AguilarPeE

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Evolución de la población
de galaxias fuertemente
obscurecidas con altos
corrimientos al rojo, en
campos sin sesgos, con
SPIRE y AzTEC
por
Emmaly Aguilar Pérez
Tesis sometida como requisito parcial para
obtener el grado de Doctora en Ciencias en el
área de Astrofísica en el Instituto Nacional
de Astrofísica, Óptica y Electrónica
Supervisada por:
Dra. Itziar Aretxaga, INAOE
Tonantzintla, Puebla
28 de septiembre de 2018
© INAOE 2018
Derechos Reservados
El autor otorga al INAOE el permiso de
reproducir y distribuir copias de esta tesis
en su totalidad o en partes
2
Agradecimientos
En primer lugar quiero dar las gracias a mi familia por todo, principalmente a
mis padres, Martha y Sergio, y a mi hermano Elías. A INAOE y al departamento de
Astrofísica por el apoyo brindado durante mi trabajo de tesis. A mi asesora, Itziar,
por su apoyo incondicional, no sólo en lo académico si no también en lo personal.
A mis amigos de INAOE, principalmente a Gaby, Marisol, Andrea, Ana, Anaely,
Ale, Lalo, Víctor, Vital y Karla, por sus enriquecedoras discusiones en la comida
y durante la semana que me ayudaron a analizar mi trabajo y mi vida en general.
Principalmente, a Miguel y a Jansky, ustedes me motivaron a levantarme temprano
cada día y esto fue clave para seguir adelante.
Este trabajo de tesis no hubiera sido posible sin el apoyo económico de CO-
NACyT y de los proyectos FDC 2016-1848, CB-2016-281948 y CB-2011-01-167291.
A mi comité de doctorado, Olga, Vahram y Alicia; por enseñarme a ver mi trabajo
desde otro punto de vista. También agradezco a los equipos de trabajo del Gran
Telescopio Milimétrico, de AzTEC y de cosmología milimétrica, principalmente a
mis amigos David, Alfredo e Iván, por sus pláticas de trabajo y personales. A David
Hughes y al resto del grupo de cosmología e instrumentación milimétrica, por su
colaboración y amistad en diferentes etapas de mi trabajo y vida.
3
“El cosmos está dentro de nosotros. Estamos hechos de estrellas.
Somos un medio para que el universo se conozca a sí mismo. ”
“The cosmos is within us. We are made of star-stuff. We are a way
for the universe to know itself.”
Carl Sagan
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Resumen
Las galaxias sub-milimétricas (sub-mm) han sido entendidas como una población
de galaxias fuertemente oscurecidas por polvo a altos corrimientos al rojo (z>1), que
tienen tasas de formación estelar extremas (SFR>500M⊙/año). Estudios recientes
sugieren la existencia de una población creciente de galaxias sub-mm con z>4, sin
embargo se requiere de un método robusto de identificación para la población com-
pleta y así poder cuantificar su contribución a la historia de formación estelar (o
SFRD por sus siglas en inglés star formation rate density).
En este trabajo se identificaron las galaxias seleccionadas a 1.1mm con AzTEC
en 3 campos extragalácticos: GOODS-South, GOODS-North y COSMOS (∼270
fuentes en 0.86 deg2). Para lograr esto se buscaron contrapartes SPIRE a 250, 350
y 500 µm. Con la fotometría AzTEC/SPIRE individual se calcularon corrimientos
al rojo fotométricos sub-mm y luminosidades IR. Por otro lado, se asociaron a las
fuentes AzTEC candidatas a contrapartes CANDELS observadas a 1.6µm, dadas
las contrapartes radio/IRAC encontradas en la literatura. Con la identificación más
robusta para cada fuente AzTEC y considerando las fuentes que no pudieron ser
detectadas debido a los límites de sensibilidad de los instrumentos, se construyó
la SFRD corregida AzTEC. Esta distribución muestra un pico a z ∼2 y presenta
una cola ancha hacia altos z dominada por la población de galaxias luminosas en
el IR (LIR & 1011 L⊙) contribuyendo en un 85 %. El 15 % restante está dado por la
sub-muestra de fuentes AzTEC caracterizadas por tener ausencia de contrapartes
SPIRE e identificadas como galaxias ultra-luminosas en el IR (LIR & 1012 L⊙). La
forma de la SFRD corregida AzTEC concuerda con la forma de otras distribuciones
obtenidas a través de observaciones en IR y de los modelos teóricos. También se hi-
zo un seguimiento espectroscópico con el instrumento RSR (por sus siglas en inglés
Redshift Search Receiver montado en el Gran Telescopio Milimétrico en su configu-
ración de 32-m, a 3 galaxias sub-mm con ausencia de contrapartes SPIRE las cuales
presentaron corrimientos al rojo fotométricos sub-mm mayores a 3. Ningún espectro
muestra líneas robustas de CO por lo que se calcularon los valores superiores de LCO
y estos son consistentes con los de las galaxias con formación estelar dentro de la
correlación LCO-LIR.
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Abstract
Submillimeter galaxies (SMGs) have been understood as a population of heavily
dust-enshrouded galaxies at high redshifts (z>1), with extreme star formation rates
(SFR>500 M⊙/year). Recent studies suggest the existence of a growing population
of SMGs with z>4, however a robust method is required for the identification of
the whole population in order to quantify its contribution to the star formation rate
density (SFRD).
In this work we identified ∼270 AzTEC (1.1mm) sources selected in 3 extraga-
lactic fields: GOODS-South, GOODS-North and COSMOS (total area ∼0.86 deg2).
To achieve this, we searched for SPIRE counterparts at 250, 350 and 500 µm and
using individual AzTEC/SPIRE photometry, we calculated sub-millimeter (sub-
mm) photometric redshifts and IR luminosities. On the other hand, CANDELS
sources (1.6µm) were associated to AzTEC sources given their radio/IRAC counter-
parts found in the literature. Having the best identification for each AzTEC source
and considering the undetected sources given the instrumental sensibility limits, we
build the AzTEC corrected SFRD. This distribution has its peak at z ∼2 and shows
a long broad high-z tail dominated by the LIRG population (LIR & 1011 L⊙), with
85 % of the contribution, and the remaining 15 % is given by the sub-sample of Az-
TEC sources characterized by having a lack of SPIRE counterparts at any band
(SPIRE drop-outs) which were identified as ULIRGs (LIR & 1012 L⊙). The shape of
the AzTEC corrected SFRD is in good agreement with other SFRD derived with IR
observations or theorethical models. Also, an spectroscopic follow-up was conducted
with the Redshift Search Receiver instrument at the Large Millimeter Telescope in
a 32-m diameter configuration. Spectra were obtain from 3 SMGs that were selected
as SPIRE drop-outs which have sub-mm photometric redshifts larger than 3. None
of the spectra show robust CO lines, and therefore upperlimits were calculated for
the CO luminosities of each source and these values are consistent within the LCO-
LIR correlation of star-forming galaxies.
