Resumen de Galaxias ultraluminosas en el infrarrojo: la conexión Agn-Starburst
Antonio Hernan Caballero
En este trabajo estudiamos una muestra de galaxias infrarrojas luminosas y ultraluminosas a desplazamientos al rojo (z) entre 0,5 y 3, seleccionadas en el infrarrojo medio y para las que disponemos de espectroscopía infrarroja obtenida con el instrumento IRS a bordo del telescopio espacial infrarrojo Spitzer, además de fotometría en óptico e infrarrojo cercano, medio y lejano. Aproximadamente la mitad de la muestra son cuásares brillantes en el óptico, mientras que el resto son AGNs oscurecidos y galaxias starburst.
Los desplazamientos al rojo se obtuvieron a partir de espectroscopía óptica, z fotométricos y la espectroscopía infrarroja de IRS. Las estimaciones de z a partir del espectro IRS son robustas en objetos oscurecidos o con formación estelar importante, por lo que supone un complemento ideal a la espectroscopía óptica.
Medimos una serie de parámetros a partir de la fotometría y los espectros IRS de estos objetos, que nos permiten identificar la naturaleza de cada uno utilizando como referencia una muestra de galaxias starburst, galaxias ultraluminosas infrarrojas (ULIRGs) y AGNs del universo local ampliamente estudiadas; para ello utilizamos los diagramas de diagnóstico en el infrarrojo medio habituales en la literatura reciente, así como otros nuevos que proponemos.
Podemos distinguir en la muestra tres tipos de objeto: AGNs no oscurecidos, identificables con los cuásares (tipo 1) en el óptico, AGNs oscurecidos (tipo 2) y starbursts.
Las galaxias starburst son las menos numerosas (1/7 de la muestra), y se concentran a z ~ 0.8. Tienen intensas bandas de hidrocarburos aromáticos policíclicos (PAHs) y un continuo débil en el infrarrojo medio pero intenso en el infrarrojo lejano, con bandas de absorción de silicatos poco profundas. Son más parecidas a las galaxias starburst menos luminosas que a las ULIRGs locales de luminosidad comparable.
Los cuásares se distribuyen entre z ~ 0.5 y 3, y muestran un continuo intenso y uniforme, generalmente con emisión débil de silicatos y bandas de PAHs muy débiles que se traducen, sin embargo, en una tasa de formación estelar promedio alta en comparación con lo habitual en cuásares a z bajo, pero inferior a la observada en cuásares a z ~ 2 seleccionados en milimétricas.
Los AGNs oscurecidos se concentran a z ~ 1-2 y muestran un continuo con forma de ley de potencias por debajo de 7 micras con mayor pendiente que en los cuásares, y generalmente silicatos en absorción. Las bandas de PAHs son relativamente intensas y delatan formación estelar unas 6 veces más intensa que en los cuásares de la muestra.
Las propiedades encontradas en los AGNs y starbursts son consistentes con las observadas en otras muestras de ULIRGs a z alto, y sugieren diferencias importantes con los objetos del universo local: las ULIRGs starburst son más parecidas a starbursts locales de menor luminosidad que a las ULIRGs cercanas, lo que puede deberse a brotes de formación estelar más extensos y ricos en gas, mientras que los cuásares a z alto tienen mayores tasas de formación estelar que a z bajo, pero aun así no mantienen la relación entre luminosidad del starburst y del AGN que se observa en las galaxias Seyfert locales.
Las discrepancias encontradas en otras muestras entre la absorción en rayos X e infrarrojo medio, la escasa variación de la relación entre la luminosidad en rayos X y en el infrarrojo medio entre objetos de tipo 1 y 2, y la medida de tasas de formación estelar sensiblemente mayores en los objetos de tipo 2 dificultan la descripción de los AGNs en el marco del Modelo Unificado, favoreciendo en su lugar una intepretación evolutiva: en el proceso de interacción entre galaxias, primero se originaría una fase starburst en la región nuclear, en cuyo interior se activa un AGN embebido (tipo 2). Posteriormente, la mayor parte del gas y polvo es acretado por el agujero negro, aumentando la luminosidad del AGN, y el resto es expulsado por los vientos del AGN o las supernovas, dejando un AGN expuesto (tipo 1) mientras la formación estelar disminuye o desaparece.
