisfacer el requisito numérico de la herramienta.

Una segunda dificultad, de fondo, apareció al intentar ajustar el espectro completo con un único componente SSC: los parámetros que reproducen razonablemente la radio resultaron incompatibles con los necesarios para reproducir los rayos X duros. El primer caso pide un campo magnético débil y una región emisora muy extensa; el segundo, un campo amplificado en una zona compacta. Esta tensión no es un artefacto del ajuste, sino una característica física conocida de Cas A: su emisión sincrotrón no es espacialmente homogénea. Desde el modelo de Atoyan et al. (2000) se reconoce que coexisten al menos dos regiones de emisión: una difusa, que abarca todo el cascarón, y otra concentrada en nudos (knots) compactos cercanos al frente de choque, donde las mediciones polarimétricas de IXPE (Vink et al., 2022) confirman que el campo magnético está fuertemente amplificado y es turbulento.

Para incorporar esa estratificación se construyó un modelo de dos zonas, superponiendo dos componentes SSC con parámetros distintos:

Cascarón difuso: radio R = 2,6 pc y campo magnético B = 0,3 mG, valores consistentes con Araya y Cui (2010) y Saha et al. (2014).
Nudos compactos: R = 0,1 pc y B = 3 mG, un orden de magnitud mayor, consistente con Atoyan et al. (2000) y con la polarimetría en rayos X reciente.

Se usan electrones con índice α = 2,2 en el cascarón (MAGIC Collaboration et al., 2017) y algo más duro, α = 2,15, en los nudos, y una energía de corte de ~10 TeV, valor intermedio entre las poblaciones reliquia y recién inyectada de Woo et al. (2024). El conjunto completo de parámetros se detalla en la Tabla B1 del Anexo B.

Resultados

El modelo combinado (Figura 1) cubre aproximadamente diecinueve órdenes de magnitud en energía. A bajas frecuencias, el componente del cascarón reproduce bien los datos de radio, incluido el aplanamiento por debajo de 30 MHz atribuible a la autoabsorción sincrotrón. En el óptico ambos componentes se solapan, y en los rayos X duros el componente de los nudos reproduce los flujos de NuSTAR e INTEGRAL, donde el modelo del cascarón ya cae varios órdenes de magnitud por debajo. En el rango gamma, el pico de Compton inverso del componente compacto alcanza los datos de Fermi-LAT en GeV y se aproxima a los puntos de MAGIC y VERITAS en TeV, aunque queda sistemáticamente en el límite inferior del rango observado.

SED de Cassiopeia A con datos de radio a TeV y dos curvas de modelo, una roja y una azul — Figura 1. SED de Cassiopeia A ajustada con dos modelos SSC superpuestos: uno representa el cascarón difuso del remanente (curva roja) y otro los nudos compactos cercanos al frente de choque (curva azul). Los parámetros físicos se detallan en la Tabla B1.

Esta limitación es coherente con la literatura: Saha et al. (2014) y Abeysekara et al. (2020) muestran que reproducir los datos GeV–TeV requiere además un componente hadrónico, asociado al decaimiento de piones neutros generados en colisiones protón-protón con el medio circunestelar. El corte exponencial detectado por MAGIC Collaboration et al. (2017) en torno a 3,5 TeV es coherente con un espectro de protones acelerados con una energía de corte cercana a 10 TeV.

2. Markarian 421

Markarian 421 (Mrk 421) es una galaxia activa lejana clasificada como blazar: un núcleo galáctico activo en el que un chorro relativista, lanzado desde las inmediaciones del agujero negro central, apunta casi directamente hacia nosotros. Esa orientación hace que la emisión que llega esté fuertemente amplificada por efectos relativistas, lo que convierte a Mrk 421 en uno de los blazares más brillantes del cielo en rayos X y gamma y, desde su descubrimiento como primer objeto extragaláctico detectado en el rango del TeV, en una referencia obligada para el estudio de los procesos de altas energías (Abdo et al., 2011). Se encuentra relativamente cerca, a un redshift z = 0,031, que corresponde a una distancia de luminosidad de unos 136 Mpc (Banerjee et al., 2019). Las observaciones más relevantes en rayos X y gamma se resumen en la Tabla A2 del Anexo A.

