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Boletín especial de la SEA

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AGNs en ALHAMBRA

La importancia cosmológica de los agujeros negros supermasivos (M ~ 106-109 MQ, SMBH por sus siglas en inglés) se ha multiplicado en los últimos 15 años. Su presencia en el centro de todas las galaxias masivas del universo local, así como las correlaciones encontradas entre la masa del agujero negro y las propiedades intrínsecas (luminosidad, masa y dispersión de velocidades) del bulbo de sus galaxias huésped, indican una fuerte simbiosis entre la formación y crecimiento del agujero negro y el de la componente esferoidal de la galaxia huésped. De esta forma, los modelos modernos de formación y evolución de galaxias tienen que incluir el “efecto” (i.e. retro-alimentación o inyección de energía) del agujero negro sobre su entorno para poder reproducir el mayor número de observables.

Cuanto mejor sea nuestro conocimiento demográfico de los agujeros negros y sus cambios a lo largo del tiempo cósmico, mejor será nuestra comprensión de la evolución del universo desde el colapso de las primeras estructuras hasta su configuración actual.

La masa del agujero negro se incrementa fundamentalmente en fases de acrecimiento de materia durante las cuales la fuente central se revela como un núcleo de galaxia activo (AGN por su acrónimo en inglés). La liberación de la energía gravitatoria durante estas fases es el mecanismo responsable de las altas luminosidades características de las AGN. Las AGN con luminosidades más extremas, los quasáres (o QSOs), han podido ser observadas cuando el universo tenía sólo una fracción (~10%) de su edad actual, permitiéndonos sondear las condiciones físicas (e.g. metalicidades, fracción de H neutro, contenido en polvo) del mismo durante su infancia. El mapeado de la actividad AGN a lo largo del tiempo cósmico es el primer paso para entender los mecanismos responsables de la relación entre el agujero negro y el bulbo que lo hospeda.

Un modo útil de describir la actividad AGN a través del tiempo cósmico es a través del estudio de su función de luminosidad (FL). La forma (caracterizada por una doble ley de potencias y por una luminosidad característica L* a cada z), normalización y evolución de dicha FL puede ser usada para acotar los diferentes modelos existentes de evolución de galaxias. Gracias a los avances de cartografiados cosmológicos en los últimos 10 años (e.g. SDSS, 2dF, CFRS, VVDS, COSMOS, GOODS, etc), el número de AGN/QSO identificados espectroscópicamente en el óptico con 05, la incertidumbre sobre la FL es muy significativa al ser la estadística demasiado pobre (~300 AGNs con z>5 de los cuales sólo ~40 con z>6), lo que es especialmente severo para los objetos por debajo de la luminosidad característica.

El equipo de AGNs de la colaboración ALHAMBRA tiene como objetivo último y fundamental mitigar en gran medida los efectos clásicos de selección presentes en las muestra ópticas de AGN con el fin de proporcionar a la comunidad científica un catálogo de objetos activos lo más completo posible cubriendo el intervalo de z entre 0 y 6. Esto sentará las bases para poder estudiar con la mayor estadística posible, y sobre el intervalo de luminosidades más amplio posible, la historia del acrecimiento de los SMBH y la interacción con las galaxias huésped. Para alcanzar este objetivo, la capacidad de la fotometría de ALHAMBRA para proporcionar espectros de muy baja resolución en todo el rango óptico (3500-9500A) la convierten en una herramienta fundamental para poder identificar la población de AGNs y ubicarla en el marco cosmológico a través de unos z fotométricos con excelente precisión.

Como primer paso hemos caracterizado el potencial real de la fotometría de ALHAMBRA para la identificación y asignación de un z fotométrico de AGN con líneas anchas (BLAGN por sus siglas en inglés) y QSOs. Este subgrupo de AGNs (las BLAGN y QSOs) nos proporcionan una línea casi directa de observación al agujero negro central, al gas altamente ionizado que gira a su alrededor presentando así espectros ópticos intensos, continuos muy azules y con intensas líneas en emisión ensanchadas por efecto Doppler por el gas con velocidades superiores a los 2000 km/s. Para un conjunto de 170 BLAGN/QSO (en el rango 0

Paralelamente al estudio de la FL de BLAGN/QSO brillantes, hemos empezado un programa piloto para la identificación de QSOs a altísimos desplazamientos al rojo (z>5). Sólo unas pocas decenas de objetos se conocen a estos z por lo que muy poco se sabe de su número real y distribución en luminosidades. La presencia de este tipo de objetos (con masa de su agujero negro central entre 107 y 109) en un universo tan joven representa un gran desafío para los modelos de evolución de galaxias. Además, su similitud con objetos mucho más cercanos abre muchas incógnitas y nuevas posibilidades respecto a la generación de metales o de polvo en edades tan tempranas.

Aplicando la metodología descrita anteriormente hemos podido identificar 3 candidatos (con magnitudes rsloan>22.5) sobre un área de 1 grado cuadrado. El seguimiento de los candidatos con el espectrógrafo OSIRIS del telescopio GTC permitió la confirmación de uno de ellos como un QSO a zSPEC=5.41, ALH023002+004647 (Matute et al. 2013, A&A, enviado). Su espectro, junto a la fotometría de ALHAMBRA, se muestra en la Fig. 2. Con una masa de agujero negro de 108 MQ y una luminosidad bolométrica de 2.1046 erg s-1, ALH023002+004647 es uno de los QSO más débiles que se conocen por encima de z=5. Aunque la detección de ALH023002+004647 no puede acotar la forma de la FL a z>5 y bajas luminosidades (y a falta del análisis final sobre todos los campos de ALHAMBRA) nos demuestra cómo un cartografiado optimizado puede proporcionar una gran información sobre el origen y la evolución de este tipo de objetos.

Israel Matute Troncoso
CSIC / Instituto de Astrofisica de Andalucia

 


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