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Índice general
1. Galaxias polvosas con formación estelar a altos corrimientos al rojo 9
1.1. Contexto histórico . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
1.2. Conceptos básicos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
1.2.1. Acerca del Polvo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
1.2.2. Acerca del gas molecular . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
1.2.3. Relaciones empíricas para la formación estelar en galaxias . . 19
1.3. Caracterización estadística de la poblacion de galaxias sub-mm . . . . 23
1.3.1. SEDs típicos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
1.3.2. Análisis multifrecuencia de las galaxias sub-mm . . . . . . . . 28
1.3.3. Corrimientos al rojo de la población sub-mm . . . . . . . . . . 30
1.4. Predicciones teóricas de la poblacion de galaxias sub-mm . . . . . . . 32
1.5. Objetivos de la tesis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34
2. Selección de los datos 37
2.1. Campos extragalácticos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38
2.2. Instrumentos del Gran Telescopio Milimétrico . . . . . . . . . . . . . 40
2.2.1. Astronomical Thermal Emission Camera: AzTEC . . . . . . . 40
2.2.2. Redshift Search Receiver: RSR . . . . . . . . . . . . . . . . . 46
2.3. Telescopio Espacial Herschel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50
2.3.1. ECDFS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. . . . 50
2.3.2. GOODS-N . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
2.3.3. COSMOS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
2.4. CANDELS: Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Le-
gacy Survey . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
2.4.1. GOODS-S . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
2.4.2. GOODS-N . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
2.4.3. COSMOS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
3. Asociaciones entre censos 55
3.1. Teoría para predecir las distribuciones de incertidumbre en posición . 55
3.2. Simulaciones para hallar las distribuciones de incertidumbre en posición 57
3.3. Radios conservativos para la búsqueda de contrapartes . . . . . . . . 61
4. Búsqueda de galaxias a alto corrimiento al rojo: El aumento a
500µm 65
4.1. Selección considerando el aumento a 500 µm . . . . . . . . . . . . . . 66
4.2. Información multifrecuencia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67
4.2.1. Radio/IR medio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67
7
4.2.2. CANDELS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 70
4.3. Corrimientos al rojo fotométricos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72
4.4. Resultados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 73
4.5. Discusión . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 77
4.6. Conclusiones . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 80
5. Búsqueda de galaxias a alto corrimiento al rojo: Ausencia de con-
trapartes SPIRE 83
5.1. Selección de fuentes AzTEC con ausencia de contrapartes SPIRE . . 84
5.2. Información multifrecuencia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 87
5.3. Apilación de datos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 90
5.4. Resultados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 93
5.4.1. Apilación de datos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 93
5.4.2. Corrimientos al rojo fotométricos de la apilación de datos . . . 95
5.4.3. Corrimientos al rojo fotométricos individuales . . . . . . . . . 98
5.5. Discusión . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 104
5.6. Conclusiones . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 106
6. Observaciones con RSR/GTM de galaxias candidatas a alto z. 109
6.1. Selección de fuentes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 110
6.1.1. AzC4 y AzC7 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 110
6.1.2. NGP6 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 113
6.2. Observaciones RSR . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 113
6.3. Resultados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 115
6.3.1. Líneas de CO . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 115
6.3.2. Líneas esperadas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 130
6.3.3. Propiedades derivadas de las candidatas a líneas . . . . . . . . 133
6.3.4. Análisis de correlación cruzada . . . . . . . . . . . . . . . . . 134
6.4. Discusión . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 138
6.5. Conclusiones . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 141
7. Evolución de la población de galaxias fuertemente oscurecidas con
altas tasas de formación estelar 143
7.1. Identificación de la población de fuentes AzTEC de bajo z . . . . . . 144
7.2. Distribución de z en los 3 campos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 156
7.3. Historia de formación estelar cósmica . . . . . . . . . . . . . . . . . . 157
7.3.1. Corrección por la función de luminosidad de Saunders . . . . . 159
7.3.2. Corrección por la función de luminosidad de Koprowski . . . . 160
7.4. Discusión y conclusiones . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 165
7.4.1. Acerca de las predicciones teóricas . . . . . . . . . . . . . . . . 168
8. Conclusiones y trabajo a futuro 171
8.1. Trabajo a futuro . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 177
8.1.1. Análisis de las componentes dominantes de la emisión milimé-
trica (ICDEmm) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 177
8.1.2. Viabilidad para seguimiento con otros telescopios de la pobla-
ción AzTEC . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 182
8
Capítulo 1
Galaxias polvosas con formación
estelar a altos corrimientos al rojo
1.1. Contexto histórico
Para entender la formación y evolución del Universo es necesario observarlo en
todas las frecuencias del espectro electromagnético. La observación de la radiación
infrarroja o IR (8-1000µm) emitida en el Universo ha sido clave para complementar
el escenario de formación estelar. A principios de los años 90 el instrumento FIRAS
(por sus siglas en inglés Far-InfraRed Absolute Spectrophotometer) abordo del sa-
télite COBE (Cosmic Background Explorer) registró por primera vez el fondo de
radiación en el IR (CIB, por sus siglas en inglés Cosmic IR Background) del Uni-
verso a longitudes de onda mayores de 150µm. Comparando este espectro con las
observaciones previas hechas con el satélite IRAS (Infrared Astronomical Satellite,
Neugebauer et al., 1984) de galaxias cercanas, se descubrió que el Universo emite
una cantidad de radiación IR comparable con la del óptico/UV (Ultra-Violeta) y
que no podía ser explicada con la radiación IR integrada de las galaxias cercanas.
Esto implica que aproximadamente la mitad de la actividad de formación estelar se
origina a corrimientos al rojo (z) >1.
La predicción derivada de estas observaciones es que debía existir una población
de galaxias con altos z enterradas en polvo y con altas tasas de formación este-
lar. De esta manera, la radiación óptica/UV originada de las estrellas calienta el
polvo generando radiación térmica IR que, a z >1, se corre a longitudes de onda
sub-milimétricas (sub-mm, 200µm-3mm) para el observador. Lo anterior motivó la
creación de censos en bandas sub-mm para confirmar esta población de galaxias.
A finales de los años 90 se realizaron los primeros censos extragalácticos sub-mm
a 450 y 850µm con el instrumento SCUBA (por sus siglas en inglés Submillime-
tre Common-User Bolometer Array, Holland et al., 1999) montado en el telescopio
de 15-m JCMT (James Clerk Maxwell Telescope) y a 1.25mm con el instrumento
MAMBO (Max-Planck Millimetre Bolometer Array, Kreysa et al., 1998) montado
en el telescopio de 30-m IRAM (por sus siglas en francés Institut de Radioastrono-
mie Millimétrique). Estas observaciones lograron revelar una población de galaxias
muy brillantes (F850µm & 5 mJy) y con z >1 que podían explicar el CIB (e.g. Smail
9
et al., 1997; Barger et al., 1998; Hughes et al., 1998). A esta población de galaxias
se les conoció como galaxias sub-milimétricas (sub-mm) las cuales incluyen todas
las galaxias observadas desde 250µm hasta 2mm.
El entendimiento de las galaxias sub-mm ha dependido del costo operacional
de los observatorios responsables de su seguimiento. De esta manera podemos de-
finir 2 eras observacionales: la primera dominada por los censos realizados por dos
observatorios principalmente: SCUBA/JCMT y MAMBO/IRAM los cuales realiza-
ron censos profundos (RMS850µm=0.5-2.7 mJy/haz, ∼1300 arcmin2, Ivison, 2001)
y de baja resolución (θ850µm = 14 arcsec y θ1250µm = 10 arcsec). En esta primer
era las galaxias sub-mm (unos cuantos centenares) se entendieron como las análo-
gas a altos z (mediana de la distribución de corrimientos al rojo entre 2 y 3, e.g.
Chapman et al., 2003, 2005; Aretxaga et al., 2003) de las galaxias ultraluminosas
en el IR (ULIRGs, por sus siglas en inglés ultraluminous IR galaxies) debido a las
propiedades que tienen en común como altas cantidades de polvo y, por lo tanto,
altas luminosidades IR (LIR & 1012 L⊙). Algunos trabajos apuntan a que estos obje-
tos presentan un modo de formación estelar rápido, violento y eficiente incentivado
por la fusión de dos galaxias ricas en gas (e.g. Genzel et al., 2010;Daddi et al., 2010).
La segunda era comenzó con la llegada de observatorios capaces de realizar cen-
sos sub-mm de gran área (2005 en adelante) como AzTEC que observó a 1.1mm (por
sus siglas en inglés Aztronomical Thermal Emission Camera, Wilson et al., 2008)
montada en los telescopios JCMT y ASTE-10m (Atacama Submillimeter Telescope
Experiment), LABOCA a 870µm (Large Apex BOlometer CAmera, Siringo et al.,
2009) montada en el telescopio APEX-12m ( Atacama Pathfinder EXperiment), el
telescopio de 2-m BLAST a 250, 350 y 500µm (Balloon-borne Large Aperture Sub-
millimeter Telescope, Devlin et al., 2009), montado en un globo de gran altura y
SPIRE también a 250, 350 y 500µm (Spectral and Photometric Imaging Receiver,
Griffin et al., 2010) montada en el telescopio espacial Herschel.
Con estas observaciones se ha descubierto que la población de galaxias sub-mm
no es homogénea, es decir, principalmente son galaxias tipo ULIRG aunque hay
una gran parte de la población que presenta un modo relajado de formación estelar
(secular) incentivado por grandes reservas de gas como las encontradas en galaxias
normales o de disco (e.g. Magnelli et al., 2012; Bethermin et al., 2015). Algunos au-
tores adoptaron el nombre de "galaxias polvosas con formación estelar"(DSFG, por
sus siglas en inglés Dusty star-forming galaxies, ver revisión de Casey et al., 2014)
para generalizar a la población. Por cuestiones históricas, a lo largo de este trabajo
nos referiremos a esta población como galaxias sub-mm.
El objetivo de este capítulo es presentar el entendimiento de las galaxias sub-mm
logrado hasta el momento. Primero es necesario identificar las fuentes de la radia-
ción sub-mm, por esto, en la sección 1.2 se hablará acerca de la emisión térmica de
los granos de polvo y de las líneas de emisión del gas atómico y molecular del me-
dio interestelar, además de las relaciones empíricas encontradas para la formación
estelar. En la sección 1.3 se presentan las principales características de las gala-
xias sub-mm. En la sección 1.4 se presenta el contexto teórico de formación de las
10
galaxias sub-mm y finalmente en la sección 1.5 se plantean los objetivos de esta tesis.