Modelo SSC

A diferencia de Cas A, la construcción del modelo SSC para Mrk 421 fue mucho más directa. El SED Builder está pensado justamente para fuentes de este tipo, por lo que un modelo de un único componente SSC es adecuado; el redshift z = 0,031 es el valor real medido y la herramienta no presenta dificultades para procesarlo.

Como punto de partida se exploraron los parámetros publicados por Abdo et al. (2011) en su caracterización SSC de una zona de la SED promedio de Mrk 421 durante la campaña multifrecuencia de 2009: B = 3,8 × 10⁻² G, δ = 21, R = 5,2 × 10¹⁶ cm y γ_mín = 8 × 10², con índices de la distribución quebrada de electrones que llegan hasta γ_máx ~ 10⁸ (Tabla B2 del Anexo B). La curva resultante (Figura 2) reproduce correctamente la forma global de la SED, con sus dos componentes características, pero la normalización del flujo se aparta sistemáticamente de los datos archivados en el SSDC. Esta discrepancia es consistente con la fuerte variabilidad de la fuente: las observaciones recogidas en el SSDC no son simultáneas con las de la campaña de 2009 de Abdo et al. y mezclan estados de actividad alta y baja del blazar.

SED de Markarian 421 con un modelo que reproduce la forma pero no la normalización — Figura 2. SED de Markarian 421 obtenida con el SED Builder del SSDC, con un modelo SSC construido a partir de los parámetros de Abdo et al. (2011), detallados en la Tabla B2.

A partir de ese punto de partida se realizó un ajuste iterativo, modificando los parámetros para reproducir a la vez la posición de los dos picos de la SED y la normalización del flujo de los datos archivados, tomando como guía adicional el ajuste multibanda simultáneo de Aleksić et al. (2012). Los valores finales (R = 10^16,5 cm, B = 0,05 G, δ = 22, α = 2,2, γ_máx = 10⁷; Tabla B3 del Anexo B) se sitúan dentro del rango publicado para Mrk 421 en estados de actividad baja o moderada. En particular, Arbet-Engels et al. (2021), recopilando varios trabajos previos, recogen rangos típicos de δ ∈ [21, 51] y B ∈ [3, 8] × 10⁻² G para el modelo SSC de una zona de Mrk 421. Los valores adoptados aquí caen en el extremo inferior de esos rangos, lo que es consistente con un estado quiescente.

Resultados

El ajuste final reproduce todo el espectro observado, desde la radio hasta el TeV (Figura 3). La componente sincrotrón sigue de cerca los puntos observados en radio, el pico de la primera joroba cae sobre los datos ópticos y ultravioleta, y la zona de rayos X queda bien cubierta. En gamma, la componente de Compton inverso atraviesa los datos de Fermi-LAT en GeV y se acerca a los puntos de MAGIC, VERITAS y LHAASO en TeV. La dispersión de los datos refleja la fuerte variabilidad de la fuente: las observaciones recogidas no son simultáneas y mezclan estados de actividad alta y baja. El modelo representa, por tanto, una caracterización aproximada de la emisión promedio más que un retrato de un instante concreto del chorro; un ajuste verdaderamente riguroso requeriría observaciones multibanda simultáneas.

SED de Markarian 421 con el modelo final que sigue los datos de radio a TeV — Figura 3. SED de Markarian 421 obtenida con el SED Builder del SSDC, con el modelo SSC ajustado iterativamente superpuesto. Los parámetros físicos del modelo se detallan en la Tabla B3.

Comparación y conclusiones

La región emisora de Mrk 421 es sumamente compacta (R ≈ 0,01 pc) comparada con la de Cas A (R ≈ 2,6 pc), y su campo magnético (~50 mG) es unas 17 veces mayor que el campo amplificado en los nudos del remanente (~3 mG), concentrado además en un volumen unas mil veces menor que el de un nudo y unos diez millones de veces menor que el del cascarón. Esta combinación de compacidad, campo magnético moderadamente alto y amplificación Doppler relativista explica que un objeto extragaláctico tan distante (136 Mpc) sea, paradójicamente, una de las fuentes TeV más brillantes del cielo.

