Simulación de las galaxias lejanas: Prediciendo lo que observará JWST

• Título del artículo original: High redshift JWST predictions from IllustrisTNG: II. Galaxy line and continuum spectral indices and dust attenuation curves
• Autores: Xuejian Shen et al.
• Institución del primer autor: California Institute of Technology
• Estado de la publicación: Enviado a MNRAS el 26 de Febrero del 2020.

Observaciones y simulaciones numéricas nos ayudan a entender las propiedades físicas de las galaxias en nuestro universo. Muchas de estas propiedades han sido analizadas en las galaxias cercanas con desplazamiento al rojo de 0 (z=0, indicando tiempo presente). Sin embargo, las galaxias lejanas, las cuales fueron formadas poco después del Big Bang no han sido exploradas tan extensivamente. El estudio de las galaxias lejanas nos ayuda a entender cómo las galaxias actuales evolucionaron (ver, por ejemplo, este astrobito relacionado para más detalles).

Las galaxias evolucionan en diferentes formas. Observaciones con telescopios como Hubble y Spitzer Space Telescope han contribuido enormemente al entendimiento de las galaxias lejanas, dando información sobre la luminosidad de galaxias, tasa de formación estelar, distribución espectral de energía, entre otros. No obstante, estos telescopios tienen sus limitaciones. Su resolución no es lo suficientemente buena como para detectar fotones provenientes de ondas más largas en el infrarrojo. Por eso, el James Webb Space Telescope (JWST) nos será de gran ayuda, al tener resoluciones nunca antes alcanzables en la onda del infrarrojo. JWST será enviado al espacio tentativamente el próximo Marzo del 2021. Mientras JWST llega a su destino, simulaciones numéricas tienen la capacidad de predecir lo que JWST observará en las galaxias lejanas a la nuestra.

Sin duda, las galaxias formadas poco después del Big Bang son bien interesantes (ver, por ejemplo, este astrobito relacionado para más detalles). La forma en cómo observamos estas galaxias es usando líneas de emisión de hidrógeno, específicamente las líneas de Balmer, ya que el hidrógeno es el elemento más común en nuestro universo. En este artículo de investigación, las y los autores usan la simulación hidrodinámica IllustrisTNG para estudiar galaxias con desplazamiento al rojo entre 2-10. Las y los autores usan las líneas de emisión de H-alfa, H-beta, y O III para estudiar la distribución de esos elementos en esas galaxias lejanas.

La figura 1 muestra una representación visual de las galaxias activas simuladas por IllustrisTNG con desplazamiento al rojo de z=2. Las imágenes nos muestran la distribución de H-alfa, H-beta, y O III en las galaxias. La emisión de H-alfa parece venir de los brazos espirales de las galaxias, cercanos al disco. En esta región, la metalicidad del gas es alta y la cantidad de polvo es abundante. Por lo contrario, H-beta y O III aparece en las afueras de esas galaxias, en las regiones donde el gas tiene una metalicidad baja y el polvo es escaso.

Una de las relaciones más estudiadas anteriormente es la correlación entre la masa de halo de materia oscura y la magnitud ultravioleta. La figura 2 muestra predicciones de IllustrisTNG de dicha relación para galaxias con desplazamiento al rojo de 4, 5, 6, y 8.

En la figura 2, la masa de halo de materia oscura (ver, por ejemplo, este astrobito relacionado para más detalles) es definida como la masa total de todas las partículas que están dentro del pozo gravitacional de la galaxia central. Las partículas de materia oscura provienen de las simulaciones ya que en el universo real, la materia oscura no se puede detectar directamente. Estos resultados reproducen la correlación entre la masa de halo de materia oscura y la magnitud ultravioleta. La atenuación de polvo es claramente importante para galaxias con magnitude ultravioleta menor a -21. Los resultados de IllustrisTNG son consistentes con resultados provenientes de modelos empíricos.

Adicionalmente, las y los autores analizan la distribución de luminosidad proveniente de H-alfa para las galaxias con varios desplazamientos al rojo (z=2, z=3, z=4, y z=5). Estos resultados se comparan con observaciones obtenidas en z~0-2 (figura 3).

La figura 3 muestra que la luminosidad de H-alfa de las galaxias depende del desplazamiento al rojo. Al fijar la luminosidad de H-alfa en 41.5, hay 10 veces más galaxias con esa luminosidad en z~2 que en z~0.4. Eso nos indica que la luminosidad de H-alfa de galaxias tiene cambia con el tiempo. En promedio, las galaxias de IllustrisTNG con z=2, 3, 4, y 5 tienen una luminosidad de H-alfa semejante.

En resumen:

• Observaciones a alto desplazamiento al rojo está limitadas por la resolución de los telescopios que usamos. Sin embargo, simulaciones numéricas son usadas para hacer predicciones sobre las propiedades físicas de las galaxias.
• Las líneas de emisión de H-alfa, H-beta, y O III son excelentes fuentes de información. En las galaxias analizadas, la mayor cantidad de H-alfa se encuentra en regiones con alta metalicidad y con gran abundancia de polvo, cerca de los brazos espirales de las galaxias, mietras que H-beta y O III se encuentra más en las afueras del disco de las galaxias, en las regiones con baja metalicidad y con poca cantidad de polvo.
• IllustrisTNG hace un buen trabajo en recrear la correlación entre la masa de halo de materia oscura y la magnitud ultravioleta de las galaxias.
• En general, la luminosidad de H-alfa de galaxias a varios desplazamiento al rojo son diferentes.