Autores: Abhijeet Anand, Dylan Nelson, Guinevere Kauffmann
Instituição do primeiro autor: Max-Planck-Institut für Astrophysik, Karl-Schwarzschild-Str. 1, 85741 Garching, Alemanha
Status: Aceito pelo MNRAS. Acesso livre no arxiv.
O meio circumgaláctico (CGM) – o halo de gás ao redor das galáxias – pode desempenhar um grande papel na evolução de galáxias, pois regula a disponibilidade de gás para a galáxia. A origem desse gás ainda não é totalmente compreendida. Pode vir da própria galáxia na forma de retroalimentação de núcleos ativos (AGN) ou supernovas, bem como gás sendo acretado do meio intergaláctico (IGM).
Uma maneira de estudar o CGM é usar o espectro de fontes brilhantes de fundo, como quasares. Os espectros de quasares (exemplo na Figura 1) mostram a emissão do contínuo que vem do disco de acreção quente, assim como linhas de emissão largas de gás orbitando perto do buraco negro supermassivo. Os espectros do quasar também exibem linhas de absorção. Parte dessa absorção vem do gás nos ventos do disco de acreção do quasar, mas parte dela não tem nada a ver com o quasar!
Conforme a luz do quasar viaja em nossa direção, parte dela é absorvida pelo gás frio ao redor das galáxias em nossa linha de visão, aparecendo como linhas de absorção no espectro do quasar. Como os comprimentos de onda e a forma dessas linhas dependem da física atômica, isso nos diz quais tipos de elementos estão presentes no CGM e as propriedades do gás. Muitos desses estudos se concentram na absorção do gás magnésio ionizado uma vez (Mg II), já que ele pode ser observado por telescópios terrestres e indica a natureza dos “metais” ao redor das galáxias.
Os autores do artigo de hoje procuraram por este gás frio rico em metais no espectro de cerca de 1 milhão de quasares do Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Inspecionar visualmente todos os espectros seria uma tarefa e tanto! Em vez disso, os autores desenvolveram um código automatizado para detectar linhas de absorção, resultando no maior catálogo de “absorvedores” de Mg II até agora.
A busca por fontes absorvedoras
A Figura 1 abaixo mostra um exemplo do resultado do código. Para ser capaz de identificar as linhas de absorção, os autores primeiro modelam a emissão contínua do quasar e calculam o espectro residual (a razão dos dados de fluxo e o modelo do contínuo, neste caso). Quaisquer quedas no espectro residual (painel inferior da Figura 1) abaixo de um nível de fluxo de 1 indicam uma possível linha de absorção. O código então determina uma janela de comprimentos de onda para conduzir a busca, tomando cuidado para evitar quaisquer linhas de emissão e absorção do próprio quasar. Uma vez que uma possível linha de absorção foi encontrada na janela de procura, o código a compara a um modelo gaussiano baseado no perfil de linha típico das transições atômicas de Mg II. Quaisquer linhas de absorção possíveis que atendam aos critérios de seleção (como a relação sinal-ruído) são então adicionadas ao catálogo para análise posterior.
No total, os autores encontram uma amostra de ~ 160.000 absorvedores de Mg II e analisam suas propriedades, como largura equivalente, bem como tentam identificar qualquer absorção adicional e menos proeminente de outros gases metálicos como silício e carbono, que também estão normalmente presentes nestes absorvedores.
Propriedades das galáxias
Para entender a relação entre o gás que cerca as galáxias e as próprias galáxias, os autores analisam dois subconjuntos de galáxias: galáxias de linha de emissão (ELGs, formadoras de estrelas) e galáxias vermelhas luminosas (LRGs, sem formação de estrelas). Essas galáxias também foram obtidas no SDSS.
Para cada uma dessas galáxias, os autores calculam a fração de cobertura do gás Mg II, ou seja, a razão do número de absorvedores de Mg II ao redor de uma galáxia, dividido pelo número de quasares que são visíveis por aquela galáxia. Isso os ajuda a entender como esses absorvedores são comuns para cada tipo de galáxia. Os autores encontraram uma diferença clara entre a fração de cobertura para ELGs e LRGs, com ELGs tendo uma fração de cobertura um fator de 2 a 5 vezes maior do que LRGs em pequenas distâncias.
Os autores também observam a dependência dessa fração de cobertura com as propriedades da galáxia, como a massa estelar e a taxa de formação de estrelas (SFR). Para os LRGs, há uma anticorrelação entre a fração de cobertura e a massa da galáxia que vem das estrelas. Quanto mais massivo o LRG, menos gás frio ele possui ao seu redor.
For ELGs, the trend with stellar mass is not so clear, however, they do show a strong correlation between covering fraction and star formation rate. ELGs with high star formation rates have a much higher Mg II absorber covering fraction than those with lower star formation rates.
Para ELGs, a tendência com a massa estelar não é tão clara, no entanto, eles mostram uma forte correlação entre a fração de cobertura e a taxa de formação de estrelas. ELGs com altas taxas de formação de estrelas têm uma fração de cobertura de Mg II muito mais alta do que aqueles com taxas de formação de estrelas mais baixas.
Essas tendências diferentes para ELGs e LRGs de fração de cobertura com propriedades de galáxias podem sugerir uma origem física diferente para esses absorvedores de Mg II que depende se a galáxia está em formação de estrelas ou não. O CGM em torno de uma galáxia em formação de estrelas, por exemplo, pode ter mais gás proveniente de ejeção. Grandes pesquisas sistemáticas como essas preparam o terreno para futuras pesquisas em grande escala para melhor compreender a natureza do gás frio rico em metal ao redor das galáxias.
Adaptado de “Cool metal gas search!” Thanks! It was automated., escrito por Gloria Fonseca Alvarez.
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