A diferencia de Cas A, donde el modelo SSC mostró limitaciones intrínsecas que obligaron a invocar componentes hadrónicos para reproducir la emisión gamma, en Mrk 421 el modelo leptónico puro reproduce satisfactoriamente toda la SED. Esto es coherente con la interpretación predominante en la literatura: la emisión gamma de los blazares HBL es de origen mayoritariamente leptónico-SSC, y son los mismos electrones que producen la radiación sincrotrón los que dispersan esos fotones por Compton inverso hasta el rango del TeV (Aleksić et al., 2012; Abdo et al., 2011). Los modelos leptohadrónicos alternativos, como el de Banerjee et al. (2019), pueden ajustar igualmente bien los datos, pero requieren densidades de protones difíciles de justificar energéticamente.

El ajuste confirma así que Mrk 421 se comporta como un blazar HBL prototípico y que el modelo SSC de una zona describe adecuadamente su emisión multifrecuencia, mientras que Cas A requiere un tratamiento estructuralmente más rico, reflejo de la naturaleza compuesta (leptónica y hadrónica) de la emisión de los remanentes de supernova jóvenes.

Anexo A. Observaciones en rayos X y gamma

Instrumento (referencia)	Banda	Contribución principal
HEGRA (Aharonian et al., 2001)	TeV	Primera detección en muy altas energías; flujo ~3 % del de la Nebulosa del Cangrejo.
MAGIC y VERITAS (Albert et al., 2007; Acciari et al., 2010)	TeV	Confirmación de la detección en TeV con mejor resolución espacial.
Suzaku (Maeda et al., 2009)	Rayos X	Imagen y espectroscopía de banda ancha del remanente.
Fermi-LAT (Abdo et al., 2010; Yuan et al., 2013)	GeV	Primera detección en GeV; quiebre espectral a pocos GeV.
NuSTAR (Grefenstette et al., 2015)	Rayos X duros	Localización de las regiones donde se aceleran los electrones de mayor energía.
INTEGRAL (Wang y Li, 2016)	Rayos X duros	Detección de las líneas de decaimiento del titanio-44, trazador de la nucleosíntesis explosiva.
Fermi-LAT + MAGIC (MAGIC Collaboration et al., 2017)	MeV–TeV	SED reconstruida de 60 MeV a 10 TeV; corte exponencial a ~3,5 TeV compatible con protones acelerados hasta ~10 TeV.
VERITAS + Fermi-LAT (Abeysekara et al., 2020)	GeV–TeV	Evidencia adicional a favor de un escenario hadrónico hasta el TeV.
IXPE (Vink et al., 2022; Mercuri et al., 2025)	Rayos X	Primera medida polarimétrica del cascarón; campo magnético turbulento en el frente de choque.
LHAASO (Cao et al., 2024, 2025)	Sub-TeV a TeV	Espectro mejor descrito por una ley de potencias con quiebre suave (Γ ≈ 1,90 → 3,41 alrededor de 0,63 TeV); flujo en TeV ~2 veces mayor que el medido por los telescopios Cherenkov.

Tabla A1. Observaciones de Cassiopeia A en rayos X y gamma.

Instrumento (referencia)	Banda	Contribución principal
Whipple 10 m (Punch et al., 1992)	TeV	Primera detección de un AGN en muy altas energías; descubrimiento de Mrk 421 como blazar TeV.
HEGRA, CAT, H.E.S.S. (Aharonian et al., 2002, 2005)	TeV	Confirmación de la emisión TeV y primeros estudios de variabilidad y espectro.
Whipple / HESS (Gaidos et al., 1996)	TeV	Detección de variabilidad rápida en escalas de minutos durante fulguraciones.
Fermi-LAT (Abdo et al., 2011)	GeV	Monitorización continua en GeV; SED ajustada al pico de alta energía.
MAGIC + multibanda (Aleksić et al., 2012)	Óptico–TeV	Modelización SSC simultánea durante el estado activo de 2008; referencia directa para ajustes posteriores.
XMM-Newton, NuSTAR, Swift-XRT (Markowitz et al., 2022; Gokus et al., 2024)	Rayos X	Caracterización de la variabilidad intradía y de la correlación entre flujo y dureza espectral en estados de alta y baja actividad.
ARGO-YBJ, HAWC, LHAASO (Cao et al., 2024)	TeV	Monitorización a largo plazo en TeV con detectores de gran campo, complementaria a las campañas Cherenkov.
IXPE (Di Gesu et al., 2022, 2023)	Rayos X	Primera detección de polarización en rayos X de un blazar HBL; evidencia de regiones de emisión sincrotrón estratificadas y dominadas por turbulencia magnética en el chorro.
LST-1, SST-1M, ASTRI (Abe et al., 2025; Furniss, 2026)	TeV	Observaciones recientes con la nueva generación de telescopios de la red CTAO durante un estado de actividad alta.

