Título: The physics of Lyman α escape from high-redshift galaxies
Autores: Aaron Smith, Xiangchen Ma, Volker Bromm, Steven L. Finkelstein, Philip F. Hopkins, Claude-André Faucher-Giguère and Dušan Kereš
Instituição do primeiro autor: Department of Physics, Massachusetts Institute of Technology, EUA
Status: publicado no MNRAS
Introdução
Os astrônomos se deparam com dificuldades quando tentam estudar as galáxias como elas eram na época em que o Universo tinha apenas cerca de 1 bilhão de anos (ou até mais jovens!), já que essas galáxias estão muito distantes e por isso parecem bastante fracas em imagens de detectores, mesmo quando grandes telescópios são utilizados.
Como alguém pode aprender como eram as galáxias e como elas estavam evoluindo se é tão difícil vê-las?
Felizmente, há um tipo especial de luz que é tão brilhante que pode até ser vista de enormes distâncias! Chamada de Lyman α (pronunciado como “lyman alpha“), essa forma de luz fornece uma maneira possível de estudar algumas das primeiras galáxias para entender sua evolução e estrutura. O estudo de hoje mostra como a radiação Lyman α é criada dentro das galáxias e como ela escapa de seus limites para atravessar o restante do espaço.
Emissão Lyman α
A emissão de Lyman α (abreviada como Lyα) é criada quando o elétron em um átomo de hidrogênio neutro cai do segundo nível de energia para o primeiro, diminuindo o estado de energia do átomo. Ao fazer isso, um fóton é liberado pelo átomo em um comprimento de onda de 1215 Angstroms. O elétron pode ser elevado ao segundo orbital por dois processos amplos que ocorrem nas galáxias: aquecimento de gás por estrelas ou choques, ou por meio de excitação por colisão quando o gás é atingido por ondas de choque iniciadas por supernovas ou episódios de formação estelar.
Se um átomo de hidrogênio emitindo Lyα estivesse sozinho no espaço, o fóton viajaria sem ser perturbado em qualquer direção em que se movesse até encontrar outro objeto para refletir ou ser absorvido (idealmente o detector do telescópio de um astrônomo). No entanto, no início do Universo, os átomos não estão sozinhos e Lyα passa por um processo chamado espalhamento ressonante. Devido a este efeito, rapidamente se torna muito difícil prever como a emissão de Lyα atravessa o gás quando sai de uma galáxia.
Um exemplo da complexidade da emissão de Lyα é que ela freqüentemente mostra perfis de linhas espectrais com pico duplo. Um pico é chamado vermelho se seus comprimentos de onda são na maior parte deslocados para valores maiores que o resto do comprimento de onda Lyα e chamados azuis se desviados para comprimentos de onda menores. Além disso, foi estabelecido através do trabalho teórico que o pico vermelho tenderá a ser maior (dominado pelo vermelho) se houver ejeção de gás da galáxia em questão, enquanto o perfil de linha será dominado pelo azul se houver absorção de gás.
Resumindo, a física complexa e os processos galácticos que devem ser incorporados na emissão de Lyα significam que é tremendamente desafiador modelar o espectro de emissão dessa linha. No entanto, se bem feito, pode fornecer uma janela para os processos que ocorrem nessas primeiras galáxias.
Métodos
Os autores usam uma simulação de “zoom-in”, que envolve repetir uma pequena peça de uma grande simulação cosmológica em alta resolução para focar na evolução de uma estrutura menor. Neste caso, eles aumentam o zoom em uma galáxia (Figura 1) e simulam os processos hidrodinâmicos e a transferência radiativa dentro da galáxia para estudar como a produção de Lyα decai e flui e como eventualmente escapa da galáxia.
Não é tão simples como modelar como os fótons Lyα estão sendo criados por recombinação (ou seja, gás em resfriamento) e colisões; os autores ainda têm que modelar como os fótons Lyα se movem através do meio interestelar (ISM, do inglês interstellar medium), o gás que envolve as estrelas dentro de uma galáxia, e o meio intergaláctico (IGM, do inglês intergalactic medium), o gás que se encontra entre as galáxias e ocupado pela rede de filamentos cósmicos. O ISM e o IGM absorvem parcialmente os fótons Lyα, deixando apenas uma fração da luz total escapar da estrutura, e contribuem com efeitos de espalhamento.
Usando esses resultados, os autores examinam as características do sinal de Lyα liberado pela galáxia, calculando a emissão de Lyα que seria vista de muitos ângulos diferentes, tudo para alcançar o objetivo de entender o que os traços de um sinal de Lyα podem nos informar sobre as primeiras galáxias.
Implicações dos traços de Lyα
Levando em conta as propriedades de suas galáxias simuladas com o tempo, os autores observam como o brilho intrínseco e a fração de escape (isto é, a fração de fótons Lyα que podem realmente escapar através do IGM) evoluem no tempo (Figura 2). Os autores observam que o brilho de Lyα diminui gradualmente com o tempo, mas depois aumenta quase imediatamente quando a galáxia sofre uma explosão de formação de estrelas.
Curiosamente, a fração de escape de Lyα não aumenta imediatamente. Somente depois de 55 milhões de anos, isso mostra um pico. Evidentemente, a fração de escape de Lyα será afetada pela formação de estrelas, mas apenas após um certo intervalo de tempo. Além disso, regiões com perfis Lyα predominantemente vermelhos tendem a ter grandes larguras de linha (chamadas larguras equivalentes).
Em outras palavras, as larguras de linha excepcionalmente grandes vistas ao visualizar certas regiões da galáxia parecem ser criadas por fluxos de saída na simulação nesses locais. Por outro lado, regiões com baixas larguras de linha mostram perfis Lyα dominados por azul e podem indicar a presença de um filamento externo de gás, talvez contribuindo com um fluxo de entrada desse gás.
Em outras palavras, as larguras de linha excepcionalmente grandes vistas ao visualizar certas regiões da galáxia parecem ser criadas por ejeção na simulação nesses locais. Por outro lado, regiões com baixas larguras de linha mostram perfis Lyα dominados por azul e podem indicar a presença de um filamento externo de gás, talvez contribuindo com um fluxo de entrada desse gás.
Ao rastrear todos os fótons Lyα e medir a distância percorrida por cada fóton antes de serem absorvidos, os autores são capazes de encontrar a densidade de energia Lyα em cada célula da simulação, criando uma imagem 3D de como ocorre a dispersão ressonante na galáxia (Figura 3). Eles descobriram que, ao longo do tempo, há um acúmulo de densidade de fótons Lyα na região central da galáxia, e que Lyα formado por recombinação no gás em resfriamento é mais provável de ser absorvido, ou preso, do que Lyα associado a colisões.
Além disso, quando uma grande quantidade de Lyα é aprisionada dessa maneira, Lyα pode transferir uma quantidade significativa de momento para o gás, levando a perturbações na formação de estrelas, crescimento supermassivo do buraco negro e acreção do gás IGM na galáxia. Os autores concluem que este efeito pode ser particularmente importante para regiões da galáxia ligadas a filamentos cósmicos, embora possa ser negligenciada para o restante da galáxia.
Os autores usaram técnicas de análise e simulações de última geração, mas concluem sugerindo que futuros estudos se beneficiarão ainda mais do uso de simulações de maior resolução e da incorporação de outras físicas, como os efeitos de partículas energéticas chamadas raios cósmicos nos modelos.
Adaptado de How to Diagnose the Light from Early Galaxies, escrito por Caitlin Doughty.
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