RT info:eu-repo/semantics/masterThesis
T1 The remarkable FIR morphologies of dusty high-redshift radio galaxies: mergers or dusty outflows?
A1 Jiménez Gallardo, Ana
A2 Máster Universitario en Astrofísica
AB Las galaxias mas masivas del Universo local se encuentran en los centros de los c ´ umulos de ´galaxias, cuyos progenitores son los proto-cumulos, sobre-densidades de galaxias masivas a alto ´redshift. Por otra parte, se piensa que los progenitores de estas galaxias son las radio-galaxiasa alto redshift (High-redshift Radio Galaxies o HzRGs). De esta forma, es posible encontrarproto-cumulos mediante la b ´ usqueda de HzRGs y, as ´ ´ı, estudiar las predicciones de los modelos cosmologicos e investigar los procesos por los que evolucionan las galaxias m ´ as masivas del ´Universo local.Las HzRGs son radio-galaxias a redshifts mayores que 2 con Nucleos Gal ´ acticos Activos ´(AGNs). Se consideran las galaxias con formacion estelar m ´ as masivas del Universo tempra- ´no y han sido estudiadas por numerosos autores, entre los que se incluyen Miley & De Breuck(2008), Stevens et al. (2003), Ivison et al. (2012), Papadopoulos et al. (2000) y Gullberg (2016).Apesar de ser muy utiles en el estudio de los modelos de evoluci ´ on gal ´ actica, muchas de sus ´propiedades todav´ıa no han sido explicadas. Entre estas propiedades destaca la emision extensa ´(entre 50 y 250 kpc) en longitudes de onda submilimetricas detectada por Stevens et al. (2003) ´en la mayor´ıa de las HzRGs estudiadas en su trabajo. Entender el mecanismo que causa estaemision es el objetivo principal de nuestro trabajo. ´Para poder llegar a una conclusion acerca de la emisi ´ on submilim ´ etrica extensa de las HzRGs, ´recurrimos a observaciones de la l´ınea de CO (4-3) (que se usa como trazador del contenido degas molecular de una galaxia) de la galaxia 6C 1909+72 a z = 3.5324 realizadas con el interferometro de IRAM, NOEMA. Esta HzRG presenta la emisi ´ on submilim ´ etrica m ´ as extensa de ´entre todas las galaxias estudiadas por Stevens et al. (2003) (∼ 500 kpc), lo que hace de estagalaxia el caso de estudio mas claro. El hecho de utilizar la transici ´ on (4-3) del CO en lugar ´de la transicion (1-0) del CO se debe a que la emisi ´ on del continuo debida al efecto sincrotr ´ on´domina a las frecuencias de la l´ınea de CO (1-0), lo que hace que la deteccion de esta l ´ ´ınea seaespecialmente dif´ıcil en HzRGs.Los diferentes escenarios que consideramos en este trabajo como posibles causas de la emision´submilimetrica extensa de las HzRGs son: ´1. La presencia de otra galaxia en la l´ınea de vision de 6C 1909+72, lo que hace que la emisi ´ on´de ambas galaxias se superponga; en cuyo caso, la l´ınea de CO (4-3) se podr´ıa ajustar usandouna unica Gaussiana estrecha. ´2. La fusion de dos o m ´ as componentes forma el sistema que observamos como 6C 1909+72, ´causando esta emision extensa. En este caso, con la suficiente resoluci ´ on espectral, podr ´ ´ıamosobservar las l´ıneas de CO (4-3) correspondientes a cada una de las componentes del sistema, deforma que el ajuste del espectro requerir´ıa mas de una Gaussiana estrecha. ´3. La presencia de importantes outflows de gas molecular y polvo en 6C 1909+72. En esteultimo escenario, para ajustar la l ´ ´ınea de CO (4-3) ser´ıa necesario emplear una Gaussiana anchay, ademas, se observar ´ ´ıan alas anchas a los lados de la l´ınea. Tras calibrar las observaciones, reducir los datos y subtraer el continuo del