Tabla A2. Observaciones de Markarian 421 en rayos X y gamma.

Anexo B. Parámetros de los modelos SSC

Parámetro	Cascarón difuso	Nudos compactos	Justificación
Radio de la región, R	2,6 pc (log R = 18,9)	0,1 pc (log R = 17,5)	Radio del cascarón completo del remanente (Reed et al., 1995); tamaño típico de los nudos brillantes (Atoyan et al., 2000).
Campo magnético, B	0,3 mG	3 mG	B promedio del cascarón consistente con Araya y Cui (2010) y Saha et al. (2014); B amplificado en los nudos según la polarimetría de IXPE (Vink et al., 2022).
Factor Doppler, δ	1	1	Sin chorro relativista; valor trivial.
Densidad de electrones, N	1 cm⁻³	0,8 cm⁻³	Ajustada empíricamente para reproducir la normalización del flujo.
Índice espectral, α	2,2	2,15	Valor del cascarón del ajuste combinado Fermi-LAT + MAGIC (MAGIC Collaboration et al., 2017); índice más duro en los nudos, consistente con la población recién inyectada de Woo et al. (2024).
Factor de Lorentz mínimo, γ_mín	10² (~51 MeV)	10² (~51 MeV)	Umbral mínimo razonable para considerar electrones relativistas.
Factor de Lorentz máximo, γ_máx	10^7,3 (~10 TeV)	10^7,35 (~11 TeV)	Energía de corte de los electrones consistente con MAGIC Collaboration et al. (2017) y Saha et al. (2014); valor intermedio entre las poblaciones reliquia y recién inyectada de Woo et al. (2024).
Energía de corte, γ_cut	10^7,3	10^7,35	Coherente con γ_máx.
Autoabsorción sincrotrón	Activada (modo accurate)	Activada (modo accurate)	Necesaria para reproducir el aplanamiento de la radio por debajo de 30 MHz.
Redshift, z	0,001 (ficticio)	0,001 (ficticio)	Sin significado físico; introducido solo para satisfacer el requisito numérico de la herramienta.

Tabla B1. Valores adoptados para construir el modelo SSC de Cassiopeia A en el SED Builder.

Parámetro	Valor	Justificación
Radio de la región emisora, R	5,2 × 10¹⁶ cm (log R = 16,72)	Tamaño compacto del blob, consistente con la variabilidad rápida observada en escalas de horas.
Campo magnético, B	3,8 × 10⁻² G	Campo típico de los blazares HBL en estado quiescente.
Factor Doppler, δ	21	Amplificación relativista del chorro alineado con la línea de visión.
Índice espectral de electrones, p₁	2,2	Distribución de electrones relativistas (índice de baja energía de la ley quebrada).
Factor de Lorentz mínimo, γ_mín	8 × 10² (log γ_mín = 2,9)	Umbral de inyección de electrones relativistas.
Factor de Lorentz máximo, γ_máx	10⁸ (log γ_máx = 8)	Controla el corte de alta energía del espectro electrónico.
Densidad de electrones, N	Ajustada en el SSDC para reproducir la normalización del flujo (N ≈ 0,03 cm⁻³)	No la reporta directamente Abdo et al.; depende del esquema de normalización de cada herramienta y no es directamente comparable.
Redshift, z	0,031	Valor observado de la fuente.

Tabla B2. Parámetros del modelo SSC de Markarian 421 según Abdo et al. (2011), implementados en el SED Builder.

Parámetro	Valor
Radio de la región emisora, R	10^16,5 cm
Campo magnético, B	0,05 G
Factor Doppler, δ	22
Índice espectral de electrones, α	2,2
Factor de Lorentz máximo, γ_máx	10⁷

Tabla B3. Parámetros finales del modelo SSC de Markarian 421, ajustados de forma iterativa.

Referencias

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