Demasiado Frío para Seguir la Tendencia Local: Galaxias en el Universo Temprano

Título: Star Formation Rate and Dynamical Mass of 10⁸ Solar Mass Black Hole Host Galaxies at redshift 6
Autores: Chris J. Willott, Jacqueline Bergeron, Alain Omont
Institución del primer autor: Herzberg Institute of Astrophysics
Astrobite original: Too Cool to follow the Local Trend: Galaxies in the Early Universe

Los agujeros negros residen en el centro de la mayoría de las galaxias. Por ejemplo nuestra galaxia, la Vía Lactea, hospeda un agujero negro de 4×10⁶ M_☉, conocido como Sagittarius A. Los agujeros negros interactúan con sus galaxias a travéz de varios mecanismos de retroalimentación, affectando las propiedades de sus galaxias hospederas.

Agujeros Negros y Formación Estelar

Las galaxias forman estrellas a diferentes tasas; algunas lo hacen más despacio que otras. La tasa a la cuál las galaxias crean estrellas es conocida como razón de formación estelar o SFR por sus siglas en inglés. Los agujeros negros desempeñan un papel en la SFR de sus galaxias, primariamente a través de los jets de alta energía que emiten, enviando ondas de choque al medio circundante; si este mecanismo enciende o apaga la formación estelar es un tema en abiertas discusión.

Agujeros Negros y Dispersión de Velocidades del Bulbo Galáctico

Las estrellas no se mueven en forma ordenada en las poblaciones estelares. Aunque estan gravitacionalmente ligadas como un todo, los movimientos locales de estrellas individuales siguen diferentes direcciones en forma aleatoria. Esto resulta en un rango de velocidades estelares dentro de las poblaciones de estrellas. Estrellas en el bulbo de las galaxias tambien siguen esta tendencia, normalmente denotada como σ. Una famosa relación conocida como relación M_BH-σ es una relación lineal entre la masa del agujero negro y la dispersión de velocidades de las estrellas en el bulbo galáctico. Esto implica que el crecimiento del agujero negro y el crecimiento del bulbo estan relacionados y no son independientes uno del otro. Para quienes tengan interés en aprender más acerca de la dispersión de velocidades en poblaciones estelares tiene este artículo de Astrobites el cuál explora la relación entre dispersión de velocidades y evolución galáctica.

Agujeros Negros y Cuásares

Debido a que la mayoría de las estructuras se formaron en tiempos tempranos, investigar la estrecha correlación entre agujeros negros y propiedades galácticas a estos tiempos es importante para el entendimiento del origen de esas correlaciones. Para hacer esto, los astrónomos miran las más distantes fuentes en el universo (que se puedan observar hoy), estas resultan ser los cuásares de alto redshift. Los cuásares son fuentes de alta energía alimentadas por la acreción de material en un agujero negro supermasivo (M_BH ~ 10^8-9 M_☉), mientras que los cuásares a alto redshift son estos formados en el universo muy temprano. Por ejemplo, el cuásar al más alto redshift se encuentra a z (redshift) = 7.1, correspondiendo a un tiempo menor a 8 Maños después del Big Bang. Estudiando las propiedades de estos cuásares a alto redshift (z >~ 6) y sus galaxias somos capaces de entender la interaccion entre los agujeros negros y las galaxias en el universo temprano.

En este paper, los autores estudiaron la formación estelar (SFR), la dispersión de velocidades σ y la masa dinámica de cuásares a alto redshift en dependencia de las tazas de acreción y las masas de los agujeros negros de estas. Una masa dinámica de una galaxia tiene en cuenta su contenido de materia oscura y tiende a ser mucho más grande que su masa estelar. Desde que se piensa que la mayoría de la materia oscura habita en los bulbos, la masa dinámica de la galaxia es habitualmente supuesta como la masa del bulbo. Los autores tomaron observaciones de dos galaxias pertenecientes al Canada-France High-redshift Quasar Survey (CFHQS) las cuales contenían cuásares a z ~ 6 usando el Atacama Large Millimeter Array (ALMA). ALMA es usado para sus observaciones debido a que tiene la sensibilidad requerida para medir SFR y las masas dinámicas de galaxias a altos redshifts. Ellos combinaron estas observaciones con sus estudios previos de otros dos cuásares a alto redshift, para completar una muestra de cuatro cuásares.