1.2. Conceptos básicos
Las estrellas nacen dentro de las nubes moleculares gigantes (GMC por sus siglas
en inglés Giant Molecular Clouds) formadas por gas molecular principalmente cons-
tituido por hidrógeno molecular o H2 y por granos de polvo. La estructura interna
de las GMC es jerárquica y tiene 2 componentes principalmente. Los componentes
masivos son las agrupaciones (50-500 M⊙, 0.3-3 pc, 103-104 cm−3, 0.3-3 km s−1,
10-20K, Bergin y Tafalla, 2007) generalmente unidas gravitacionalmente y en las
cuales se forman los cúmulos estelares. Los componentes menos masivos son los nú-
cleos (0.5-5 M⊙, 0.03-0.2 pc, 104-105 cm−3, 0.1-0.3 km s−1, 8-12K, Bergin y Tafalla,
2007) que están necesariamente ligados gravitacionalmente y en los cuales se forman
las estrellas individuales o pequeños sistemas múltiples como las binarias (McKee y
Ostriker, 2007).
Las propiedades básicas de una galaxia con formación estelar son : 1) la emisión
del continuo UV generada en todas las galaxias, excepto en las galaxias más anti-
guas, está dominada por estrellas masivas, 2) la emisión en reposo en el cercano-IR
está dominada por estrellas evolucionadas con masas cercanas a la del Sol y que
conforman la mayor parte de la masa estelar de una galaxia, y 3) el polvo intereste-
lar absorbe preferentemente la luz UV y la emite térmicamente en IR. Por lo tanto
la emisión IR de las galaxias puede ser un trazador de la población estelar joven.
Teniendo el registro de emisión óptica, UV, IR y sub-mm de la formación estelar
a lo largo de la edad del Universo se pueden resolver preguntas como: ¿Hay una épo-
ca característica para la formación de estrellas y elementos pesados en las galaxias?,
¿Existen leyes de formación estelar universales?, ¿Las galaxias son responsables de
la reionización del universo temprano (z >6)?, ¿Cómo se forman las galaxias masi-
vas?, entre otras preguntas. Particularmente la emisión IR/sub-mm nos da acceso
fácil al proceso de formación estelar a altos z (z ∼1-10) pero la observación en estas
bandas requiere un previo conocimiento de la atmósfera terrestre.
La transmisión atmosférica es inversamente proporcional a la cantidad de vapor
de agua precipitable (PWV por sus siglas en inglés precipitable water vapor) inte-
grada desde la capa más externa de la atmósfera hasta el sitio donde se encuentra
el telescopio. La figura 1.1 (Velázquez, 2007) muestra la transmisión atmosférica
calculada con el código ATM (por sus siglas en inglés Atmospheric Transmission at
Microwaves, Pardo et al., 2001) en función de la frecuencia, para el sitio del Gran
Telescopio Milimétrico (GTM, altura=4600m, latitud=19° Norte, PWV=1mm) con-
siderando diferentes masas de aire (líneas en escalas de grises relacionadas con la
leyenda). En el régimen sub-mm (λ ≤ 1mm) la atmósfera es muy opaca aún en las
condiciones climáticas más secas. Algunas de las ventanas atmosféricas ocurren en
las siguientes longitudes de onda: 350, 450, 770, 870, 1200 y 2000 µm. Por lo tanto,
la observación desde la superficie terrestre debe hacerse en estas ventanas desde lu-
gares altos y secos para reducir la densidad columnar de vapor de agua y maximizar
11
la transmisión.
Figura 1.1: Transmisión atmosférica simulada para el sitio del GTM (altura=4600m, latitud=19° Norte,
PWV=1mm, Velázquez, 2007) considerando diferentes masas de aire (líneas en escalas de colores relacionadas
con la leyenda).
Las estrategias observacionales para los censos sub-mm extragalácticos deben
considerar, además del conocimiento de las ventanas atmosféricas, la forma en cómo
afecta la emisión del polvo y del gas a las distribuciones espectrales de energía o
SED (por sus siglas en inglés spectral energy distribution) de las galaxias. En las
siguientes secciones se presenta un resumen acerca de la emisión del polvo y del gas
interestelar y sus principales interpretaciones físicas.
1.2.1. Acerca del Polvo
El polvo interestelar se forma por la condensación de metales los cuales fueron
liberados a través de la pérdida de masa por estrellas en la rama asintótica gigan-
te (Bedijn, 1987). Por otro lado se han propuesto las explosiones por supernovas
(Dwek y Scalo, 1980; Dwek, 1998) como contribuyentes imporantes a la producción
de polvo para poder explicar las observaciones a altos z (e.g. Valiante et al., 2009).
El crecimiento de masa del polvo se da por la acreción de átomos y moléculas de ele-
mentos refractarios sobre la superficie de los granos en las nubes moleculares densas
(e.g. Draine, 2009).
El espectro IR generado por la emisión del polvo depende de la temperatura y
del tamaño del grano. Los granos son calentados a temperaturas entre 20 y 200 K
dependiendo de la radiación interestelar así como del tamaño y propiedades ópticas
de los granos. La forma de la SED para un componente de polvo con temperatura
Td es la del cuerpo negro modificado fν(Td):
12
fν(Td) ∝ [1 − exp(−τν)]Bν(Td), (1.1)
donde Bν(Td) es la funcion de Planck dependiente de la temperatura del polvo Td
y τν es la opacidad óptica (τν = (ν/νo)β donde β es el índice de emisividad y νo
es la frecuencia a la cual la opacidad se vuelve delgada). La presencia de varios
componentes de polvo a diferentes temperaturas se puede modelar como la suma
de sus respectivos SEDs y, por lo tanto, la SED resultante estará dominada por la
componente de polvo más masiva. La figura 1.2 muestra la SED observada para la
galaxia amplificada Cosmic Eyelash (sin corrección, diamantes verdes) que está a
z=2.3 y también se muestra la SED modelada como resultado de la suma de dos
componentes de polvo (línea negra): uno caliente (Tw=60 K, línea roja) y uno frío
(Tc=30 K, línea azul).
Figura 1.2: Distribución espectral de energía observada para la galaxia amplificada Cosmic Eyelash (sin corrección,
diamantes verdes) que está a z=2.3 y también se muestra la SED modelada como resultadode la suma de dos
componentes de polvo (línea negra): una caliente (Tw=60 K, línea roja) y una fría (Tc=30 K, línea azul).
La luminosidad en el lejano IR (40-200µm) está dominada por la contribución
de dos componentes de polvo: el componente caliente asociado al polvo alrededor de
las regiones de formación estelar joven (pico de SED a λ ∼ 60 µm, como las galaxias
tipo ULIRG o brote estelar) y el componente más frío o cirros (λ ≥ 100 µm) el cual
está asociado a regiones extendidas de polvo calentado por la radiación interestelar.
Se ha encontrado que en las galaxías espirales existe una fuerte contribución del
componente caliente debido a estrellas jóvenes mientras que la emisión del cirros
aumenta hacia espirales cada vez más tempranas (e.g. Sauvage y Thuan, 1992; Buat
y Deharveng, 1988).
La luminosidad IR (LIR) de una galaxia es la integral de la ecuación 1.1 en el
intervalo de 8 a 1000µm. La conversión de LIR a tasa de formación estelar (SFR, por
sus siglas en inglés star formation rate) depende del entendimiento de la composición
del polvo y de la función inicial de masa (IMF por sus siglas en inglés Initial Mass
Function). La conversión estándar es la propuesta por Kennicutt (1998), la cual
supone un brote estelar continuo en el intervalo 10-100×106 años, metalicidad solar
y la IMF de Salpeter:
13
SFR = 1.71 × 10−10LIR (1.2)
donde SFR tiene unidades de M⊙/año y la luminosidad en L⊙. Otro valor derivado
del conocimiento de la SED en la región IR es la masa de polvo Md, la cual es
fuertemente dependiente de la densidad de flujo observado fobs y de la temperatura
del polvo: Md ∝ fobs T−1d o bien Md ∝ LIR T
−(4+β)
d (Hildebrand, 1983).
Es importante notar que otra fuente de calentamiento del polvo en galaxias
a z >4 es el fondo de radiación de microondas o CMB (por sus siglas en inglés
Cosmic Microwave Background). Por ejemplo, a z = 6 la temperatura del CMB
es Tz=6CMB=19.1K. A bajos corrimientos al rojo la contribución del CMB es despre-
ciable, sin embargo a valores más altos de z el CMB provoca un desplazamiento
significativo del pico de la SED hacia longitudes de onda más cortas y el aumento
de la densidad de flujo observado (a λ & 250 µm podría aumentar entre 2 y 10
veces a z=6). Además, la luminosidad se incrementa por un factor [Tzd/T
z=0
d ]
4+β,
donde Tz=0d =18K y es la temperatura típica del medio difuso interestelar en la Vía
Láctea (e.g. da Cunha et al., 2008) y Tzd=[(T
z=0
d )
4+β+(Tz=0CMB)
4+β((1+z)4+β-1)]
1
4+β
(da Cunha et al., 2013) por lo tanto, es necesario incluir este factor de corrección al
modelo de SED.
