Núcleos densos y masivos en jóvenes estallidos estelares: ¿son los progenitores de las galaxias cúspides de tipo temprano?

Fig. 1: Imágenes en falso color del HST de la muestra de estallidos cercanos que muestra la región (el marco de referencia) UV en color azul/morado claro y la región óptica en amarillo/rojo. Las imágenes miden 6 por 6 pulgadas. Aunque la mayoría de los objetos son muy compactos, tanto en la región ultravioleta como en la óptica, un pequeño subconjunto consta de un componente muy brillante sin resolver en medio de un extenso, disco brillante bajo la superficie. Las imágenes muestran una gran variedad de morfologías complejas que a menudo sugieren la interacción y la fusión de galaxias.

Un equipo internacional de astrónomos dirigido por Tim Heckman (The Johns Hopkins University) y Roderik Overzier (Instituto Max Planck de Astrofísica) está utilizando una novedosa técnica para obtener nuevos conocimientos sobre una serie de procesos importantes relacionados con la formación y evolución de las galaxias. Los nuevos resultados fueron obtenidos a partir de enfocar el estudio en un raro subconjunto de la población de galaxias cercanas, que son la mejor analogía local de un tipo de galaxia starburst (con estallidos de formación estelar), común sólo en el Universo temprano. Como parte de este estudio, el equipo descubrió que algunos de estos estallidos locales albergan núcleos muy jóvenes, densos y masivos, en sus centros. Estos núcleos se interpretaron como los progenitores posibles de núcleos de galaxias "cuspy" (esto es galaxias con fuerte concentración central) de tipo temprano, con masa típica baja, pero visto en una primera fase de formación, directamente después de ser disparado por un evento de ingreso masivo de flujo gaseoso, por las secuelas de una fusión de galaxias. Estos bultos galácticos en formación podrían ser lugares ideales para la formación o alimento de agujeros negros supermasivos.

El proyecto "Lyman break galaxy analogs", LBG (Galaxias en la discontinuidad de Lyman Análogas), es un proyecto clave llevado a cabo con el Galaxy Evolution Explorer (GALEX). GALEX es un satélite que registra radiación en la región UV y ha obtenido imágenes de una gran fracción del cielo en el ultravioleta lejano y cercano, en una combinación sin precedentes de profundidad, resolución y cobertura del cielo. Mediante la combinación del relevamiento del cielo completo de GALEX con la base de datos espectroscópicos de galaxias proporcionados por el Sloan Digital Sky Survey, el equipo fue capaz de seleccionar y estudiar una muestra de galaxias en el universo cercano (z<0,3) que son las galaxias más luminosas y más pequeñas detectadas en el UV lejano. Esta selección ha sido elegida específicamente para la búsqueda de galaxias de estallido estelar con altos índices de formación de estrellas, baja atenuación de polvo y tamaños compactos que son los más típicos de la población de la radiación UV seleccionados a un alto desplazamiento al rojo (z=3). Tales galaxias pueden servir como un conjunto de entrenamiento local, útil para estudiar los procesos típicos que ocurren en las galaxias de estallido estelar y para comparar con las LBGs, para lo cual sólo información limitada puede ser derivada por su alto corrimiento al rojo, que las hace pequeñas y débiles.

La técnica demostró ser un gran éxito, mostrando que existe una población rara pero detectable de las galaxias cercanas que es similar a las LBGs en la mayoría de sus propiedades físicas, tales como la masa estelar, la edad, metalicidad, la extinción, la tasa de formación de estrellas, tamaño, morfología, la cinemática y las condiciones del medio interestelar (en los gases). Un collage de imágenes obtenidas con el Telescopio Espacial Hubble (HST) se muestra en la Figura 1. La muestra de las LBG análogas cercanas consta de una amplia variedad de galaxias trastornadas y "abultadas". En la zona UV del especro, las galaxias se caracterizan por grandes complejos de regiones de estallidos estelares relativamente despejadas, mientras que en la zona óptica con más frecuencia aparecen los rasgos de tenues mareas, que son típicamente asociados con las fusiones y las interacciones entre las galaxias.

