El punto rojo en la imagen del telescopio espacial James Webb es la galaxia Bz5.3, cuya luz ha viajado hasta nosotros durante 12.5 mil millones de años. Se encuentra detrás del cúmulo Bala, cuyo campo gravitacional actuó como una lente y amplificó su brillo 3.7 veces. Eso fue suficiente para que el espectrógrafo NIRSpec descompusiera la tenue luz en líneas de oxígeno, calcio y hierro, y por primera vez a esta distancia se revelara la estructura interna del capullo gaseoso alrededor del agujero negro supermasivo. Este capullo es estratificado como una cebolla: nubes densas de gas orbitan cerca del agujero negro, y cada capa brilla de manera distinta.
La capa más brillante es la región de líneas anchas (BLR), un disco de gas denso con un radio menor a un pársec. Aquí se generan las líneas espectrales anchas por las que los astrónomos reconocen los núcleos activos de galaxias. Pero hasta ahora, este disco solo se había podido observar en detalle en cuásares cercanos. Bz5.3 es el primer caso en que se aplican las diagnósticas clásicas basadas en líneas de baja ionización (OI, CaII, FeII) a un objeto con corrimiento al rojo 5.3. En el espectro no solo aparecieron las líneas esperadas, sino también un «hombro» en 1304 Å, una mezcla de oxígeno y silicio que antes no se había visto a esta distancia. Las anchuras de las líneas revelaron la estratificación: el oxígeno y el calcio brillan más lejos del agujero negro que las líneas de hidrógeno, cuyas velocidades alcanzan 4600 km/s. El gas en este capullo resultó estar cargado de polvo; el polvo absorbe parte de la radiación y la razón de flujos OI λ1304/λ8446 cayó a 0.1–0.3 en lugar de la unidad esperada.
La comparación con modelos de fotoionización arrojó una densidad de gas de aproximadamente $10^9$.5 cm^-3 y un parámetro de ionización log(U)≈−3.5…−4. Esto significa que en la BLR del universo temprano el gas era más denso y frío que en los cuásares modernos. Antes se desconocía si estas diagnósticas podían aplicarse a objetos lejanos; ahora está claro que sí. El método funcionó gracias al lente gravitacional, que convirtió un punto débil en una fuente accesible para un análisis detallado. Hoy, esta misma técnica se puede aplicar a otros «puntos rojos» con lente para recopilar estadísticas sobre las BLR en el universo joven. Y los análogos locales de estos objetos, con z≈0.1–0.2, ofrecen un laboratorio para probar los mismos métodos de cerca.
En el futuro, espectros de mayor resolución separarán la contribución del oxígeno y del silicio en el «hombro» de 1304 Å y medirán con más precisión las anchuras de las líneas de hierro. Entonces la estructura estratificada del capullo se verá aún más nítida, como si se cortara la cebolla en rodajas más finas. La física de la acreción en el universo temprano dejará de ser un misterio, y las líneas de oxígeno y hierro contarán la evolución química de las galaxias. Mil millones de años después del Big Bang, los agujeros negros ya se rodeaban de capullos gaseosos estratificados, y ahora podemos asomarnos a su interior.
La galaxia Bz5.3 se encuentra detrás del cúmulo Bala, uno de los cúmulos de galaxias más calientes conocidos, donde chocan dos nubes gigantes de gas. El lente gravitacional de este cúmulo amplificó la luz de la galaxia lejana 3.7 veces, lo que permitió distinguir las débiles líneas de oxígeno y calcio.
La idea de asomarse al corazón de un cuásar y ver la estructura estratificada del gas recuerda a la novela de Stanisław Lem «Fiasco», donde los protagonistas intentan comprender la naturaleza de una civilización misteriosa observando solo la radiación de sus tecnologías. Aquí, el papel de la «radiación» lo juegan las líneas espectrales, a partir de las cuales se reconstruye la física de un agujero negro invisible.