¿Son los AGN unos adolescentes inactivos?

Título del artículo técnico: Are AGN Quiescent Adolescents?

Autores: Carolin Villforth, Hanna Herbst, Fred Hamman, Timothy Hamilton, Anastasia Efthymiadou, Tim Hewlett

Institución de la primera autora: Department of Physics, University of Bath, UK

Estado: Published in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Open Access on ArXiv

Astrobite original:  Are AGN Quiescent Adolescents? por Keir Birchall

Hace mucho que se sabe que existe una conexión entre las galaxias y los agujeros negros supermasivos (SMBHs, por sus siglas en inglés) que viven en sus centros. El gas de la galaxia anfitriona encuentra el camino hasta el centro, donde es consumido por el agujero negro. El agujero negro satisfecho baña entonces a la galaxia anfitriona con grandes cantidades de radiación que puede ser detectada en todo el espectro electromagnético, un fenómeno conocido como núcleo galáctico activo (AGN, por sus siglas en inglés). La pregunta difícil es: ¿cómo encuentra el gas su camino hacia el centro y qué efectos podría tener esto en la galaxia anfitriona? El artículo de Alexander & Hickox (2012), muy citado, sugiere que esos AGN están alimentados principalmente por fusiones de galaxias, como se explica en la figura 1.

Se cree que el AGN central tiene un nacimiento algo violento: dos galaxias ricas en gas, inicialmente separadas (figura 1, etapa 1) empiezan a fusionarse (figura 1, etapa 2) permitiendo que el gas encuentre su camino hacia el centro y encendiendo el AGN de baja luminosidad. Mientras más gas alcanza el centro, el AGN entra en una fase “adolescente” más activa, volviéndose más luminoso y produciendo grandes flujos de material (figura 1, etapa 3). Sin embargo, el gas y el polvo se acumulan alrededor del AGN, oscureciéndolo y haciendo que la galaxia parezca roja. Los grandes flujos del AGN eventualmente barren el material que lo oscurece, desatando su completa intensidad (figura 1, etapa 4) y haciendo que la galaxia anfitriona se vea azul. Asumiendo que no hay más interacción, el gas que entra se agotará eventualmente y el AGN se apagará, dejando detrás una galaxia calmada, inactiva y más vieja (figura 1, etapa 5)

Figura 1: Modelo evolutivo del AGN y la galaxia anfitriona conducido por fusión; la actividad AGN se indica por la figura en forma de estrella. Adaptado de la figura 6 de Alexander & Hickox (2012).

Los autores del artículo de hoy estudiaron una muestra de cuásares oscurecidos en la así llamada fase “adolescente” (figura 1, etapa 3) para investigar si los AGN y sus galaxias anfitrionas siguen siempre este camino evolutivo. Para lograrlo, los autores identificaron una muestra de 10 cuásares FeLoBAL al menor de los desplazamientos al rojo posibles (0.6 < z < 1.1) usando el telescopio espacial Hubble (HST). Los cuásares FeLoBAL son galaxias activas caracterizadas por líneas de absorción anchas en sus espectros, particularmente hierro, indicando poderosos flujos de material. Una muestra de 20 cuásares azules no oscurecidos del trabajo previo de los autores se usó como muestra de control. El objetivo era caracterizar y comparar las formas de ambas muestras de galaxias. Asumiendo que la teoría de las fusiones es correcta, los autores esperarían un incremento de las características distintivas de las fusiones en la muestra de cuásares FeLoBAL, al compararlas con las contrapartes no oscurecidas, ya que los cuásares FeLoBAL experimentaron la fusión inicial más recientemente.

La figura 2 muestra una selección de cuásares FeLoBAL tomados usando el HST. El AGN en el centro de los cuásares FeLoBAL produce una enorme emisión central que puede verse claramente dominando las imágenes en los paneles izquierdos de la figura 2. Los autores estaban interesados en analizar la forma de las regiones más externas de los cuásares FeLoBAL, lo que significa que la emisión central tuvo que ser removida. La columna del medio de la figura 2 muestra sus esfuerzos por modelar observaciones de esta emisión central sola de forma que pudiera removerse de la imagen de la izquierda. Sin embargo, dado que su emisión es tan luminosa, el removerla hacía que algunas de las regiones de ciertos cuásares fueran extremadamente difíciles de analizar. A pesar de esto, la forma de la galaxia anfitriona se muestra en la columna de la derecha de la figura 2. Junto a ella, una letra indica el alcance del proceso de fusión desde N (no perturbada), pasando por D (perturbada), hasta M (fusionada), clasificadas a ojo. Había una cuarta categoría, X, representando aquellas galaxias de las que no se tenía suficiente información para ser clasificadas tras remover la emisión central.

