Como diagnosticar a luz das primeiras galáxias

Título: The physics of Lyman-alpha 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, Cambridge, MA USA

Status: Submetido para MNRAS, acesso aberto no arxiv

Os astrônomos enfrentam uma situação difícil ao tentar estudar galáxias como elas existiam quando o Universo tinha apenas cerca de 1 bilhão de anos (ou até mais jovem!), ou seja, galáxias que estão muito distantes e aparecem excessivamente escuras em detectores de imagens, mesmo quando grandes telescópios são usados. Como aprender como eram as galáxias típicas e como estavam evoluindo se são tão difíceis de ver? Felizmente, existe um tipo especial de luz que é tão brilhante que pode até ser vista a enormes distâncias. Chamada Lyman α (pronuncia-se “lyman alpha”), esta forma de luz fornece uma maneira possível de estudar algumas das primeiras galáxias para entender sua evolução e estrutura. O artigo de hoje dá uma olhada em como a radiação α de Lyman é criada dentro das galáxias e como ela escapa de seus limites para atravessar o resto do espaço.

Emissão Lyman α

A emissão de Lyman α (frequentemente 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 excitação de colisão quando o gás é atingido por ondas de choque iniciadas por supernovas ou episódios de formação de estrelas. Se um átomo de hidrogênio que emite Lyα estivesse sozinho no espaço, o fóton viajaria sem ser perturbado em qualquer direção até encontrar outro objeto para refletir ou ser absorvido (de preferência, 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, torna-se rapidamente muito difícil prever como a emissão de Lyα atravessa o gás conforme ele sai de uma galáxia.

Um exemplo da complexidade da emissão Lyα é que muitas vezes ela mostra perfis de linha espectroscópica com pico duplo. Um pico é chamado de vermelho se os seus comprimentos de onda são, em sua maioria, deslocados para valores mais longos do que o resto de comprimento de onda Lyα, e chamado de azul se deslocados para comprimentos de onda mais curtos. Além disso, foi estabelecido por meio de trabalho teórico que o pico vermelho tenderá a ser maior (dominado pelo vermelho) se houver uma saída de gás para fora da galáxia presente, enquanto o perfil da linha será dominado pelo azul se houver um influxo. Dito isto, os complexos processos físicos e galácticos que devem ser incorporados na emissão Lyα significam que é tremendamente desafiador modelar essa emissão. No entanto, se bem feita, pode fornecer uma janela para os processos que ocorrem nessas galáxias primitivas.

Figura 1: Projeções da galáxia simulada neste artigo. Da esquerda para a direita, eles mostram a densidade, temperatura e fração neutra de hidrogênio do gás dentro da galáxia. A linha superior mostra como seria a galáxia quando o Universo tinha cerca de 0,8 bilhão de anos, e o painel inferior corresponde a cerca de 1,2 bilhão de anos. Figura 1 do artigo.

Métodos

Os autores usam uma simulação “zoom-in”, que envolve a reexecução de um pequeno pedaço 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 flui e reflui, e também como eventualmente escapa da galáxia. Não é tão simples quanto modelar como os fótons Lyα estão sendo criados por recombinação (ou seja, gás de resfriamento) e colisões também; os autores ainda têm que modelar como os fótons Lyα se movem através do meio interestelar (ISM), o gás ao redor das estrelas dentro de uma galáxia, e para fora no meio   intergaláctico (IGM), o gás situado entre as galáxias e principalmente ocupado pelos filamentos da rede cósmica.

O ISM e o IGM absorvem parcialmente os fótons Lyα, deixando apenas uma fração da luz total escapar da estrutura e contribuindo com efeitos de espalhamento. Usando esses resultados, os autores examinam as características do sinal Lyα liberado pela galáxia, calculando a emissão Lyα que seria vista de muitos ângulos diferentes, tudo para abordar o objetivo de entender o que as características de um sinal Lyα podem nos dizer sobre o início das galáxias.

Implicações dos traços Lyα

Levando em consideração as propriedades simuladas de suas galáxias com o tempo, os autores veem como o brilho intrínseco e a fração de escape (ou seja, a fração de fótons Lyα que podem realmente escapar através do IGM) evoluem no tempo (Figura 2). Os autores veem que o brilho Lyα diminui gradualmente com o tempo, mas aumenta quase imediatamente quando a galáxia sofre uma explosão de formação de estrelas. Curiosamente, a fração de escape de Lyα não aumenta imediatamente. Só depois de 55 milhões de anos é que mostra um pico. Evidentemente, a fração de escape de Lyα será afetada pela formação de estrelas, mas haverá um lapso de tempo. Além disso, as regiões com perfis Lyα dominados por vermelho 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 larguras de linha baixas mostram perfis Lyα dominados por azul e podem indicar a presença de um filamento de gás externo, talvez contribuindo para um influxo.

Figura 2: O sinal Lyα vindo da galáxia simulada ao longo de vários milhões de anos. Para ambos os painéis, o sombreado vermelho indica que a absorção de Lyα por poeira no ISM foi contabilizada, enquanto o sombreado verde indica uma contabilização para a absorção no IGM. A estrela negra indica o momento em que ocorre o episódio da explosão estelar. Modificado das Figuras 6 e 7 do artigo.

Pressão de Lyα presa

Ao rastrear todos os fótons Lyα e medir a distância que cada pacote de fótons viaja antes de ser absorvido, os autores são capazes de encontrar a densidade de energia Lyα em cada célula da simulação, construindo uma imagem 3D de como o espalhamento ressonante ocorre na galáxia. (Figura 3). Eles descobriram que, ao longo do tempo, há um aumento da densidade de Lyα na região central da galáxia, e que a Lyα formada pela recombinação no gás de resfriamento tem mais probabilidade de ser absorvida, ou aprisionada, do que a Lyα associada a colisões. Além disso, quando uma grande quantidade de Lyα é capturada desta forma, Lyα pode transferir uma quantidade significativa de momento para o gás, levando a interrupções na formação de estrelas, crescimento de buraco negro supermassivo e acréscimo de gás IGM na galáxia. Os autores concluem que este efeito pode ser particularmente importante para regiões da galáxia ligadas a filamentos cósmicos, embora provavelmente possa ser negligenciado para o restante da galáxia.

Figura 3: Instantâneos da galáxia simulada em dois momentos no tempo. Movendo-se da esquerda para a direita, eles mostram a densidade de energia de Lyα formada por recombinação, colisões e o total combinado. Modificado da Figura 21 no artigo

Adaptado de How to Diagnose the Light from Early Galaxies, escrito por Caitlin Doughty.

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