La corrección k permite estimar la densidad de flujo observada a cierta frecuencia
fobs en función de la densidad de flujo a una frecuencia de emisión fν(Td) dada de
un objeto:
fobs =
L(1 + z)fν
4πD2L
∫
fν(Td)dν
(1.3)
donde L es la luminosidad IR bolométrica y DL es la distancia de luminosidad a un
z dado. Los flujos observados en bandas sub-mm tienen una corrección k negativa lo
que implica que la densidad de flujo aumenta o permanece constante para z =1-8,
contrario a lo que pasa en otras bandas como a 1.4 GHz donde la corrección k es
positiva dado que la densidad de flujo disminuye a medida que aumenta z.
La figura 1.3 muestra la densidad de flujo observada para algunas bandas sub-mm
considerando las ecuaciones 1.3 y 1.1 (logL=12.5, β=1.8 y νo =c/100µm, Roseboom
et al., 2012). Las diferentes curvas representan diferentes temperaturas del polvo
(colores con leyendas en panel superior izquierdo). Las líneas horizontales negras
muestran el nivel de sensibilidad 3σ de algunos instrumentos: SPIRE-Herschel a
250, 350 y 500µm corresponden 17.4, 18.9 y 20.4 mJy respectivamente, SCUBA2-
JCMT a 850µm con 2.1mJy y AzTEC-ASTE a 1.1mm con 1.8 mJy. La figura 1.3
sugiere una gran variedad de temperaturas de polvo en las galaxias sub-mm.
Debido a que la forma de la SED es fuertemente dependiente de la tempera-
tura del polvo, la observación en longitudes de onda largas (λ ≥ 850µm) con la
instrumentación actual está sesgada a detectar poblaciones de galaxias con polvo
frío (Td ∼ 30−40 K) no importando el corrimiento al rojo. Las fuentes detectadas a
250µm ≤ λ ≤ 500µm con LIR < 5 × 1012 L⊙ tendrán bajos z (z <4) no importando
la temperatura del polvo. Por lo tanto, la combinación de datos en bandas sub-mm
14
nos permite identificar las diferentes poblaciones de galaxias con z >1 (Hughes et al.,
2002; Aretxaga et al., 2003).
Figura 1.3: Corrección k para las bandas 250, 500, 850 y 1100µm considerando las ecuaciones 1.3 y 1.1 (logL=12.5,
β=1.8 y νo =c/100µm, Roseboom et al., 2012). Las diferentes curvas representan diferentes temperaturas del polvo
(colores con leyendas en panel superior izquierdo). Las líneas horizontales negras muestran el nivel de sensibilidad 3σ
de algunos instrumentos: SPIRE-Herschel a 250, 350 y 500µm corresponden 17.4, 18.9 y 20.4 mJy respectivamente,
SCUBA2-JCMT a 850µm con 2.1mJy y AzTEC-ASTE a 1.1mm con 1.8 mJy.
A principios de la década de los 80 se realizaron los primeros censos en el lejano
IR con el satélite IRAS. Con estas observaciones se descubrió una población local
(z ≤0.2) y rara (∼6 % de la emisión IR en el universo local, Soifer y Neugebauer,
1991) de galaxias del tipo LIRG (por sus siglas en inglés Luminous IR Galaxy,
LIR ∼1011 L⊙) y del tipo ULIRG (LIR ∼1012 L⊙, ver revisión por Sanders y Mi-
rabel, 1996). El estudio óptico de la morfología así como de la emisión del polvo y
del gas molecular de la población de LIRGs y ULIRGs sugería que la mayoría de
estos objetos habían atravesado una etapa de fusión entre dos o más galaxias de
masas similares y que tenían tasas de formación estelar por encima de 50 M⊙/año
(Kleinmann y Keel, 1987; Sanders et al., 1987).
Las galaxias tipo ULIRG han sido propuestas como una etapa evolutiva de las
galaxias masivas actuales. De acuerdo a la secuencia evolutiva propuesta por San-
ders et al. (1988) la etapa ULIRG se da cuando dos galaxias con discos ricos en gas
colisionan. En la parte final de este evento se concentran grandes cantidades de gas
y polvo en el centro de masa del sistema, produciendo brotes intensos de formación
estelar. Cuando la formación estelar agota el gas se inicia la fase de quasar, el cual
se alimenta del material remanente de la fusión y la formación estelar se frena. La
galaxia resultante es una galaxia elíptica y se caracteriza por tener una población
15
vieja de estrellas. Varios trabajos teóricos están dedicados a mejorar esta visión evo-
lutiva (e.g. Hopkins et al., 2012; Hayward et al., 2014).
Los primeros censos sub-mm extragalácticos encajaron muy bien en este modelo
proponiendo a las galaxias sub-mm como una etapa evolutiva tipo ULIRG a altos
z. Típicamente, la población de galaxias sub-mm tiene LIR ∼ 1012.5-1013 L⊙ lo que
implica tasas de formación estelar extremas de &200 M⊙/año. Dado que la cantidad
de ULIRGs locales es mucho menor que la creciente población de ULIRGs a altos
z, es natural pensar que las fusiones fueron un mecanismo dominante de formación
en el universo pasado. Aunque una gran mayoría de trabajos están de acuerdo con
lo anterior (ver revisiones de Blain et al., 2002 y Casey et al., 2014), existen otras
explicaciones para la formación de las galaxias sub-mm (ver sección 1.4).
1.2.2. Acerca del gas molecular
Desde Schmidt (1959), muchos trabajos se han centrado en cuantificar la rela-
ción entre la tasa de formación estelar y la densidad superficial de gas para saber
la eficiencia de las galaxias en transformar gas en estrellas. Esta relación es bien
conocida como ley de formación estelar. El gas puede ser acretado por medio de
fusiones de galaxias (e.g Younger et al., 2009b; Hayward et al., 2014) o por el modo
frío de acreción (e.g Kereš et al., 2005; Davé et al., 2010) y el gas puede ser agotado
al ser evacuado por el proceso de realimentación por un agujero negro (e.g. Fabian,
2012) o por formación estelar (e.g. Wagg et al., 2012).
Dado que el hidrógeno molecular no cuenta con un momento dipolar permanente
y que requiere de temperaturasmás altas (∼ 500 K) que las típicas en las nubes
moleculares gigantes para excitarse, sólo una pequeña fracción del gas molecular
puede ser estudiado a través de las líneas de emisión del H2. El monóxido de car-
bono (12CO) es la segunda molécula más abundante (∼1.5 x 10−4H2 en regiones con
metalicidad solar, Lee et al., 1996) y que es termalizada colisionalmente por H2 sólo
en las transiciones más bajas y dependiendo de la temperatura. Por lo tanto la emi-
sión producida por la transición rotacional canónica de esta molécula se usa como
trazador del H2, incluso en regiones de baja densidad. Además, las temperaturas
requeridas para lograr sus estados excitados (∼5 K para el primer estado excitado)
son fácilmente alcanzadas en el interior de las nubes moleculares gigantes.
Las altas densidades de gas y polvo protegen a las moléculas localizadas en las
regiones nucleares de las nubes moleculares de la disociación causada por radiación
UV (Tielens, 2005), lo que permite la formación estelar (e.g. Leroy et al., 2008).
En los cascarones más externos de las nubes moleculares, el CO es disociado por la
radiación UV y la emisión dominante proviene de líneas atómicas de estructura fina,
H2, polvo y PAHs (por sus siglas en inglés polycyclic aromatic hydrocarbon). En las
regiones más internas de las nubes moleculares el CO sobrevive y el gas es calentado
por electrones que son liberados de la superficie del polvo debido a absorción UV o
por rayos cósmicos.
16
Otros mecanismos de calentamiento del gas son la emisión de rayos X originada
en AGNs o SNs (e.g. Meijerink et al., 2006), o bien choques mecánicos en entor-
nos de brotes estelares o regiones densas (e.g. Nikola et al., 2011; Meijerink et al.,
2013). Respecto a los mecanismos de enfriamiento del gas, las líneas atómicas de
estructura fina dominan el enfriamiento del gas interestelar en las galaxias normales
con formación estelar (Spitzer, 1978). Algunos iones tienen potenciales de ionización
mayores a los del hidrógeno (13.6 eV) entonces enfrían solamente el medio ionizado
y colisionan con electrones (e.g. [NII ], [OIII ]). Otras especies tienen su potencial de
ionización más bajo así que también trazan el medio interestelar neutro y colisionan
con H y H2 (e.g. [CII ], [OI ], [CI ], CO, HCN), (Carilli y Walter, 2013).
Como se ha mencionado, la molécula de CO es el principal trazador de la ma-
sa total de gas molecular frío en las galaxias, el cual está dominado por hidrógeno
molecular (H2). La temperatura cinética del H2, Tkin, es determinada por medio de
la distribución de velocidades de las moleculas siguiendo una distribución Maxwell-
Boltzmann. La excitación del CO es proporcional al número de colisiones con las
moléculas de H2. Típicamente, las transiciones rotacionales son expresadas en fun-
ción de la densidad crítica ncr, esto es, la densidad a la cual la tasa de excitación
colisional es igual a la tasa de decaimiento radiativo espontáneo. La tasa de colisiones
depende de la temperatura y densidad del gas mientras que la emisión espontánea
depende de la transición molecular J (a mayor transición J se tienen mayores tasas
de desexcitación). La densidad crítica del CO aumenta a mayores J por lo tanto sólo
son observadas en núcleos de formación estelar densos (ncr > 104 cm−3) de las nubes
moleculares gigantes.
