Agencias/Ciudad de México.- Astrónomos del MIT (Massachusetts Institute of Technology) han logrado observar la esquiva luz de las estrellas que rodea a algunos de los primeros quásares del universo.
Las señales distantes, que se remontan a más de 13,000 millones de años hasta la infancia del universo, están revelando pistas sobre cómo evolucionaron los primeros agujeros negros y galaxias.
Los cuásares son los centros ardientes de galaxias activas, que albergan un insaciable agujero negro supermasivo en su núcleo. La mayoría de las galaxias albergan un agujero negro central que ocasionalmente puede alimentarse de gas y desechos estelares, generando un breve estallido de luz en forma de un anillo brillante a medida que el material se arremolina hacia el agujero negro.
Los cuásares, por el contrario, pueden consumir enormes cantidades de materia durante períodos de tiempo mucho más largos, generando un anillo extremadamente brillante y duradero; de hecho, tan brillante que los cuásares se encuentran entre los objetos más luminosos del universo.
Debido a que son tan brillantes, los quásares eclipsan al resto de la galaxia en la que residen. Pero el equipo del MIT pudo observar por primera vez la luz mucho más débil de las estrellas en las galaxias anfitrionas de tres antiguos quásares.
Basándose en esta esquiva luz estelar, los investigadores estimaron la masa de cada galaxia anfitriona, en comparación con la masa de su agujero negro supermasivo central. Descubrieron que, en el caso de estos cuásares, los agujeros negros centrales eran mucho más masivos en relación con sus galaxias anfitrionas, en comparación con sus homólogos modernos.
Los hallazgos, publicados este 6 de mayo en el Astrophysical Journal, pueden arrojar luz sobre cómo los primeros agujeros negros supermasivos se volvieron tan masivos a pesar de tener un período de tiempo cósmico relativamente corto para crecer. En particular, esos primeros monstruosos agujeros negros pueden haber brotado de “semillas” más masivas que los agujeros negros más modernos.
“Después de que el universo nació, hubo semillas de agujeros negros que luego consumieron material y crecieron en muy poco tiempo”, dice en un comunicado el autor del estudio Minghao Yue, postdoctorado en el Instituto Kavli de Astrofísica e Investigación Espacial del MIT. “Una de las grandes preguntas es comprender cómo esos monstruosos agujeros negros pudieron crecer tanto y tan rápido”.
“Estos agujeros negros son miles de millones de veces más masivos que el Sol, en un momento en que el universo aún está en su infancia“, dice la autora del estudio Anna-Christina Eilers, profesora asistente de física en el MIT. “Nuestros resultados implican que en el universo primitivo, los agujeros negros supermasivos podrían haber ganado masa antes que sus galaxias anfitrionas, y las semillas iniciales de los agujeros negros podrían haber sido más masivas que las actuales”.
Usamos las imágenes NIRCam para medir el flujo y la morfología de las galaxias anfitrionas de los cuásares. Para hacer esto, ajustamos las imágenes de un cuásar como fuente puntual para el AGN más un disco exponencial para la galaxia anfitriona, y utilizamos los parámetros de mejor ajuste del disco exponencial para inferir las propiedades de la galaxia anfitriona del cuásar.
Nuestro procedimiento de ajuste de imágenes aprovecha las observaciones multibanda y multivisita del proyecto EIGER. Las incertidumbres de las mediciones de la galaxia anfitriona de los cuásares están dominadas por los errores sistemáticos del modelo PSF en lugar del ruido aleatorio de los fotones. Ajustar las cuatro visitas individualmente nos permite validar el resultado y estimar las incertidumbres sistemáticas comparando el resultado de todas las visitas.
Medir las galaxias anfitrionas de quásares luminosos es una tarea desafiante. Dados los fuertes flujos de los quásares, se necesita un modelado PSF y un ajuste de imágenes óptimos para revelar la emisión de las galaxias anfitrionas de los quásares. En esta sección, analizamos los métodos de modelado de PSF y ajuste de imágenes en estudios anteriores y en este trabajo, así como posibles mejoras a estos métodos.
En este trabajo, utilizamos fotutils para construir modelos PSF, donde reunimos estrellas de todos los campos de cuásares y todas las visitas como estrellas PSF. La característica clave de este trabajo es que estimamos mapas de error de los modelos PSF y agregamos estos errores al ajuste de la imagen. Sugerimos que este paso es fundamental y debería incluirse en estudios similares en el futuro. Específicamente, si solo consideramos ruidos aleatorios al ajustar las imágenes de cuásar, las imprecisiones de los modelos PSF tendrán un efecto sustancial en el resultado del ajuste y sesgarán los flujos estimados de la galaxia anfitriona. Al incluir los mapas de error de PSF en el ajuste de la imagen, damos pesos más bajos a los píxeles que tienen mayores incertidumbres de PSF y hacemos que las mediciones resultantes de la galaxia anfitriona sean menos sesgadas.
Aún no está claro cuál es la forma óptima de modelar el PSF de NIRCam. En particular, el PSF de NIRCam depende de la posición en el detector, el flujo de la fuente y el tiempo de observación. Estos efectos se ignoran en este trabajo debido al número limitado de estrellas PSF disponibles, y dejamos el análisis detallado de estos efectos para estudios futuros.
El resultado de este trabajo demuestra las limitaciones del método de ajuste de imágenes existente. Varios cuásares en la muestra EIGER muestran emisiones irregulares en sus imágenes sustraídas por PSF. Para estos quásares, un perfil regular de Sérsic podría no dar la descripción correcta de la galaxia anfitriona. Por tanto, es deseable desarrollar métodos de ajuste de imágenes que puedan describir formas irregulares de galaxias. Además, sugerimos que la posición de la galaxia anfitriona debería dejarse libre en lugar de fijarse a la posición del cuásar, ya que algunos cuásares muestran grandes desplazamientos de sus galaxias anfitrionas (como J1120+0641).
Presentamos observaciones NIRCam de seis cuásares en z ≳ 6 observados por el proyecto EIGER. Usamos imágenes NIRCam para medir las emisiones de la galaxia anfitriona de los quásares, donde ajustamos las imágenes del quásar como una fuente puntual más un disco exponencial. Construimos modelos PSF y sus mapas de error utilizando estrellas brillantes en las imágenes, y ejecutamos MCMC para realizar un ajuste de imágenes para estimar los flujos de las galaxias anfitrionas de los cuásares. Utilizamos espectros de grism NIRCam para medir los perfiles de las amplias líneas de emisión de Hβ y calcular las masas SMBH de los cuásares.
