The remarkable FIR morphologies of dusty high-redshift radio galaxies: mergers or dusty outflows?

Abstract

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-galaxias a alto redshift (High-redshift Radio Galaxies o HzRGs). De esta forma, es posible encontrar proto-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 esta emision 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 de gas 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 esta galaxia 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 sea especialmente 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 usando una 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 ´ ´ıamos observar las l´ıneas de CO (4-3) correspondientes a cada una de las componentes del sistema, de forma 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 este ultimo escenario, para ajustar la l ´ ´ınea de CO (4-3) ser´ıa necesario emplear una Gaussiana ancha y, 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 criterio usado 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 que 6C 1909+72 estuviese en realidad formada por dos componentes cuyas l´ıneas de CO (4-3) no estuviesen resueltas, lo que implicar´ıa que la emision submilim ´ etrica extensa se deber ´ ´ıa a la presencia 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+72 son similares entre ellas y presentan FWHMs entre 450 y 700 km/s, valores t´ıpicos para galaxias submilimetricas (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 con el 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 seguir las 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 el ratio de temperaturas de brillo var´ıa de una HzRG a otra, aunque suele estar entorno a 1; es decir, 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 molecular en 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