250 300 350 400 450 500 550 600 650 700 750
0
5
10
15
S
ca
le
d 
Fl
ux
 D
en
si
ty
 (m
Jy
)
-3
0
3
S
/N
250 300 350 400 450 500 550 600 650 700 750
Rest Frequency (GHz)
0
4
8
12
N
so
ur
ce
s
Figura 1.4: Espectro en reposo promedio de galaxia sub-mm obtenido a través del apilamiento de 22 espectros
observados con ALMA con z=2.0-5.7 (panel superior, Spilker et al., 2014). Las líneas moleculares potencialmente
detectables están etiquetas con negritas a la frecuencia esperada y en gris las líneas menos intensas. El panel
intermedio muestra la S/N de las líneas mostradas en el panel superior mientras que el panel inferior muestra el
número de fuentes que contribuyeron a cada frecuencia.
17
Figura 1.5: Escalera de excitación del CO de diferentes tipos de galaxias normalizadas respecto a la transición
CO(1-0) en función del número cuántico rotacional (Casey et al., 2014). Los colores y etiquetas indican los tipos de
galaxias. Como referencia se muestra la SLED de la Vía Láctea (línea sólida roja), M82 (línea sólida verde), Antena
(línea sólida azul turquesa) y la excitación térmica (línea sólida azul marino). La zona sombreada resalta la gran
diversidad de SLEDS observados de CO para las galaxias sub-mm (círculos negros sólidos conectados con líneas).
18
Si n ≫ ncr entonces la temperatura de excitación es igual a la temperatura cinéti-
ca del gas y se logra un equilibrio termodinámico local donde las colisiones dominan
los procesos de excitación del CO. A este proceso se le llama excitación térmica lo
que implica que los niveles de energía moleculares se van poblando de acuerdo a
una distribución de Boltzmann. La excitación es subtérmica en ambientes de baja
densidad (n ≪ ncr) donde la temperatura de excitación es menor a la temperatura
cinética. La observación del CO en algunas galaxias sub-mm sugiere una excitación
subtérmica (Hainline et al., 2006; Harris et al., 2010), contrario a la expectativa de
tener un sistema termalizado dadas las extremas tasas de formación estelar y, por
lo tanto, densidades y temperaturas extremas de su medio interestelar (e.g. Gre-
ve et al., 2005). La figura 1.4 muestra el espectro promedio de galaxias sub-mm
obtenido a través de la apilación de 22 espectros observados con ALMA (por sus
siglas en inglés Atacama Large Millimeter Array) con z=2.0-5.7 (Spilker et al., 2014).
La excitación del CO se deriva de la distribución de energía de líneas espectrales
(SLED, por sus siglas en inglés Spectral Line Energy Distribution) o la escalera de
excitación del CO, y nos da una medida de la intensidad relativa de las transicio-
nes rotacionales observadas. La figura 1.5 muestra las SLEDs del CO de diferentes
tipos de galaxias sub-mm normalizadas respecto a la transición CO(1-0) en función
del número cuántico rotacional (Carilli y Walter, 2013). Los quásares (QSO, cua-
drados morados sólidos conectados con líneas) presentan la excitación más alta con
un pico promedio de la SLED a J∼6. Las galaxias sub-mm (círculos negros sólidos
conectados con líneas) son típicamente menos excitadas, tienen en promedio su pico
de la SLED a J∼5 y la mayoría son termalizadas hasta las transiciones CO(2-1) o
CO(3-2). Como referencia se muestra la SLED de la Vía Láctea (línea sólida roja),
M82 (línea sólida verde), y la excitación térmica (línea sólida azul).
Cabe destacar que todas las detecciones de CO a muy grandes corrimientos al
rojo (z>5, Carilli y Walter, 2013), donde la temperatura del CMB es significativa
comparada a las temperaturas típicas del medio interestelar, han sido registradas en
galaxias con tasas de formación estelar muy altas (SFR ∼ 1000 M⊙/año) y con tem-
peraturas del medio interestelar entre 35 y 50 K (al menos un factor 2 más caliente
que el CMB). Por lo tanto en ambientes con temperaturas bajas (TCMB ∼ 11K a
z=3), que son más típicos de galaxias con formación estelar de baja luminosidad,
el CMB afectará la forma de la escalera del CO observada haciendo que el pico de
la SLED se corra hacia valores más altos de J (da Cunha et al., 2013) y las líneas
de J bajas sean muy débiles por lo que se requieren de otros trazadores del medio
interestelar frío y poco denso como [CII ].
1.2.3. Relaciones empíricas para la formación estelar en ga-
laxias
1.2.3.1. Secuencia principal
Se ha observado que las galaxias con masa bariónica mayor a la de la Vía Láctea
son más eficientes en formar estrellas (∼15-20 %, e.g. Moster et al., 2010). También
19
se ha observado que la tasa de formación estelar aumenta en galaxias con mayores
masas estelares y esta relación evoluciona hacia altos z de tal forma que una galaxia
con una masa estelar M∗ fija aumenta su tasa de formación estelar a medida que
aumentaz. La correlación anterior es conocida como secuencia principal (MS por
sus siglas en inglés Main Sequence, Noeske et al., 2007) y la mayoría de las galaxias
la cumplen a bajos y altos z siempre que tengan un modo de formación estelar rela-
jada (en periodos de tiempo ∼108-109 años, Daddi et al., 2008; Tacconi et al., 2013;
Calistro Rivera et al., 2018). Las galaxias inactivas caen típicamente en la región
inferior de la MS (e.g. Wuyts et al., 2011).
El panel superior de la figura 1.6 muestra la evolución hasta z ∼4 de la MS
obtenida por Speagle et al., 2014 mediante el mejor ajuste a las observaciones to-
madas de la literatura (64 galaxias descritas en la sección 2 en Speagle et al., 2014).
Se puede observar un cambio en la pendiente de la MS a medida que aumenta z
y también un cambio de hasta 2 órdenes de magnitud en la SFR dada una masa
estelar fija entre z=4 y z=0.
En el caso de las galaxias que presentan un modo de formación estelar extremo en
escalas de tiempo pequeñas (SFR&500 M⊙/año en periodos de tiempo ≪100×106
años, Greve et al., 2005; Yang et al., 2017), conocidas como galaxias dominadas
por brotes estelares (starbursts), tienden a posicionarse por encima de la MS. El
panel inferior de la figura 1.6 muestra el diagrama SFR-M∗ para una población de
galaxias sub-mm (círculos de colores) seleccionadas a 870µm (densidades de flujo
representadas con los colores de la barra, da Cunha et al., 2015) y en comparación
se muestra la MS obtenida por Speagle et al., 2014 para z=3.5. Sólo un tercio de las
galaxias sub-mm se encuentran por encima de la MS mientras que a z ∼2 aproxi-
madamente la mitad de las fuentes caen por encima de la MS. Otros investigadores
encuentran fracciones menores de galaxias dominadas por brotes estelares sobre la
MS (e.g. Zavala et al., 2018a). Esto sugiere que la población de galaxias sub-mm
es una combinación de dos tipos de galaxias, las que tienen formación estelar de
secuencia principal y las dominadas por brotes estelares.
1.2.3.2. Correlación entre las luminosidades IR-CO
La correlación de luminosidades IR-CO, la cual sugiere que a mayores luminosi-
dades IR (o bien mayores SFR) se tienen mayores luminosidades de CO (J=1-0) (o
bien mayores masas de gas molecular), también es diferente para los dos modos de
formación estelar. La figura 1.7 muestra el diagrama LF IR-LCO(1−0) para diferentes
poblaciones de galaxias (símbolos en tonos de grises para galaxias con z<1 y sím-
bolos de colores para galaxias con z>1, Carilli y Walter, 2013). También se muestra
el mejor ajuste a la población de galaxias MS (línea gris guionada) y a las gala-
xias dominadas por brotes estelares (línea roja guionada). Las galaxias sub-mm, las
radio-galaxias y los quásares con z>1 además de los ULIRGs con 0.2<z<1 dominan
la región de altas luminosidades (LCO(1−0 &1010 K km s−1 pc2 y LF IR &1012 L⊙)
mientras que las galaxias con z<0.2 dominan la región de bajas luminosidades.
20
Figura 1.6: Panel superior: Evolución hasta z ∼4 de la MS obtenida por Speagle et al., 2014 mediante el mejor
ajuste a las observaciones tomadas de la literatura (64 galaxias descritas en la sección 2 en Speagle et al., 2014).
Panel inferior: Diagrama SFR-M∗ para una población de galaxias sub-mm (círculos de colores) seleccionadas a
870µm (densidades de flujo representadas con los colores de la barra) y en comparación se muestra la MS obtenida
por Speagle et al., 2014 para z=3.5 (da Cunha et al., 2015).
