Grande luz vem de pequenos aglomerados

Título: The Little Engines That Could? Globular Clusters Contribute Significantly to Reionization-era Star Formation

Autor: Michael Boylan-Kolchin

Instituição do autor: University of Texas, Austin, TX, EUA

Status: publicado no Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, acesso aberto via arXiv

Quando as luzes se acenderam.

A época da reionização (EoR), como o próprio nome sugere, é a relíquia de um tempo muito ionizante (leia-se emocionante) na história evolutiva do nosso universo. É a época em que as primeiras estrelas viveram e morreram. O Universo já era transparente há alguns milhares de anos antes da formação das primeiras estrelas devido à Recombinação, uma fase nos primórdios da história do nosso Universo em que elétrons e núcleos atômicos formaram átomos neutros, permitindo que fótons se propagassem livremente sem serem espalhados por elétrons livres. Durante a Reionização, núcleos atômicos e elétrons voltaram a separar-se. Desta vez, devido à expansão do Universo, a matéria estava dispersa o suficiente para que o espalhamento dos fótons não fosse tão frequente, de modo que o Universo continua transparente, possibilitando que espiemos a formação das primeiras estrelas e galáxias.

Encontrando o culpado.

Hoje, o que exatamente causou a reionização continua sendo um quebra-cabeça que muitos cientistas estão ansiosos para resolver. Fontes como supernovas, núcleos de galáxias ativas, fusões de binárias e, mais recentemente, galáxias anãs fracas foram postuladas como contribuintes significativos de fótons ionizantes. Lamentavelmente, restringi-los com observações, especialmente no caso de fontes fracas, está longe de ser fácil e continua a tornar a busca inconclusiva.

O autor Boylan-Kolchin concentrou sua atenção em algo que há muito tempo está na base do estudo das galáxias primitivas: coleções de estrelas bem agrupadas, como aglomerados globulares (GCs), cuja quantidade e origem antiga (coincidindo com a EoR) os torna importantes no contexto da reionização cósmica.

Em seu trabalho, o autor buscou inferir teoricamente a contribuição dos GCs para a reionização e explicar suas implicações. Usando a densidade numérica e a distribuição de massa estelar de GCs a partir de observações locais, e uma taxa uniforme de formação acima de 1 Gyr (desvio para o vermelho z ~ 4-10), ele sintetizou artificialmente populações estelares características de um GC para obter sua função de luminosidade ultravioleta (UVLF; a distribuição numérica por unidade de volume e magnitude em comprimentos de onda ultravioleta) em várias épocas.

Então, quanto os GCs contribuem? (Resposta curta: muito.)

Ao modelar os UVLFs de GCs, o autor observou que, embora os GCs assumam uma distribuição em forma de sino no início de seu período de formação, o enfraquecimento passivo dos GCs de formação precoce, juntamente com a formação contínua de novos, empresta à UVLF intrínseca geral (não corrigida para extinção por poeira ou gás) uma forma de lei de potência com um corte em baixas luminosidades (magnitudes mais altas; veja a Figura 1). Isso significa que, em qualquer época, a porção brilhante da UVLF seria predominantemente modelada pelos GCs mais jovens, enquanto os GCs mais antigos contribuem para a maior parte da curva com baixas luminosidades.

Figura 1. Esquerda: O GC modelado (no final do período de formação) pode ser aproximado por uma lei de potência (aproximação de Schechter). Direita: A contribuição de GCs com várias idades (linhas coloridas) para o GC UVLF no final do período de formação (linha preta).

Ao modelar como devem ser as UVLFs de GCs observadas, muito depende da fração assumida da luz total que é permitida escapar desobstruída do ambiente do GC (fesc). Normalmente, como os GCs residem predominantemente nos arredores de sua galáxia hospedeira, os fótons podem escapar facilmente através do meio raro que os cerca. No entanto, se um GC ainda pode obstruir internamente qualquer luz depende da quantidade de gás que possui e, portanto, da sua idade em relação à escala de tempo da evacuação de gás pelas supernovas do tipo II (~ 10 Myrs). Para esse fim, o autor relata que alterar o valor de fesc afeta significativamente apenas a porção mais brilhante da UVLF, como mostra a Figura 2.

Figura 2. UVLFs observados em diferentes redshifts (linhas coloridas) contra UVLFs de GC modelados (linhas preto / cinza) para ξ diferentes (consulte o próximo parágrafo) e cenários em que toda ou nenhuma luz escapa do GC nos primeiros tempos.

Finalmente, ao confrontar os modelos com observações reais, a contribuição dos GCs para a UVLF geral observada parecia depender substancialmente da massa de estrelas nascidas que compõem o GC em relação às suas massas atuais, ξ. Como visto na Figura 3, no mínimo (quando ξ é baixo), a contribuição dos GCs para a UVLF global é considerável, mas também pode potencialmente dominar em caso de ξ grandes.

Figura 3. Proporção de UVLFs de GC para UVLFs globais em diferentes redshifts para ξ = 1 (linhas sólidas) ou 10 (linhas tracejadas).

Olhando para o futuro…

Embora a análise feita neste trabalho seja preliminar e possa ser melhorada, como por exemplo incluindo estimativas observacionais detalhadas de ξ, empregando restrições na duração do período de formação de GC e estudando a dependência dos resultados na escolha da função de massa inicial, os resultados obtidos com os modelos simples descritos pelo autor são de grande valia para restringir as propriedades dos GCs no universo de alto redshift. No futuro, observações de missões espaciais como o Telescópio Espacial Hubble, bem como o Telescópio Espacial James Webb, poderão corroborar ainda mais as descobertas deste trabalho, detectando GCs individuais, especialmente em halos de galáxias tão grandes ou maiores que a Via Láctea.


Adaptado de: Big light comes from small clusters, escrito por Bhawna Motwani.

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