Figura 2: Una selección de las imágenes FeLoBAL usadas en este estudio. La columna de la izquierda muestra la imagen sin editar dominada por la emisión del AGN central. La columna central muestra intentos de modelar la observación de únicamente esta emisión AGN. La columna de la derecha tiene los datos de la columna central removidos permitiendo observar las regiones externas. También presenta una clasificación morfológica (N: no perturbada, D: perturbada, M: fusionada, X: no es posible clasificarla). Adaptada de la figura 3 del artículo de hoy.

Los resultados a partir de las clasificaciones visuales de los FeLoBALs y los cuásares azules se presentan en la figura 3. En el panel de la izquierda vemos que hay muy poca diferencia en la fracción “perturbada” o “fusionada” entre las poblaciones de los cuásares FeLoBAL y los no oscurecidos. Los autores decidieron remover 5 FeLoBALs y cuásares azules muy afectados por la sustracción de la emisión central (clasificados como “X”)  y recalcularon los resultados. Remover estos FeLoBALs y cuásares azules de la muestra produce un gran incremento en las fracciones “perturbada”, “fusionada”, y  D+M para los FeLoBALs. Dividiendo una pequeña muestra en grupos aun más pequeños crea un incremento artificial en estas fracciones que no refleja la población subyacente con precisión. Por tanto, los FeLoBALs parecen en promedio más perturbados que las contrapartes oscurecidas. A partir de esto los autores concluyen que no hay una diferencia significativa en la fracción de fusiones entre las poblaciones de cuásares FeLoBAL y azules, aunque una mayor proporción de cuásares azules no está perturbada.

Figura 3: Resultados del análisis morfológico. El panel de la izquierda compara las fracciones de todos los FeLoBALs (estrellas rojas) y cuásares azules (puntos azules), con los errores en estas fracciones mostrados como líneas del mismo color. El panel de la derecha muestra las fracciones para la misma muestra de cuásares azules pero con los FeLoBALs clasificados como “X” removidos. Adaptado de la figura 3 del artículo.

Figura 4: Una selección de cuásares rojos (similares a los FeLoBALs de los autores) tomados de Urrutia et al. (2008). La columna de la izquierda muestra la imagen del cuásar, mientras que la columna de la derecha muestra la misma imagen con los efectos de la observación a través de un telescopio añadidos. Incluso en la columna de la derecha pueden verse los cuásares mostrando señales de perturbaciones o fusiones (filas superior e inferior, respectivamente). Adaptado de la figura 7 del artículo.

Dado que los efectos instrumentales causaron que su muestra se redujera a la mitad, los autores hicieron una comprobación para ver si podían recuperar indicios de fusiones sin tener que remover la emisión central que plagaba sus imágenes. La figura 4 muestra una selección de cuásares extremadamente rojos (una clase similar pero distinta de galaxias activas) los cuales resultaron tener una gran fracción de fusiones, en contraste con la muestra de FeLoBALs de los autores. Recrearon las condiciones  instrumentales con las cuales los datos fueron tomados y las aplicaron a la muestra de imágenes de cuásares extremadamente rojos. Como puede verse en la columna derecha de la figura 4, indicadores de fusión pueden verse con esta emisión central dominando la imagen. Esto añade más evidencia a la idea mostrada en el panel izquierdo de la figura 3 de que su muestra de FeLoBALs no está dominada por fusiones.

El artículo de hoy ha intentado encontrar indicadores de fusiones en una muestra de cuásares rojos con grandes vientos en la así llamada fase “adolescente” de su historia  evolutiva. El análisis de la morfología de los cuásares FeLoBAL ha mostrado muy pocas señales  de actividad de fusiones. Aun más, cuando son comparados con una fase de evolución más tardía, se encuentra muy poca diferencia. Por tanto, el artículo se añade a un cuerpo de conocimiento creciente que dice que las fusiones podrían no jugar un papel significativo en la alimentación de los AGN y en la evolución de la galaxia anfitriona como se pensaba previamente. Estudios futuros requerirán muestras mucho mayores para confirmar si estos resultados son estadísticamente significativos.