21
Figura 1.7: Diagrama LF IR-LCO(1−0) para diferentes poblaciones de galaxias (símbolos en tonos de grises para
galaxias con z<1 y símbolos de colores para galaxias con z>1, Carilli y Walter, 2013). También se muestra el mejor
ajuste a la población de galaxias MS (línea gris guionada) y a las galaxias con brotes estelares (línea roja guionada).
La pendiente de la ley de potencias logarítmica para la población sub-mm es
consistente con la de la población de galaxias locales con altas tasas de formación
estelar, como las ULIRGs, lo que podría sugerir la existencia de una correlación vá-
lida para todo z correspondiente a un modo de formación estelar muy eficiente como
son los brotes estelares. La eficiencia de formación estelar es menor para las galaxias
del tipo MS locales respecto a las galaxias dominadas por brotes estelares, como
se puede ver en la figura 1.7, donde una galaxia MS requiere una mayor masa de
gas molecular que una galaxia dominada por brotes estelares para formar la misma
cantidad de estrellas en un tiempo dado.
1.2.3.3. Correlación entre las luminosidades IR-radio
Otra manera de estudiar la formación estelar en las galaxias sub-mm es explo-
tando la bien establecida correlación entre la radiación IR y la radiación radio (e.g.
Condon, 1992), caracterizada con el parámetro qIR dependiente o no de z (Ivison
et al., 2010a y Helou et al., 1985, respectivamente). Esta correlación ha sido obser-
vada localmente entre la emisión sincrotrón detectada en radio a 1.4 GHz debido a
los remanentes de supernovas y la emisión en el lejano IR generada en las regiones
de formación estelar de alta masa en las galaxias. Yun et al. (2001) encontraron un
valor medio de qIR=2.34±0.72 para galaxias locales con brotes estelares e Ivison
et al. (2010) encontraron un valor medio de qIR=2.40±0.24 para una muestra de
fuentes con z=0-2 seleccionadas a 250µm con SPIRE y con VLA a 1.4GHz.
22
Las galaxias tipo AGN radio fuertes caen fuera de la correlación (e.g. Sopp y
Alexander, 1991). La figura 1.8 muestra la correlación IR-radio para una muestra de
102 quásares identificados espectroscópicamente con z=1-4, observados con SPIRE
(Stacey et al., 2018). En comparación se muestra el valor qIR promedio obtenido
por Ivison et al., 2010b para galaxias con formación estelar (línea amarilla) con su
respectiva desviación (área sombreada que representa 2σ). Los quásares con chorros
(símbolos rojos) caen típicamente encima de la correlación mientras que los quásares
sin chorros y con emisión radio debida a formación estelar (símbolos verdes) caen
cerca de la correlación. Por lo tanto los quásares sin chorros tienen un valor de qIR
más parecido al de galaxias con formación estelar mientras que los quásares con cho-
rros tienen un valor de qIR mucho menor respecto al de las galaxias con formación
estelar. La evolución de la correlación IR-radio todavía está en debate, con varios
trabajos a favor (e.g. Ivison et al., 2010b; Casey et al., 2012; Magnelli et al., 2012)
y otros que encuentran una evolución despreciable (e.g Sargent et al.; Bourne et al.,
2011; Del Moro et al., 2013; Pannella et al., 2015).
Figura 1.8: Correlación IR-radio para una muestra de 102 quásares identificados espectroscópicamente con z=1-
4, observados con SPIRE (Stacey et al., 2018). En comparación se muestra el valor qIR promedio obtenido por
Ivison et al., 2010b para galaxias con formación estelar (línea amarilla) con su respectivo error (área sombreada que
representa 2σ). Los símbolos rojos representan la población de quásares con chorros y los símbolos verdes representan
a los quásares con formación estelar. Los símbolos azules representan a la población de quásares no identificados.
1.3. Caracterización estadística de la poblacion
de galaxias sub-mm
La identificación de fuentes sub-mm puntuales requiere la caracterización del
ruido instrumental (dominantemente gaussiano) y el ruido de confusión (debido a la
gran cantidad de fuentes débiles que se mezclan en un solo haz) del mapa observa-
do. La técnica estadística más eficiente para la caracterización consiste en realizar
23
simulaciones Monte Carlo (e.g. Scott et al., 2008; Smith et al., 2012) para calcular
el nivel de completez de los mapas (probabilidad de detección de una fuente con una
S/N dada), la tasa de falsas detecciones (número de detecciones debidas al ruido)
y la incertidumbre en posición de las fuentes (cambio en la posición de la fuente
debido al ruido).
Por otro lado, la densidad de flujo de una fuente sub-mm robusta (S/N>4) de-
be corregirse por el efecto causado por el ruidode confusión el cual genera una
sobre-estimación de la densidad del flujo (corrección conocida en inglés como flux
deboosting). El factor de corrección se obtiene a través de simulaciones y se estima
en función de la S/N. Una fuente con S/N alta tiene una contribución despreciable
a su densidad de flujo observada del ruido de confusión.
Respecto a las fuentes sub-mm más robustas se puede obtener el conteo de fuen-
tes con una densidad de flujo dada por unidad de área, con el objetivo de identificar
cuáles son las fuentes que dominan el fondo de radiación IR extragaláctico. La figura
1.9 muestra una compilación de los conteos de fuentes en la literatura realizados a
diferentes longitudes de onda sub-mm en unidades euclidianas normalizadas (Casey
et al., 2014). El conteo de fuentes para λ ≤ 500µm es sensible a una población de
galaxias numerosa, muy variada con densidades de flujo que van desde 1 hasta 1000
mJy. Aunque el conteo de fuentes detectadas a λ ≥ 850µm considera a la población
de galaxias 10 veces más débiles que la población detectada a longitudes de onda
más cortas, en cantidad se caracterizan por ser más raras teniendo detecciones por
debajo de 20 mJy.
Figura 1.9: Compilación de los conteos diferenciales de fuentes en la literatura realizados a diferentes longitudes
de onda sub-mm en unidades euclidianas normalizadas (Casey et al., 2014). Cada polígono representa la mediana
con su respectiva dispersión 1σ del conteo de fuentes a distintas longitudes de onda (colores y etiquetas).
Los grandes tamaños de haz de los telescopios de una antena en combinación con
el ruido de confusión generan 2 problemas observacionales. El primero es introducir
24
incertidumbre a los conteos de fuentes y, por lo tanto, al momento de identificar la
población de galaxias responsable por el fondo de radiación IR/sub-mm extragalác-
tico. Por ejemplo, los censos profundos hechos con SCUBA/SCUBA-2, AzTEC y
Herschel (λ ≥ 250µm, (Coppin et al., 2006; Scott et al., 2010; Oliver et al., 2010;
Clements et al., 2010; Zavala et al., 2017) han podido resolver el 5-30 % del fondo
como fuentes individuales. Los censos profundos hechos con Herschel a λ= 100µm
y 160µm han resuelto el 60-75 % (Berta et al., 2011). Aún con la ventaja de tener
mejor resolución a 450µm con SCUBA2 (θ ∼ 7”) y acceso a la población de galaxias
amplificadas por lentes gravitacionales sólo se logró resolver el 50 % del fondo como
fuentes individuales en esta banda (Chen et al., 2013).
Por otro lado, Zavala et al. (2017) resolvieron 60±20 % y 50±20 % del fondo
de radiación a 450 y 850µm, respectivamente, mediante la técnica de apilamiento
de datos sobre identificaciones Spitzer en el campo profundo EGS (por sus siglas
en inglés Extended Groth Strip). El arreglo de telescopios ALMA logró detectar a
1.3mm la población más débil de galaxias, la cual es responsable del 80 % del fondo
(Hatsukade et al., 2013). En comparación, Viero et al. (2013) hicieron un análisis de
apilamiento de datos respecto a 80 000 galaxias seleccionadas en la banda K sobre
diferentes mapas sub-mm. Ellos sugieren haber resuelto 60 % del fondo a 100µm,
80 % a 160µm y 250µm, 70 % a 350µm y 500µm y 45 % a 1100µm. Dado que el 95 %
de las fuentes resueltas son galaxias con formación estelar y 5 % son galaxias inac-
tivas, Viero et al. sugieren que las galaxias que dominan el fondo IR tienen masas
estelares de 109.5−11 M⊙ y que el fondo IR a λ < 200µm es generado por fuentes con
z <1 mientras que el fondo a λ > 200µm es generado a 1<z<2.
Las galaxias sub-mm amplificadas por lentes gravitacionales contribuyen signifi-
cativamente a la región de fuentes brillantes (además de galaxias locales y blazares)
en el conteo de fuentes detectadas a λ ≥ 500µm. Predicciones teóricas sugieren que
todas las galaxias sub-mm muy brillantes a 500µm (con densidades de flujo mayores
a 80 mJy) son amplificadas (Negrello et al., 2007). Esto implica que la región de
fuentes brillantes en el conteo de fuentes, que no sean galaxias locales o blazares, está
conformada exclusivamente por fuentes sub-mm amplificadas. Otra implicación es
que no existen galaxias sub-mm a 500µm con densidades de flujo intrínsecas mayores
a 80mJy (F1100µm & 4mJy). La identificación de galaxias sub-mm amplificadas ha
tenido una eficiencia mayor del 90 % al estudiar la población muy brillante a 500µm
(Negrello et al., 2010, Wardlow et al., 2013) y a 1.4mm (F1.4mm & 60mJy, Vieira
et al., 2010).
