¿Qué estaban haciendo los cúmulos globulares durante la reionización?

Título del artículo técnico: The Little Engines That Could? Globular Clusters Contribute Significantly to Reionization-era Star Formation
Autor: Michael Boylan-Kolchin
Institución del primer autor: Dept. of Astronomy, The University of Texas at Austin, Austin, TX
Estado: Enviado a MNRAS, acceso abierto
Astrobite original: What were globular clusters doing during reionization por Joshua Kerrigan

Anteriormente hemos cubierto algunas fuentes potenciales de la reionización del Universo, tales como AGN o supernovas. Se cree que los principales contribuyentes de radiación UV durante la reionización fueron las primeras galaxias que se formaron (piensa en desplazamientos al rojo z ~ 12). Por tanto, puede ser muy informativo entender cómo estas galaxias están produciendo su flujo UV. Así que para el astrobito de hoy,  echamos un vistazo a lo que los antiguos cúmulos globulares estaban haciendo durante la era de la reionización (z ~ 6 – 10).

¿Qué son los cúmulos globulares?

Para entender cómo los cúmulos globulares (CGs) pueden contribuir a la reionización, necesitamos entender algo de su trasfondo. Los cúmulos globulares son antiguas regiones de formación estelar gravitacionalmente unidas que se encuentran dentro de las galaxias. Estos cúmulos estelares muy densos orbitan bastante cerca del centro galáctico y usualmente contienen algunas de las primeras estrellas que se formaron en su galaxia. Esto significa que en las etapas tempranas de formación galáctica, los cúmulos globulares deberían haber contribuido con una considerable cantidad de la luminosidad UV a alto redshift. Puedes leer más acerca de cómo se forman los CGs en este astrobite.

Aprendiendo de la función de luminosidad de CGs

Ahora tenemos una idea básica de lo que son los CGs, pero ¿cómo podemos usar este conocimiento para predecir qué tan importantes fueron durante la reionización? ¡Pues utilizando la función de luminosidad de CGs, por supuesto! La función de luminosidad UV de los CGs da el número de CGs por volumen por luminosidad y evoluciona con el tiempo (parametrizado por el desplazamiento al rojo, z).

Figura 1. Funciones de luminosidad UV globales observadas desde el telescopio espacial Hubble (en color) comparadas con las funciones de luminosidad UV observadas de CGs. Esta gráfica demuestra cuánto contribuyen los CGs a la función de luminosidad UV global. Dependiendo de parámetros como la fracción de escape o la razón de masa estelar del nacimiento a la actual, estos pueden afectarla reduciendo el número de CGs brillantes (más negativa) o creando una pendiente con un extremo brillante más inclinado (diferencia entre las líneas sólida y punteada). Figura 4 del artículo técnico.

El autor del astrobite de hoy usa el numero de densidad actual (z=0) de CGs y la función de masa estelar para extrapolar hacia atrás hasta la era de la reionización. Al hacer esto, se asume una ajuste log-normal para describir la función de masa estelar inicial de CGs. la cual finalmente da una distribución log-normal para la función de luminosidad UV de los CGs. Luego compara esta con la función de luminosidad UV global a alto redshift. Esto es un poco complicado, ya que la función de luminosidad derivada es intrínseca de los CGs, lo que significa que no está obscurecida por ningún material como polvo o gas. En un intento de hacer la mejor comparación, se transforma la función de luminosidad UV de CGs intrínseca en una observada. Esto se hace usando la fracción de escape, f_esc, que describe la cantidad de radiación UV que logra salir del CG. Para aplicar una escala de tiempo a f_esc, el autor usa el tiempo que le toma a una supernova tipo II para expulsar el gas que rodea a los CGs dejando a la radiación UV libre para viajar.

La función de luminosidad ultravioleta de CGs, al ser comparada  con la global (ver figura 1) prueba que es de hecho una componente considerable de esta última. Esto se ve incluso más fácil en la figura 2, la cual muestra las razones de dos cantidades diferentes para diferentes redshifts. Adicionalmente se ven dos modelos distintos (ξ=1 y  10), correspondientes a distintas razones de masa estelar en el momento del nacimiento comparada con la actualidad. Estas ξ’s nos dan dos puntos de interés donde las masas estelares permanecen iguales, ξ=1 y donde la masa estelar al nacimiento es un orden de magnitud mayor, ξ=10.

Figura 2: La razón de CG a la Función de Luminosidad UV. Los CG donde la masa estelar inicial a la masa actual es igual a 1, muestran una contribución de al menos 10% ¡a todos los redshifts! Figura 5 del artículo técnico

Una advertencia que señala el autor, es que en la función de luminosidad UV mostrada en la figura 1, no podemos esperar que las distribuciones ξ=10 sean realistas para ese modelo. Esto se debe que un incremento en CGs brillantes hasta el 100% de la función de luminosidad UV global ya habría sido detectado. Por tanto deberíamos esperar ξ<10. Por tanto esto significa que ahora tenemos potencialmente mas restricciones para los CGs durante la reionización o podríamos necesitar una manera alternativa de modelar la función de luminosidad UV para cúmulos globulares con el redshift. Una vez el telescopio espacial James Webb (JWST) esté arriba y funcionando seremos capaces de empujar la envolvente en la que podemos detectar potenciales CGs en las fases tempranas de sus vidas. Esto nos daría un entendimiento mejorado de aquellos más cercanos a la era de la reionización.