Diagramas PV para la emisión máser de un anillo kepleriano

Se estudió la emisión máser proveniente de un anillo gaseoso, delgado y plano, en rotación kepleriana alrededor de un objeto central masivo y visto de canto. Por primera vez, se ha supuesto que el coeficiente de absorción dentro del anillo es una función de la distancia al objeto central; específicamente se eligió una dependencia tipo ley de potencia, k=k0r^{-q}. Se calcularon diagramas (PV) posición-velocidad para la emisión más intensa utilizando distintos valores del exponente q, encontrando que estos diagramas pueden ser cualitativamente distintos dependiendo del valor de q. La emisión máser más intensa a una velocidad dada proviene principalmente de regiones cercanas al borde interno o externo del anillo amplificador, o a la línea media del anillo perpendicular a la línea de visión. En particular, cuando q>1 el diagrama PV es cualitativamente similar al delineado por la emisión máser de agua en el núcleo de la galaxia NGC 4258. La emisión máser de esta galaxia constituye la primer evidencia observacional más directa de un disco de acreción en rotación kepleriana alrededor de un agujero negro. A partir de este estudio, se puede concluir que el coeficiente de absorción debe ser una función decreciente con la distancia al objeto central para de esta manera obtener emisión significativa proveniente del borde interno, y lograr así explicar la forma del diagrama PV observado en dicha galaxia.