El segundo problema observacional es la multiplicidad de contrapartes, o bien,
el número de galaxias que contribuyen a la densidad de flujo de una fuente sub-mm
dada. Pequeñas muestras de galaxias sub-mm fueron observadas con SMA (por sus
siglas en inglés Submillimeter Array, e.g. Younger et al., 2007). Desde que ALMA
entró en operación se pudo hacer el seguimiento de una muestra significativa de la
población sub-mm con alta resolución. Hodge et al. (2013) y Karim et al. (2013)
encontraron que 30-50 % de una muestra de 100 galaxias sub-mm con altos z se ven
afectadas por multiplicidad, y todas las fuentes con F870µm >10mJy son intrínseca-
mente múltiples aunque un componente domine. Por otro lado, existen otros estudios
25
que encuentran la multiplicidad en una proporción menor. Chen et al. (2013) en-
cuentran que ∼12 % de su muestra de 24 galaxias sub-mm seleccionadas a 850µm
con SCUBA2 (F850µm > 3.5 mJy) y observadas con el arreglo de antenas SMA son
múltiples, siendo todas las fuentes con F850µm >9 mJy galaxias individuales.
Otro aspecto importante para poder caracterizar a las galaxias sub-mm es el
ambiente donde evolucionan. Se ha observado que algunas galaxias sub-mm muy
brillates a altos z se encuentran en proto-cúmulos masivos de galaxias (e.g. Pope
et al., 2005; Capak et al., 2011). Los mapas sub-mm de proto-cúmulos muestran una
sobre-densidad numérica respecto a los campos blancos (regiones grandes del cielo
que se espera incluyan una muestra de galaxias representativa del cielo completo) en
regiones . 170kpc (e.g. Pope et al., 2005; Ivison et al., 2013; Zeballos et al., 2018). El
agrupamiento de galaxias sub-mm da información acerca de las masas de los halos de
materia oscura a las cuales los brotes estelares son encontrados frecuentemente, así
como la fracción de galaxias satélite en los halos que hospedan los brotes estelares.
A la fecha, la restricción más estricta de la amplitud del agrupamiento para galaxias
sub-mm es la hecha por Wilkinson et al. (2017). Ellos encuentran que la masa típica
de halo para galaxias sub-mm es de ∼1011 M⊙ para 1<z<2 y Mhalo >1013 M⊙ para
z >2.5. También encuentran evidencia tentativa de una evolución reductiva del halo
(conocido en inglés como downsizing) lo que implica que la actividad de las gala-
xias sub-mm se desplaza hacia halos de materia oscura de menor masa mientras el
Universo envejece. Finalmente, Wilkinson et al. encuentran que las galaxias sub-mm
con z >2 son consistentes con ser las progenitoras de las galaxias elípticas masivas
encontradas en los cúmulos actuales y que otras galaxias con formación estelar tie-
nen el mismo nivel de agrupamiento que las galaxias sub-mm en la misma época.
1.3.1. SEDs típicos
Estudiando a las galaxias IR locales (Sanders y Mirabel, 1996) se encontró que la
temperatura del polvo dependía principalmente de la actividad de formación estelar
la cual calienta el polvo entre 20-60K. Este amplio intervalo de temperaturas genera
una gran variedad de modelos de SEDs para los ULIRGs locales (30-60K) y, por lo
tanto, para los ULIRGs a altos z. Estudios individuales de algunas galaxias sub-mm
han propuesto modelos de SEDs para poder caracterizar a toda la población. A con-
tinuación se presentan las propiedades de 4 de las galaxias sub-mm (LIR ∼ 1012-1013
L⊙) cuyos SEDs han resultado representativos de la población sub-mm por lo que
han sido muy usados en la literatura (e.g. Lapi et al., 2011; González-Nuevo et al.,
2012; Rowan-Robinson et al., 2014; Iglesias-Groth et al., 2017).
La galaxia Arp220 es la galaxia ULIRG más cercana y mejor conocida hastael
momento. Tiene una luminosidad de 1.4 x 1012 L⊙ (Soifer et al. 1987) y se encuentra
a una distancia de 73 Mpc. Es considerada como un prototipo de galaxias ULIRGs
y, por lo tanto, el mejor análogo para las galaxias sub-mm. Se encuentra en una
etapa avanzada de fusión. Se distinguen dos núcleos en el centro separados por ∼
0.4 kpc tanto en el cercano IR (Scoville et al. 1998), milimétrico (Downes y Eckart
2007) como en radio (Mundell et al. 2001). Es rica en gas molecular (∼ 9 x 109 M⊙,
26
Scoville et al. 1997), el cual se encuentra concentrado en el centro en un anillo de
750pc. En esta región central se encuentra un brote de formación estelar, altamen-
te oscurecido, de 1 x 107 años que domina la luminosidad en la banda K con una
contribución importante (del 26-44 %) de la población vieja de estrellas (≥ 1 x 109
años, Engel et al. 2011).
La galaxia Cosmic Eyelash o SMM J2135-0102 (ver figura 1.10) fue identifi-
cada fortuitamente por Swinbank et al. 2010 al observar el cúmulo de galaxias
MACSJ2135-010217 (z = 0.325) con una densidad de flujo a 870 µm de 106 mJy. Se
determinó el corrimiento al rojo de Cosmic Eyelash, que es de z = 2.33, por medio
de líneas de emisión de CO y se espera que esté magnificada por el cúmulo por un
factor de 32. Una vez corregida por la magnificación, la fuente tiene una luminosidad
IR consistente con una galaxia tipo ULIRG (2.3×1012 L⊙) con una tasa de forma-
ción estelar alrededor de 400 M⊙ por año y una masa de polvo frío de 4×108 M⊙ (la
masa del polvo tibio es de 1×106 M⊙, Ivison et al., 2010c). Ivison et al. sugiere que
la galaxia contiene brotes de formación estelar a escala de kiloparsecs distribuidos
sobre un disco grande, a diferencia de los ULIRGs locales que tienen sus brotes de
formación estelar en el núcleo. Los mapas de velocidad de CO (Swinbank et al. 2011)
muestran que la galaxia tiene un disco con una velocidad de rotación de 320 ± 25
km/s. El disco tiene una masa dinámica de (6.0 ± 0.5)x1010 M⊙ en un radio de
2.5 kpc. La emisión 13CO que proviene de las regiones ópticamente delgadas de la
galaxia (Danielson et al. 2013) sugieren una masa total de gas de ∼ 1.5 x 1010 M⊙ y
la conversión de CO a la masa de H2 es αCO ∼ 0.9, consistente con galaxias sub-mm
brillantes a z ∼2.
La galaxia G15.141 o H-ATLAS J142413.9+022304 es una de las fuentes más
brillantes detectadas por el censo H-ATLAS (Cox et al., 2011). Su corrimiento al
rojo espectroscópico de z = 4.24 fue obtenido a través de la detección de líneas in-
tensas de emisión de CO con PdBI (por sus siglas en francés/inglés Plateau de Bure
interferometer). El ancho (∼ 800 km/s) y la asimetría en los perfiles de las líneas
de CO indican la presencia de un disco o de una fusión. Tiene una luminosidad
intrínseca de (2.1 ± 0.2) x 1013 L⊙ y una tasa de formación estelar de 3000 ± 300
M⊙/año (valores corregidos por un factor de magnificación µ = 4.1 ± 0.2, Bussmann
et al. 2012). Tiene una masa de polvo de ∼ 2 x 109 M⊙ y una masa de gas de (8 ±
4) x 1010 M⊙. Esto indica que la galaxia G15.141 alberga una reserva masiva de gas
molecular que está abasteciendo un periodo intenso pero corto (∼ 10-30 x 106 años)
de formación estelar (Bussmann et al. 2012).
La distribución espectral de energía promedio fue obtenida por Michalowski et al.
2010 a partir de una librería de 35 000 SEDs modelados por Iglesias-Páramo et al.
2007 con GRASIL que ajustan simultáneamente la fotometría desde el UV hasta el
radio de 76 galaxias sub-mm (S850 & 3 mJy), las cuales tienen corrimientos al rojo
espectroscópicos desde 0.080 hasta 3.623 y están detectadas en radio. La librería de
SEDs de Iglesias-Páramo et al. 2007 cubre un gran rango de propiedades de galaxias
tanto inactivas como con brotes intensos de formación estelar. Las SEDs que mejor
ajustan a las galaxias sub-mm implican altas tasas de formación estelar (〈SFR〉 ∼
713 M⊙/año) y, por lo tanto, intensos brotes de formación estelar de baja duración
27
que están ocultados por polvo. Considerando las altas masas estelares de las galaxias
sub-mm (11.57 log M⊙), Iglesias-Páramo et al. 2007 concluyen que estas masas se
formaron por, al menos, dos brotes estelares intensos (>100 M⊙/año) o bien, por
una formación estelar continua durante un periodo de 2 a 3 x 109 años en varias
galaxias pequeñas que eventualmente se fundieron. En la figura 1.10 se muestra la
forma de esta distribución en comparación con las otras 3 SEDs mencionadas ante-
riormente.
