El centro de nuestra Vía Láctea, así como el de las galaxias más cercanas, constituye un excelente laboratorio para estudiar el entorno de agujeros negros supermasivos con una resolución espacial muy alta, del orden de unos pocos parsecs. Entender cómo funcionan estos objetos tan cercanos es el primer paso para identificar los mecanismos principales que operan en las galaxias más lejanas. En la región central de una galaxia solemos encontrar, además del agujero negro supermasivo, diversas componentes de distinta naturaleza: desde regiones de formación estelar, pasando por fuentes puntuales muy brillantes con un origen no-estelar como son los núcleos de galaxias activas (AGN, por sus siglas en inglés), hasta la población estelar subyacente de la propia galaxia. Todas estas componentes contribuyen de forma significativa a la energía total liberada en la región central de la galaxia (Galliano et al. 2005, Reunanen et al. 2010, Schödel et al. 2010), unas veces compitiendo de forma directa entre ellas en un determinado intervalo del espectro y otras de forma indirecta dominando en diferentes rangos en longitud de onda. En este contexto, la distribución espectral de energía (SED) es una herramienta que refleja la naturaleza de estos objetos, de origen térmico en el caso de las poblaciones estelares (tanto jóvenes como viejas), y como emisión no-térmica en el caso de los núcleos activos. Sin embargo, estos últimos también producen emisión térmica al calentar el gas y polvo de su entorno, mientras que las poblaciones estelares jóvenes contribuyen al continuo no-térmico tras la muerte de las primeras estrellas masivas y la aparición de las primeras remanentes de supernova.
Una de las mejores formas de afrontar el estudio de estos sistemas consiste en construir SEDs cubriendo el rango más amplio posible del espectro electromagnético (desde radio hasta rayos-X pasando por el óptico e infrarrojo), a partir de observaciones hechas con técnicas de alta resolución espacial. El tamaño típico que esperamos para el toroide --la estructura de gas y polvo que envuelve y alimenta al agujero negro-- es del orden de unos pocos parsecs (Jaffe et al. 2004, Tristram et al. 2007). Por otra parte, los elementos básicos que componen las regiones de formación estelar parecen ser cúmulos estelares muy jóvenes y compactos, con tamaños en el rango de 0.5 a 20 pc, edades en torno a ~10 Maño y masas en torno a >~ 10^4 Msun (Portegies Zwart et al. 2010). Por lo tanto, para llevar a cabo un estudio en profundidad de la región nuclear en las galaxias más cercanas es vital resolver espacialmente estas componentes individualmente en un amplio rango del espectro. Sin embargo, disponer de la SED de cada uno de estos elementos cubriendo los rangos de radio, infrarrojo (IR), óptico, ultravioleta (UV) y rayos-X no es sencillo, especialmente si queremos una resilución espacial uniforme. Un tamaño angular de 0".1 corresponde a ~2 pc a una distancia de 4 Mpc, y a ~10pc a 20 Mpc. Alcanzar estas resoluciones implica la necesidad de utilizar telescopios espaciales en el óptico y UV, óptica adaptativa desde tierra en los rangos óptico e infrarrojo, e interferometría en los rangos de radio, milimétrico y submilimétrico. Para el rango de altas energías la mejor resolución disponible nos la proporciona el telescopio espacial Chandra, con ~1", pero este valor es todavía un orden de magnitud superior a la resolución necesaria. No obstante, en el caso de los núcleos activos esta resolución aún nos permite extender el estudio de la SED a este rango, ya que suelen ser fuentes bastante brillantes y dominan sobre la contribución de la galaxia anfitriona, especialmente por encima de >~ 6 keV. En este contexto, la tesis parte del estudio de una muestra de seis galaxias cercanas con diferentes niveles de actividad nuclear, tanto en términos de formación estelar como actividad de origen no-estelar. Como ejemplo del primer caso está NGC 253, una de las galaxias starburst más cercanas y conocidas, mientras que en el segundo tenemos a NGC 7469, una galaxia Seyfert cuyo brillo es equiparable al de los quásares más débiles, incluida en el primer estudio de galaxias Seyferts presentado por Seyfert (1943). Para estos objetos estudiamos, de forma independiente, las propiedades de la formación estelar y del núcleo activo.
En primer lugar, la estructura interna de un AGN, y por tanto su distribución espectral de energía, parecen venir determinadas en gran parte por parámetros relacionados con la energía total que libera el núcleo activo o la eficiencia en el proceso de acreción (Elitzur & Shlosman 2006, Hönig & Beckert 2007, Kuraszkiewicz et al. 2009). Por lo tanto, una de las primeras preguntas que surgen es, precisamente, de qué manera cambia la forma de la SED con la luminosidad de la fuente central. En el caso de AGNs muy brillantes, como los quásares, la resolución espacial no es determinante, ya que la contribución de la galaxia anfitriona es prácticamente despreciable, y la SED intrínseca del núcleo activo se conoce con detalle en casi todo el rango espectral. Sin embargo, el dominio de bajas luminosidades presenta muchas más dificultades, principalmente debido a la contribución de dicha galaxia anfitriona. Para estudiar la distribución de energía de AGNs de baja luminosidad (LLAGNs) construímos una SED representativa a partir de los objetos de nuestra muestra con estas características, incluyendo LINERs y galaxias Seyfert débiles. Por primera vez utilizamos datos con alta resolución espacial en infrarrojo medio (MIR) en un estudio de este tipo, lo que nos permite caracterizar la SED de estos objetos en el rango donde domina la componente de polvo y gas que envuelve al núcleo activo. Ésta parece ser, precisamente, una de las componentes más sensibles a los cambios estructurales que se producen a distintas luminosidades.
Por otra parte estudiamos la formación estelar que se produce en torno a estos núcleos activos. Los cúmulos estelares jóvenes (YSCs) que constituyen estas regiones de formación estelar, mencionados anteriormente, tienen muchas propiedades en común con los cúmulos globulares (GCs). Como consecuencia, el origen de estos últimos suele asociarse a la evolución de los primeros (Portegies Zwart et al. 2010). Ambos son similares en términos de masa y edad, aunque sus funciones de masas difieren notablemente, especialmente en el extremo de masas más bajas (Fall & Zhang 2001). Galaxias en interacción y starbursts suelen estar plagadas de cúmulos jóvenes que cubren un amplio rango en brillo y masa, por lo que se convierten en excelentes laboratorios para estudiar la evolución temprana de estos candidatos a ''cúmulos globulares jóvenes''. En este estudio encontramos formación estelar reciente en forma de cúmulos compactos en el núcleo de todas las galaxias de la muestra, incluso en la galaxia elíptica NGC 1052. Las principales propiedades de estos cúmulos se compararán, incluyendo su brillo, tamaño, edad, masa y forma de la SED. A partir de los cúmulos resueltos en el núcleo de NGC 253, construiremos una SED representativa para regiones extragalácticas de formación estelar que cubre los rangos de radio, infrarrojo medio y cercano, y el rango óptico. La SED representativa de estas regiones muestra claramente un exceso de emisión en el infrarrojo cercano que se interpreta como la contribución energética de objetos protoestelares muy jóvenes pertenecientes a estos cúmulos estelares. La naturaleza de esta emisión estaría asociada en este caso a polvo muy caliente (>~ 1000 K) cerca de las estrellas en formación que constituyen cada cúmulo.