Como cessar a formação estelar em uma galáxia

Título: How do central and satellite galaxies quench? – Insights from spatially resolved spectroscopy in the MaNGA survey

Autores: Bluck, A., Maiolino, R., Piotrowska, J., Trussler, J., Ellison, S., Sanchez, S., Thorp, M., Teimoorinia, H., Moreno, J., and Conselice, C.

Instituição do primeiro autor: Kavli Institute for Cosmology and Cavendish Laboratory – Astrophysics Group, University of Cambridge

Status: Aceito para publicação no MNRAS

Quando os astrônomos olham para as galáxias em nosso universo, eles observam que elas são geralmente vermelhas ou azuis. Apenas um punhado de galáxias ficava em algum lugar no meio, o chamado “vale verde”. (Se você está se perguntando por que não é o vale roxo, lembre-se de que o verde está entre o vermelho e o azul em um espectro de luz.) A Figura 1 ilustra essa distribuição bimodal em termos de taxa de formação de estrelas.

Estrelas mais quentes e mais jovens emitem mais luz azul, enquanto estrelas mais frias e mais velhas emitem mais luz vermelha. As galáxias que ainda estão ativamente em formação estelar têm estrelas mais jovens e, portanto, são mais azuis, enquanto que as galáxias com pouca formação estelar são mais vermelhas. Galáxias que interromperam a formação de estrelas são chamadas de “extintas”. As estrelas se formam a partir do gás intergaláctico e, se o processo de extinção fosse simplesmente uma questão de usar o gás com o tempo, esperaríamos ver muito mais galáxias no vale verde.

Em vez disso, algum processo deve interromper rapidamente a formação estelar, tornando a transição do azul para o vermelho relativamente curta em uma escala de tempo cosmológica. Este processo foi identificado como feedback de núcleos galácticos ativos (AGN) e supernovas. Esses processos violentos podem criar ventos de material, aquecer o meio circundante e fazer com que a formação estelar cesse. No entanto, os detalhes de como ocorre essa “extinção” ainda precisam ser trabalhados, e os autores do artigo de hoje usaram uma grande pesquisa de galáxias para obter alguns insights.

Figura 1: A distribuição das taxas globais de formação estelar (SFR) na amostra de galáxias. A distribuição bimodal pode ser vista claramente. Galáxias com baixa formação estelar (extintas) são indicadas em vermelho, galáxias em processo de extinção estão em verde, galáxias com alta formação estelar (sequência principal) estão em azul e galáxias com alta formação estelar (explosão de estrelas) estão em magenta. (Fonte: figura 1 do artigo)

De dentro para fora ou de fora para dentro?

A parte complicada de fazer estudos como este é realmente medir a taxa de formação estelar. A taxa de formação estelar (SFR) é indicada pela força das linhas de emissão espectral. No passado, normalmente haveria apenas um espectro para uma galáxia inteira, o que significa que apenas as taxas de formação estelar globais poderiam ser medidas. Isso mudou com o advento de pesquisas espectralmente resolvidas de galáxias, como o MaNGA (Mapping Nearby Galaxies in APO). Resolvido espectralmente significa que uma imagem pode ser obtida da galáxia onde cada pixel tem um espectro associado (estes são chamados de spaxels – pixels espectrais). Com spaxels, as taxas de formação estelar podem ser medidas para diferentes partes da galáxia.

Figura 2: Taxas de formação estelar em função do raio galáctico mostrado para galáxias centrais (esquerda) e galáxias satélite (direita). As cores indicam o tipo galáctico (definido na legenda da figura 2). As linhas são criadas pela média das spaxels naquele raio que são do mesmo tipo galáctico. A linha pontilhada preta é o limite para a extinção, abaixo do qual o SFR é baixo o suficiente para que uma galáxia seja considerada “extinta”. (Fonte: figura 5 no artigo)

Os autores usaram essas informações para medir a formação estelar em função do raio. Eles também dividiram sua amostra em dois tipos de galáxias – centrais e satélites. As centrais são as galáxias mais massivas em seu halo de matéria escura, enquanto as satélites são galáxias menos massivas que orbitam as centrais no mesmo halo de matéria escura.

Os perfis radiais de SFRs são mostrados na Figura 2 para centrais e satélites. A linha pontilhada preta indica onde a taxa de formação estelar é baixa o suficiente para ser considerada extinta. Galáxias no vale verde estão em processo de extinção e são as mais interessantes para se observar ao determinar como a extinção acontece. Para as galáxias centrais do vale verde, o centro das galáxias é extinto, enquanto as regiões externas ainda estão formando estrelas. Isso indica que a extinção está acontecendo de dentro para fora. Para as satélites, o centro ainda está em grande parte extinto, mas as regiões externas também estão subjugadas na formação de estrelas. Isso indica que os satélites podem ter extinção de dentro para fora e de fora para dentro.