espectro, se observa una unica l ´ ´ınea de CO (4-3) que se puede ajustar usando un perfil Gaussiano con FWHM∼ 700 km/s. Dado que la l´ınea es estrecha y que no se observan alas anchas, siguiendo el criteriousado por Cicone et al. (2013), llegamos a la conclusion de que 6C 1909+72 no presenta outflows ´de gas molecular.Por otra parte, comprobamos si el espectro podr´ıa reproducirse usando un modelo en el que6C 1909+72 estuviese en realidad formada por dos componentes cuyas l´ıneas de CO (4-3) noestuviesen resueltas, lo que implicar´ıa que la emision submilim ´ etrica extensa se deber ´ ´ıa a lapresencia de dos componentes en proceso de fusion. Para ello, recurrimos al uso de un algorit- ´mo de busqueda local, con el que encontramos distintas combinaciones de dos Gaussianas que ´reproducen el espectro observado. Las componentes que reproducen el espectro de 6C 1909+72son similares entre ellas y presentan FWHMs entre 450 y 700 km/s, valores t´ıpicos para galaxiassubmilimetricas (SMGs). Sin embargo, no podemos concluir que 6C 1909+72 sea un sistema de ´dos componentes en proceso de fusion, ya que no se observan distintas l ´ ´ıneas resueltas.Finalmente, llegamos a la conclusion de que la emisi ´ on submilim ´ etrica extensa de la HzRG ´6C 1909+72 se debe bien a la presencia de otra galaxia en la l´ınea de vision o bien a que la galaxia ´esta pasando por un proceso de fusi ´ on entre distintas componentes. ´Con el objetivo de completar nuestro estudio de 6C 1909+72, presentamos una compilacion´de los flujos de la galaxia en distintas longitudes de onda, as´ı como una compilacion de sus ´propiedades. Ademas de esto, presentamos las propiedades de distintas HzRGs que se han ob- ´servado usando la l´ınea de CO (4-3) con el objetivo de comparar la galaxia 6C 1909+72 conel resto de HzRGs. Asimismo, introducimos en la comparacion otras galaxias con gran forma- ´cion estelar a alto redshift: las Galaxias Submilim ´ etricas (Submillimeter Galaxies o SMGs) y los ´Quasars (Quasi-Stellar Objects o QSOs), observados por Bothwell et al. (2013) y por Carilli & ´Walter (2013) respectivamente. Con esto, encontramos que las HzRGs y las SMGs parecen seguirlas tendencias esperadas para galaxias con estallidos de formacion estelar, lo que no se observa ´para las QSOs. Sin embargo, esto podr´ıa deberse al bajo numero de galaxias en nuestra muestra ´o al uso de un incorrecto valor del factor de conversion de la luminosidad de la l ´ ´ınea de CO (4-3)a la de la l´ınea de CO (1-0), el ratio de temperaturas de brillo.Utilizando las propiedades de las HzRGs recogidas de la literatura, comprobamos que elratio de temperaturas de brillo var´ıa de una HzRG a otra, aunque suele estar entorno a 1; esdecir, el gas molecular en HzRGs esta, en general, termalizado hasta ´ Jup = 4. Ademas, este ratio ´es diferente para HzRGs, SMGs y QSOs, debido a las diferentes condiciones del gas molecularen cada tipo de galaxia; por lo que el uso del ratio obtenido por Bothwell et al. (2013) para SMGs(∼ 0.5) en HzRGs hace que se sobreestime hasta en un factor 2 la luminosidad de la l´ınea de CO(1-0) y, con ello, la masa del gas molecular; de ah´ı la importancia de la correcta determinacion´del ratio de temperaturas de brillo para las HzRGs
YR 2021
FD 2021
LK http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/23658
UL http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/23658
LA en
DS Repositorio institucional de la Universidad de La Laguna
RD 07-may-2024