Fig. 2: Imágenes ópticas obtenidas con el HST de seis de las galaxias con estallidos estelares cercanas, luminosas en el UV, de la figura 1, que muestran una fuente brillante y sin resolver en el centro de un disco grande, muy perturbado.

Como parte de un estudio de seguimiento del HST, el equipo descubrió una pequeña muestra de galaxias (Figura 2) en las que la morfología UV y óptica está dominada por un solo componente, sin resolver, que es la fuente de una gran parte de la continuidad y la línea de emisión. Sobre la base de sus espectros ópticos se ha descartado que estos sean núcleos galácticos activos (Tipo I) despejados. En cambio, los núcleos peculiares se interpretan como debidos a la intensa luz de las estrellas jóvenes. La modelización de la intensidad y el color de la luz muestra que los núcleos deben albergar entre unos pocos cientos de millones y unos miles de millones de masas solares en estrellas distribuidas en una región muy compacta de solo unos pocos cientos de parsecs de diámetro. Las muy altas densidades de masa estelar involucradas son similares a las encontradas en los cúmulos globulares más masivos y en cúmulos de estrellas nucleares vistos en galaxias de tipo tardío, pero la masa total y el tamaño de la nueva clase de objetos es hasta dos órdenes de magnitud mayor. Sin embargo, los núcleos densos se parecen, al menos estructuralmente, a las "cuspides" centrales que se observan en las galaxias tempranas de baja masa típicas (Figura 3). En los tipos tempranos, estas así llamadas cúspides se deben a un exceso de masa estelar central con respecto a lo que se espera de la extrapolación del perfil de Sérsic exterior de la galaxia hacia el interior. Estas cúspides se cree que son los restos de las (hipotéticas) fusiones de galaxias disipativas con alto corrimiento al rojo. Estas fusiones alimentan estallidos centrales masivos en la población de progenitoras de galaxias de tipo temprano de baja masa de hoy en día. El descubrimiento de núcleos jóvenes y densos en las LBG análogas en las galaxias de estallido estelar con alto corrimiento al rojo sugiere que exactamente este proceso puede seguir ocurriendo en una pequeña fracción de las galaxias observadas en el universo cercano. Otra prueba de esto es dada por el hecho de que las galaxias anfitrionas de núcleos densos tienen una masa total comparable a las de las típicas primeros tipos de cúspides (unas pocas veces 10¹⁰ masas solares) y que han alterado la morfología óptica (Figura 3) indicando que su estallido estelar central fue provocado por una entrada eventual importante de flujo.

Fig. 3: Masa (M_*) y radio efectivo (Re) frente a la densidad efectiva de masa de superficie (Σe) de los macizos más brillantes identificados en cada galaxia (cuadrados). La comparación de los datos mostrados fueron extraídos de una recopilación de los resultados presentados en forma similar en la Figura 45 en Hopkins et al. (2009), que muestra los cúmulos globulares (cruces), cúmulos de estrellas nuclear (triángulos), y los extra-componentes en las galaxias de tipo temprano de las muestras de Kormendy et al. (2009, estrellas) y Lauer et al. (2007, círculos), como fueron medidos por Hopkins et al. (2009). Los seis núcleos no resueltos en la Figura 2 se indican con cuadrados llenos. Estos objetos son coherentes con ser progenitores de los estallidoa estelares que formaban el antiguo componente extra luminoso central visto wen las galaxias elípticas locales con núcleo cuspy. Las cúspides locales se cree que se han formado en eventos de fusión muy disipativos a alto desplazamiento al rojo, tal vez de una manera muy similar a la de ser testigo de la muestra de los análogos locales de los estallidos de alto corrimiento al rojo.