Los autores descubrieron que los hospederos de los cuásares tienen un bastante más bajo SFR, a pesar de poseer unas tasas de acreción de los agujeros negros muy altas. Esto es diferentes de lo que observamos en el universo a bajo redshift (el universo en nuestros días), donde la SFR incrementa de forma similar a la taza de acreción, como por ejemplo en lo estudiado en este paper. Figura 1 muestra la SFR contra el redshift, donde la luminosidad promedio en el lejano infrarojo (L_FIR) es usada como trazador de la formación estelar. Note la clara subida hasta alcanzar un pico en z ~ 2 al que le sigue una bajada hasta z = 6, donde la subida en z ~ 2 es atribuida al incremente en SFR en galaxias masivas en este intervalo de redshift.

Fig 1 – Luminosidad promedio en el lejano infrarojo (Far-IR; L_FIR) para cuásares a diferentes redshifts. Los cuadrados azules son los cuásares estudiados en este paper (otros cuásares son marginalmente detectados y por lo tanto excluidos de la muestra). La curva magenta es la predicción de un modelo para la variación de L_FIR como una función del redshift. Los cuasares a bajo redshift incrementan por 4 su L_FIR desde z = 0.3 a z = 2.4. Como sea, cuásares a z ~ 6 tienen un comparable más bajo valor de L_FIR, lo cual implica un valor más bajo de SFR con respecto a sus contrapartes a bajo redshift.

Los autores también estudiaron las relaciones M_BH-σ y M_BH-M_dyn de las galaxias. Históricamente, σ es medido de los bulbos de las galaxias, pero desde que los bulbos son menos comunes a alto redshift, ellos usaron la línea [CII] para determinar σ. [CII] también es usada para determinar la masa dinámica de la galaxia hospedera. La figura 2 ilustra estas dos relaciones. Sus cuásares estan distribuidos alrededor de la relación M_BH-σ local, aunque con una mucho mayor dispersión incluso teniendo en cuenta el tamaño de las barras de error. Lo mismo puede verse para M_BH-M_dyn.

Fig 2 – El plot izquierdo muestra la relación M_BH-σ para varios cuásares a z ~ 6. Cuásares de este paper son mostrados como cuadrados azules. La línea negra es la relación local estándar par M_BH-σ (Kormendy & Ho 2013) con una dispersión marcada como las regiones sombreadas. La figura de la derecha muestra la gráfica de M_BH versus la masa dinámica de la galaxia (M_BH-M_dyn) hospedera para cuásares a z ~ 6. Una vez más la línea negra es la correlación local con una dispersión marcada (Kormendy & Ho 2013). Los cuásares de este paper residen dentro de la relacion local, comparada con los más masivos agujeros negros (círculos verdes y diamantes cyan) los cuales se dispersan fuera de la relación.

El hecho de que los cuásares a alto redshift esten sobre la relación M_BH-σ sugiere que las galaxias hospederas han sufrido una substancial evolución para adquirir sus altas masas dinámicas actuales. Como sea, uno podría preguntarse por qué esta acumulación de masa no conduce a altas SFR, como lo sugiere sus bajas L_FIR. Una explicación podría ser fuertes jets del cuásar central que inhiben la formación estelar. La segunda razón podria ser que la L_FIR es no un buen trazador de formación estelar a altos redshifts. Otro diagnosticador de la formación estelar es L_[CII], y los autores notaron que usando este nuevo trazador la SFR subiria por un factor de 3 para uno de sus cuásares. Como tal, recomiendan observaciones de alta resolución de [CII] en sus cuásares para restringir con mayor precisión varias de las correlaciones entre los agujeros negros y las galaxias hospederas a altos redshifts. Hasta entonces, sus recientes resultados muestran que las galaxias con agujeros supermasivos en el universo temprano son muy frías con respecto a las galaxias que conocemos.