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Para contar las galaxias …

Título: The galaxy luminosity function at z ~ 6 and evidence for rapid evolution in the bright end from z  ~ 7 to 5
Autores: Rebecca A .A. Bowler, J. S. Dunlop, R. J. McLure, H. J. McCracken, B. Milvang-Jensen, H. Furusawa, Y. Taniguchi, O. Le Fevre, J. P. U. Fynbo, M. J. Jarvis, B. Häußler
Institución del primer autor: SUPA, Institute for Astronomy, University of Edinburgh, Royal Observatory, Edinburgh, EH9 3HJ
Estatus: Aceptado en MNRAS
Astrobite original: We’ll be counting galaxies … (por Becky Smethurst)

Muchas veces, en la astrofísica, se necesitan cálculos computacionales y estadísticas complicadas, pero a veces, sólo se necesita contar el número de galaxias para aprender mucho. El número de galaxias en cierta área del cielo es una densidad numérica, y la relación de esta densidad con la luminosidad de una galaxia se llama la función de luminosidad (LF). Esta cantidad es muy importante si se quiere saber cómo crecen las galaxias con el tiempo. (Igualmente, la relación de la desidad numérica y la masa estelar se llama la función de masa estelar, o SMF.)

También, podemos estimar la LF desde simulaciones del Universo. Comparando las densidades numéricas observadas y simuladas, podemos saber si nuestros modelos del Universo son correctos. El modelo más aceptado del Universo es el modelo ΛCDM, por sus siglas en inglés, en que el Universo contiene un constante cosmológica (la energía oscura) y la materia oscura fría (fría quiere decir que no tiene mucha energía cinética.) Pero las simulaciones que usan el modelo ΛCDM no reproducen la densidad numérica que se observa para ciertas luminosidades con total fidelidad. Especificamente, los modelos sobrestiman la densidad numérica para luminosidades bajas y altas. Varias personas han tratado de explicar esta discrepancia de muchas maneras diferentes. Por ejemplo, para luminosidades bajas, se piensa que la discrepancia es causada por un efecto de selección: las galaxias realmente están ahí, pero su luminosidad es tan baja que no es detectable con nuestros instrumentos actuales. Pero para luminosidades altas, esta explicación no tiene sentido, ya que estas galaxias deberían ser muy brillantes. Sin embargo, una cosa que no está incluida en algunas de las simulaciones es la energía de los núcleos activos de galaxia (AGN, por sus siglas en inglés); agujeros negros gigantes y activos en los centros de las galaxias, los cuales pueden expulsar y calentar el gas frío que se necesita para la formación de estrellas en una galaxia. Esta retroalimentación puede detener el crecimiento de galaxias, y por eso, alguna gente ha argumentado que la inclusión de AGN resuelve la discrepencia con las observaciones.

La investigación de este problema con galaxias cercanas es comparablemente más facíl que hacerlo con galaxias de alto redshift (corrimiento al rojo), porque se hace difícil detectar incluso las galaxias más brillantes cuando las distancias son muy grandes. Obtener mediciones de la LF es aun más difícil, especialmente si queremos estudiar cómo cambia la LF con el aumento de redshift. Los autores de esta investigación han tratado hacer estas difícil mediciones para galaxias de z > 6, utilizando dos investigaciones “ultra-profundas” del cielo en el infrarrojo: COSMOS y UDS. Encontraron 266 galaxias candidatos (después de eliminar la contaminación de otros objectos, como estrellas enanas marrones en la Vía Láctea), todos entre 5.5 < z < 6.5. Con estas galaxias, en combinación con otros resultados ya publicados, los autores investigan como cambia la LF desde z=5 hasta z=7 (más que 500 millones de años, cual es mucho en el universo temprano) (la Figura 1).

Bowler et al. (2015), Fig. 10

Figura 1 – La densidad numérica de galaxias en cada magnitud en el infrarrojo. Galaxias masivas y brillantes se localizan en la izquierda de la figura, y pequeñas galaxias de bajo brillo se localizan en la derecha. Las líneas de varios colores muestran cómo cambia la función de luminosidad (LF) con el aumento de redshift (corrimiento al rojo). (En el artículo original, figura 10.)

 

Lo que es muy interesante sobre la figura 1 es que demuestra que, hacia bajas luminosidades (M ~ -18), las LFs son muy semejantes, mientras que hacia altas luminosidades (M ~ -22), son muy diferentes. Los autores argumentan que puede ser porque la retroalimentación de los AGN, que se piensa tiene un efecto importante en el Universo local, no tiene tanto efecto en redshift alto, cuando el Universo es más joven. En estos tiempos tempranos (z=7 es igual a 700 milliones de años despues del ‘Big Bang’), los agujeros negros aún no han acumulado una gran cantidad de materia como para ser suficientemente poderosos para expulsar la cantidad de energía necesaria para detener la formación estelar de la galaxia. Mientras el Universo cambia desde ser jovencito hacia ser anciano, los agujeros negros crecen y crecen, eventualmente estan activos, y ya por fín, la retroalimentación del AGN es importante para el número de galaxias más masivas, los que contribuyen a la parte de luminosidades altas en la LF. Es un idea interesante que necesita ser investigada más en el futuro, con el desarrollo de investigaciones del cielo más profundas y más anchas, como los de ALMA y de JWST. ¡Vuelve acá para escuchar más!

 

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