O que causa a diferença?

Os autores procuraram descobrir porque havia uma diferença nos mecanismos de extinção das duas diferentes populações de galáxias. Quando eles olharam para os perfis radiais das satélites de baixa massa e alta massa separadamente, eles descobriram que as satélites de massa mais alta tinham um perfil radial que se parecia muito mais com os centrais, extinguindo de dentro para fora, enquanto as satélites de massa mais baixa estavam sendo extintas principalmente de fora para dentro.

Figura 3: Comparação da importância de diferentes parâmetros na determinação da extinção em galáxias satélites centrais e de baixa massa. Os parâmetros avaliados são a dispersão da velocidade central (σc), massa do halo (MH), massa estelar (M*), proporção da massa estelar total / bojo (B / T), superdensidade local da galáxia (δ5) e distância de centro do halo (Dc). Os parâmetros intrínsecos são mostrados em roxo e os parâmetros ambientais em verde. As barras opacas à esquerda são centrais e as barras sombreadas à direita são satélites. A porcentagem de importância dos parâmetros intrínsecos e ambientais para galáxias centrais e satélites é mostrada no gráfico de pizza. (Fonte: figura 11 no artigo).

Eles então olharam para diferentes parâmetros para ver quais eram mais propensos a prever se uma galáxia foi extinta ou não. Isso foi feito usando um classificador de floresta aleatório, um tipo de algoritmo de machine learning. Um resumo dos resultados pode ser visto na Figura 3. Para as galáxias centrais, as barras da esquerda, os parâmetros mais importantes para prever a extinção eram intrínsecos e todos correlacionados com o parâmetro mais importante: dispersão da velocidade central (σc). A dispersão da velocidade central mostrou estar diretamente correlacionada com a massa do buraco negro central. Esse buraco negro é a fonte de energia do AGN, portanto, pode-se inferir que quanto maior o buraco negro, mais poderoso será o feedback do AGN.

Para as satélites de baixa massa, mostrados nas barras à direita, o parâmetro mais importante para determinar a extinção é ambiental – a superdensidade local da galáxia (δ5), uma medida de quão próxima a satélite está de outras galáxias. Para satélites de baixa massa sem um AGN poderoso, sua extinção é determinada por fatores externos, como o assédio galáxia-galáxia, que é exatamente o que parece: galáxias passando e perturbando umas às outras. Isso explica por que a extinção do satélite começa de fora e se move para dentro.

Neste artigo de 40 páginas havia mais uma questão que os autores queriam explorar – qual modo de feedback AGN era mais importante? Existem duas maneiras principais pelas quais o AGN pode interromper a formação de estrelas: modo de rádio, onde jatos do AGN aquecem o gás que envolve a galáxia e o impede de resfriar e condensar na galáxia, onde pode então formar estrelas, e modo de quasar, onde o AGN cria ventos que empurram o gás para fora da galáxia, impedindo a formação de novas estrelas.

O gás dentro de uma galáxia é enriquecido por metais criados a partir da morte de estrelas, enquanto o gás que cerca uma galáxia é composto de elementos mais primordiais: hidrogênio e hélio. Se a extinção ocorresse principalmente por meio do modo quasar de feedback AGN, os metais seriam levados na saída e não estariam por perto para formar estrelas. Se a extinção ocorrer através do modo de rádio, no entanto, as galáxias não teriam novos suprimentos de hidrogênio e hélio e as estrelas mais novas estariam se formando com o gás mais enriquecido que resta na galáxia.

Na figura 4, os autores representam a metalicidade (ou como são as estrelas enriquecidas com metal em uma galáxia) para galáxias de diferentes massas. A tendência é clara: galáxias extintas (vermelhas) e extintas (verdes) têm maior metalicidade do que galáxias ativamente formadoras de estrelas (azuis) de sequência principal. Assim, os autores concluem que o feedback AGN opera principalmente por meio do modo de rádio.

Figura 4: Metalicidade estelar ponderada pela luminosidade média (Z*) como uma função da densidade da superfície de massa estelar (Σ*) para três massas de galáxias diferentes. A tendência geral mostra que quanto menos formação estelar está ocorrendo (linhas vermelhas e verdes), mais metais estão contidos nas estrelas. (Fonte: figura 14 no artigo)

Este artigo é um passo realmente importante no caminho para descobrir como as galáxias fazem a transição da formação estelar para a extinta com pouca formação estelar, o que tem sido uma grande questão por décadas. Os próximos passos serão comparar esses resultados com o que foi encontrado nas simulações e então atualizar nossos modelos de feedback para melhor corresponder ao que foi observado.

Adaptado de: How to quench a galaxy, escrito por Bryanne McDonough.

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