El nuevo descubrimiento también proporciona un escenario atractivo para la formación de agujeros negros supermasivos. Se ha demostrado que los centros de las galaxias masivas locales albergan agujeros negros supermasivos que contienen alrededor de una milésima de la masa total de la galaxia. No se sabe exactamente cuándo y cómo se formaron estos agujeros negros, pero la fuerte correlación entre sus masas y las de sus anfitriones sugiere un origen común. Los depósitos masivos de gas frío en el denso núcleo de las análogas LBG pueden establecer nurserías ideales para la formación de estos agujeros negros. En la actualidad, los núcleos son normalmente demasiado jóvenes, de algunas decenas de millones de años de edad, para crecer eficientemente como un agujero negro supermasivo, ya que todavía están en una fase de salida de flujo de supernova dominado que impide que el gas forme un disco de acreción alrededor de un agujero negro central. Sin embargo, entre 50 y 100 millones de años después del más reciente estallido estelar, la fuerte respuesta mecánica de los vientos de las estrellas más masivas y el colapso de los núcleos de las supernovas han disminuido y la baja velocidad de los vientos de estrellas evolucionadas dominará la cinemática del gas local. Esto puede ofrecer un flujo continuo de material que puede ser retenido en el pozo de potencial del núcleo, donde puede ser fresco y (parcialmente) acrecentado por un agujero negro. Con el fin de investigar si alguna débil acreción de agujero negro ya está presente en los núcleos densos, el equipo ha iniciado recientemente la campaña de seguimiento utilizando la espectroscopía de imagen de rayos X, la espectroscopía infrarroja y la interferometría de radio. Los resultados se espera que arrojen nueva luz sobre la formación del agujero negro de masa intermedia que se forma profundo en el interior del bulto en formación de galaxias jóvenes.

Sobre la línea Lyman alfa
Uno de los parámetros más conveniente, utilizados en la identificación de galaxias de alto corrimiento al rojo, es la línea espectral del hidrógeno, una línea muy importante en astrofísica, con una longitud de onda de 121,6 nm (1216 Å). Esta línea en particular se llama Lyman-alfa (Lα). La Lα de los objetos de alto z está tan corrida hacia el rojo que en lugar de medir 1216 Å puede llegar a valer unos 6000 Å o más. A esas longitudes de onda, la línea de Fraunhofer para el hidrógeno es completamente roja.

Sobre las LBG
El espectro de las galaxias, al ser el resultado de la suma de la luz de muchos cientos de miles de millones de estrellas, debería ser contínuo. Pero esto no sucede. Hay una fuerte caída del flujo de luz en las cercanías de la línea Lα, casualmente en la longitud de onda del hidrógeno. Este fenómeno se debe a que las galaxias de alto z suelen estar rodeadas por grandes nubes de hidrógeno que absorben la luz de su correspondiente longitud de onda, evitando así que nosotros la detectemos. Esta falta de flujo espectral en las cercanías del Límite de Lyman se conoce como Discontinuidad de Lyman ("Lyman-break"). Así este fenómeno se ha convertido en una técnica muy eficiente para identificar galaxias lejanas. Las galaxias que son muy azules en las bandas de la V a la R y muy rojas de la B a la V presentan un muy marcado LB, y su corrimiento al rojo se sitúa por encima del valor 4. Esto las ubica a más de 13 mil millones de años luz. Son estas galaxias las denominadas LBG (Lyman-break galaxies, Galaxias en la Discontinuidad de Lyman).

Fuente:
Massive, Dense Nuclei in Young Starbursts: Progenitors of Early Type Galaxy Cusps?. Roderik Overzier, Instituto de Astrofísica Max Planck.

Datos útiles:
• Línea Lyman alfa
• Lyman break galaxy", LBG ( Galaxias en la discontinuidad de Lyman)
• Ley de Sérsic
• z, el desplazamiento hacia el rojo