La importancia de los débiles

• Título: Cosmic Reionization on Computers: The Faint End of the Galaxy Luminosity Function.
• Autor: Nikolay Y. Gnedin
• Institución del primer autor: Particle Astrophysics Center, Fermi National Accelerator Laboratory, Batavia, IL 60510, USA.
• Estatus: Enviado a ApJ Letters.

¿Cómo sabemos cuántos objetos de cierta clase y cierta magnitud hay en el Universo? Para esto, los astrónomos usamos una distribución llamada función de luminosidad, que se define como la cantidad de objetos (pueden ser estrellas, galaxias, entre otros) por rango de luminosidad. Esta función resulta muy útil cuando queremos estudiar, por ejemplo, propiedades estadísticas de estos objetos. En el caso de hoy, hablaremos de la función de luminosidad de las galaxias.

Función de Luminosidad de las Galaxias

El estudio de esta función es muy importante en la astrofísica. Desde hace muchos años se han hecho esfuerzos para lograr describirla. Sin embargo, esta distribución puede cambiar con el redshift; es decir, si las galaxias evolucionan con el tiempo, es razonable que esperemos distintas distribuciones a diferentes redshift. Los astrónomos han seguido esta aproximación, estudiando la función de luminosidad de las galaxias para diferentes rangos de redshift por separado. Como es de esperarse, esta función ha sido estudiada con mejores resultados para galaxias a bajo redshift, ya que son más fáciles de observar debido a su cercanía, por lo que su magnitud aparente es más brillante. A medida que el redshift aumenta, sin embargo, determinar esta función de manera exacta se vuelve más difícil. En la Figura 1, vemos una de los últimos estudios sobre la función de luminosidad a redshift alto, desde z = 4 hasta z = 8. Como se ve, a medida que el redshift aumenta, las incertezas son mayores, por la menor cantidad de datos. Por ello, podemos decir que la función luminosidad aún no está bien definida para galaxias a alto redshift.

Figura 1: Función de luminosidad para intervalos de redshift de 4 a 8. Los puntos representan datos observaciones, mientras que las líneas corresponden a los ajustes a dichos datos. A la derecha están las galaxias menos luminosas. Crédito: “UV Luminosity Functions at redshift z∼4 to z∼10: 10000 Galaxies from HST Legacy Fields” Bouwens et al. (2014).

Como se ve en la Figura 1, se ajusta una curva a los datos observacionales. Esta curva no es cualquier función, es la función de Schechter, que es la función más común adoptada para describir la función de luminosidad. La forma e inclinación de la función, depende de varios parámetros, que son los que se calculan al ajustar a los datos observacionales. Uno de ellos es la pendiente, y según estudios, el valor de la pendiente puedes ser mayor que -2, lo que hace que la función de Schechter diverja, por lo cual, sólo sería válido ajustarla esto a un rango de magnitudes. La magnitud a la que se produce este quiebre es llamada magnitud de corte, o M_cut. El valor aceptado por ahora es de -13, lo que es muy débil para poder ser observado con la tecnología actual e, incluso con el telescopio James Webb. Sin embargo, es un valor importante para los estudios de algunos procesos cosmológicos.

En este artículo, se exploran posibles valores de M_cut y las posibles formas de la función luminosidad usando la simulación Cosmic Reionization on Computers (CROC).

Simulación CROC

Esta es una simulación numérica a largo plazo de la Reionización. Su objetivo es modelar toda la física relevante, desde transferencia radiativa hasta dinámica de gas y formación estelar, en volúmenes de 100 Mpc, y con una resolución espacial de 100 pc.

Usando distintos set de simulaciones, son capaces de reproducir los resultados de la función luminosidad en el rango de redshift de 6 a 10, como también otros procesos.

Galaxias débiles

El artículo de hoy se enfoca en las galaxias débiles a redshift 6. Como hemos discutido en otros artículos, el proceso de Reionización, por medio del cual el Universo pasó de estar en estado neutro a estar ionizado. Se cree que este proceso ocurrió en un rango de redshift entre z∼6-12, siendo z=6 el tiempo al que la Reionización estaba terminando. Una interrogante que aún no es respondida es  qué galaxias contribuyeron en este proceso. ¿Fueron las galaxias más brillantes y masivas, o las galaxias enanas y menos brillantes?

Resultados

En la Figura 2, vemos los resultados de esta simulación y la comparación con los datos observacionales. A ambos se les ajusta una función de Schechter, y se ve como diverge, en vez de seguir una función de Schechter para todas las luminosidades. Como es posible ver, existe una magnitud de corte, tal como explicamos anteriormente. A esta magnitud se le calcula un valor entre -12 a -14, lo que es acorde con el valor asumido de -13. Otra cosa interesante es que este valor parece no depender del redshift, es decir, es el mismo para redshift diferentes.

Figura 2. Función luminosidad a diferentes redshift. Los puntos corresponden a las observaciones, las líneas sólidas a las simulaciones, las líneas discontinuas son las proyecciones de un ajuste de la función de Schechter para los datos observaciones, y las líneas punteadas son los ajustes de las simulaciones. Crédito: Figura 1 del artículo.

Otro estudio que se realizó en este artículo con CROC es la fracción de escape efectiva para la Reionización. Esta es la fracción de fotones de hidrógeno ionizadores que escapan de las galaxias al medio intergaláctico. Esta es una cantidad esencial para cualquier cálculo de la Reionización. No entraremos en tanto detalle, pues se necesita entender la física y ecuaciones detrás del proceso de Reionización, lo que está fuera del alcance de nuestro artículo, sin embargo, podemos decir que esta investigación concluye que esta fracción es fuerte y no trivialmente dependiente del redshift, lo que debe ser tomado en cuenta a la hora de hacer estos cálculos.

Es interesante ver cómo las simulaciones nos permiten ver hasta magnitudes que no podemos observar aún, y nos permiten entender mejor, en este caso, la función luminosidad y Reionización.