La variación del proceso de formación estelar en QSOs a diferentes redshifts

Abstract

Desde su descubrimiento en la década de los años 60, la teoría sobre los cuásares ha experimentado un cambio dramático de paradigma. El paradigma actual dice que un cuásar es una fase especial de la formación de galaxias, durante el cual un agujero negro súper masivo (SMBH), al centro de las galaxias, crece rápidamente en masa por acreción. Sin embargo, aunque las observaciones recientes a altos corrimientos al rojo redshifts muestran una formación muy rápida de los SMBHs, no se sabe nada sobre la formación de sus galaxias anfitrionas. Por otro lado, para AGNs a bajos redshifts existe una relación entre la masa del agujero negro y la dispersión de velocidades de las estrellas del bulbo que sugieren que las galaxias deben formase al mismo tiempo que los agujeros negros súper masivos (SMBHs). En esta tesis se usa el código X-CIGALE, que permite reproducir la distribución de energía espectral (SED) de cuásares y determinar la rapidez de formación estelar en sus galaxias anfitrionas. Para este estudio, se ha usado 1,359 objetos cuasi-estelares (QSO), dentro del rango de redshift 0 < z < 4, con espectros del SDSS, para determinar la masa y el nivel de acreción de su SMBHs, y por lo cual se tiene flujos en MIR (Infrarrojo Medio) de WISE (Wide-Field Infrared Survey Explorer) con la más alta calidad (HQWISE QSOs). Aunque parte del UV-Opt (Ultravioleta-Óptico) del espectro de un QSO está dominado por el continuo del AGN (Núcleo Activo de Galaxias) y la intensa emisión de líneas anchas, la información sobre la formación de estrellas en sus galaxias anfitrionas todavía aparece en su distribución de energía (SED) a través de sus populaciones estelares subyacentes y emisión de polvo en el MIR. Esto nos permite determinar el tiempo e-folding (el intervalo de tiempo en el que una cantidad que crece exponencialmente aumenta en un factor de e; para una galaxia esto es el tiempo característico para formar ∼ 69 % de su población estelar) de la función de la historia formación estelar (SFH) y la tasa de formación estelar (SFR), y a partir de esto deducir cual es la relación entre el crecimiento de los SMBHs y la formación de sus galaxias anfitrionas. Para modelar la SFH se experimentó con dos funciones diferentes en X-CIGALE: sfhdelayed, un SFH típico de galaxias elípticas, y sfh2exp, un SFH típico de galaxias espirales. De acuerdo con una rápida formación de las galaxias anfitrionas, la mejor SFH determinada por X-CIGALE tiene pequeño tiempo de e-folding, como máximo 750 Myrs usando sfh2exp y 1000 Myrs para sfhdelayed. En general, las SEDs de los QSOs son dominadas por el AGN y alta SFR, coincidente con brotes de formación estelar (starburst), la cual aumenta con el redshift haciendo que encima de z ∼ 1,6 las dos soluciones para la SFH son degeneradas. A bajo redshift la solución para la función sfh2exp tiene un mejor ajuste que la función sfhdelayed con emisión polar hasta un redshift z = 1.11 y una SFR compatible con galaxias ultra luminosas en el infrarrojo (ULIRGs) en galaxias espirales. También se observó un aumento de la SFR con la masa del bulbo, con la luminosidad del AGN y con la razón de Eddington, lo que sugiere que no hay evidencia de extinción de SFR en los datos de HQWISE QSOs, por parte de viento AGN. Comparando la tasa de acreción específica de los BHs (sBHAR) con la tasa de formación estelar especifica (sSFR) de sus galaxias anfitrionas, se encontró que todos los QSOs a cualquier redshift trazan una secuencia lineal por debajo de la luminosidad de Eddington, en paralelo y por encima de la relación uno a uno, lo que implica que los QSO se encuentran en una fase especial de evolución donde el crecimiento de la masa de su SMBH es más rápido que el crecimiento de la masa de sus galaxias anfitrionas. Sin embargo, considerando la alta masa de las galaxias anfitrionas, esta fase particular sugiere un escenario de formación en el cual las galaxias se formaran más rápidamente que sus SMBHs. En concordancia con la ausencia de evidencia de quenching, esto sugiere que durante la formación de galaxias una alta eficiencia de formación de estrellas es responsable por limitar sus masas y posiblemente limitar el crecimiento de los SMBHs en su centro. Esto hace de los cuásares (quasi-stellar radio source) una fase intrínseca del proceso de formación de galaxias.