Figura 1.10: Distribuciones espectrales de energía de algunas galaxias sub-mm típicas. La línea sólida verde
representa la SED promedio obtenida por Michalowski et al. (2010). Las 3 SEDs restantes fueron modeladas de
acuerdo a Dunne y Eales (2001) como la suma de dos cuerpos negros modificados, representativos de un componente
de polvo frío (Tc) y otro componente de polvo tibio (Tw). La línea punteada de color azul representa a la galaxia
Cosmic Eyelash con Tc = 30 k y Tw = 60 k (Ivison et al. 2010c). La línea sólida de color negra representa a la
galaxia Arp220 con Tc = 18 k y Tw = 48 k (Dunne y Eales 2001). La línea con guiones de color rojo representa a
la galaxia G15.141 con Tc = 32 k y Tw = 60 k (Lapi et al. 2011).
1.3.2. Análisis multifrecuencia de las galaxias sub-mm
Los diferentes procesos físicos que ocurren en una galaxia pueden ser resaltados
dependiendo de la banda que elijamos para observar. Sabemos que las observacio-
nes en las bandas sub-mm son sensibles al polvo frío (Tprom <30-40K, Casey et al.,
2014), uno de los principales ingredientes de la formación estelar. La observación
del continuo en radio nos brinda información de los procesos térmicos y no térmicos
asociados al nacimiento y muerte de estrellas masivas jóvenes en las galaxias, res-
pectivamente (ver reseña por Condon, 1992). La observación en el cercano IR nos
da información de la distribución de masa de las galaxias (e.g. Möllenhoff y Heidt,
2001), mientras que la radiación en el mediano IR a 24 µm nos brinda información
tanto del polvo que está en el toro alrededor del núcleo de las galaxias activas (e.g.
Fritz et al., 2006) como del polvo tibio debido a la actividad de formación estelar
(e.g. Calzetti et al., 2007). Esto significa que el estudio multifrecuencia de las gala-
xias sub-mm es necesario para la correcta interpretación de esta población.
28
Una forma eficiente para identificar galaxias sub-mm es a través de la búsqueda
de sus contrapartes en bandas radio, dada la correlación IR-radio. La ventaja de este
método es que las fuentes radio son mucho más raras que las galaxias ópticamente
brillantes (e.g. Ivison et al., 2007). Es decir, mientras que una decena de galaxias
ópticamente brillantes pueden ser visibles dentro de un haz sub-mm, es raro encon-
trar más de una fuente radio brillante, esto es, se espera que menos del 10 % de las
galaxias sub-mm tengan dos contrapartes radio robustas (Ivison et al., 2007; Chapin
et al., 2009; Yun et al., 2012). Por otro lado, la precisión en la posición de las fuentes
radio es mucho mejor respecto a las fuentes sub-mm, lo que ayuda a identificarlas a
otras longitudes de onda.
Para saber si una fuente radio/IR medio se puede asociar a una fuente sub-mm
se suele ocupar el método propuesto por Downes et al. (1986), el cual analiza la
estadística de Poisson (Pstat) para cuantificar la probabilidad de que una fuente
radio/IR caiga dentro de una distancia θ respecto a la fuente sub-mm y está dada
por:
P (θ) = 1 − e−nπθ2 (1.4)
donde n es la densidad de fuentes radio/IR promedio. Se considera una asociación
robusta si Pstat ≤0.05 lo que significa que hay una probabilidad menor o igual al
5 % de que la contraparte encontrada dentro de la distancia θ sea una asociación
fortuita. Las contrapartes tentativas tienen 0.1 ≥ Pstat >0.05.
Teniendo posiciones precisas debido a las contrapartes radio, se puede hacer
un seguimiento espectroscópico de las fuentes sub-mm para lograr su caracteriza-
ción. Chapman et al. (2005) obtuvieron corrimientos al rojo espectroscópicos de 73
galaxias SCUBA a 850 µm (θ ∼ 14.5”), através de sus contrapartes en radio (pro-
fundidad en radio entre 4 y 10 µJy a 1σ) las cuales tenían una incertidumbre en
posición típica de ∼1”. La distribución de corrimientos al rojo resultante para esta
población pica en z ∼2.2.
Sin embargo, una gran cantidad de galaxias sub-mm no tienen contrapartes radio.
Chapman et al. (2003) estudiaron cómo la población de fuentes radio se relaciona
con la población SCUBA seleccionada a 850µm. Encontró que sólo un 66 % de las
galaxias sub-mm (f850 >5mJy) tienen contrapartes radio brillantes (f1.4GHz>30µJy).
Yun et al. (2012) obtuvieron que 13 de 48 (27 %) fuentes observadas con AzTEC
en ASTE a 1.1mm en el campo profundo GOODS-S (f1.1mm>1.8mJy), tienen con-
traparte robusta en radio (f1.4>32µJy). A diferencia de las observaciones en bandas
sub-mm, las observaciones en radio tienen una corrección k positiva a altos corri-
mientos al rojo, por lo tanto, las galaxias con z ≥3.5 son muy difíciles de detectar
en bandas radio. Esto podría implicar que algunas fuentes sub-mm que no tienen
contrapartes radio puedan estar a altos corrimientos al rojo.
Debido a las líneas de emisión y absorción de los PAHs y silicatos en el mediano
IR generadas por formación estelar, los espectros son muy variados y los límites
de detección son irregulares para z ≤4, además de tener una corrección k positiva
29
para z >4. Sin embargo, la correlación observada entre la emisión IR lejana y la
emisión en el mediano IR a 24µm es razón suficiente para que esta última se ocu-
pe para complementar la identificación de la población sub-mm en conjunto con la
emisión radio (e.g. Roseboom et al., 2012). La distribución de corrimientos al rojo
para galaxias seleccionadas a 24µm (F24µm ≥ 300µJy) sugiere que la gran mayoría
de estas fuentes tiene z <1 (máximo a z ∼0.3), con una cola de la distribución
que se extiende hasta z ∼4.5 (Desai et al., 2008; Fiolet et al., 2010). Incluída en la
misma distribución existe una sub-población de galaxias a z ∼2 llamadas Galaxias
oscurecidas por polvo (DOGs, por sus siglas en inglés Dust Obscured Galaxies) las
cuales presentan una alta contribución de AGNs (∼50 %) a la luminosidad IR (Desai
et al., 2008; Dey et al., 2008). Teniendo posiciones más precisas (a escalas de 1-2”)
gracias a la información radio-24µm se pueden obtener las contrapartes ópticas o en
el cercano IR (e.g. Wiklind et al., 2014), las cuales tienen una densidad numérica
más alta que las contrapartes radio o 24µm.
1.3.3. Corrimientos al rojo de la población sub-mm
El incremento de censos extragalácticos profundos a diferentes longitudes de on-
da ha provocado la explotación de la técnica de corrimientos al rojo fotométricos
(determinados a través de ajustes respecto a SEDs modelos) para la identificación
de la población sub-mm. Aunque la técnica de corrimientos al rojo espectroscópi-
cos milimétricos (determinados a través de la detección de líneas de emisión de gas
molecular) es la más confiable es observacionalmente más cara que la obtención de
corrimientos al rojo fotométricos. La incertidumbre de los corrimientos al rojo foto-
métricos es alta (∆z∼0.3-0.5, Aretxaga et al., 2005) debido a la fuerte dependencia
de la técnica a la forma de la SED, por lo tanto sólo ayudan a distinguir a las mejores
candidatas, respecto a algún criterio, para el seguimiento espectroscópico y también
a proponer una solución única en presencia de una sola línea.
Se han encontrado diferentes distribuciones de corrimientos al rojo para la pobla-
ción de galaxias sub-mm dependiendo de la longitud de onda a la cual fue observada.
La primera distribución fue construida con ∼100 galaxias seleccionadas a 850µm y
a 1.25mm, identificando a cada fuente sub-mm mediante las técnicas de corrimien-
tos al rojo fotométricos basadas en simulaciones Monte Carlo o bien en la selección
por colores BLAST (o SPIRE) introducidas por Hughes et al. (2002) y Aretxaga
et al. (2003). Aretxaga et al. (2007) aplicaron esta técnica al campo SHADES (por
sus siglas en inglés Submillimetre Common-User Bolometer Array (SCUBA) Half
Degree Survey) para obtener la distribución de corrimientos al rojo fotométricos a
850µm considerando la fotometría individual radio-IR lejano. Obtuvieron el pico de
la distribución a z ∼2.4 con el 50 % de la población entre 1.8≤ z ≤3.1.
Tiempo después, los censos realizados con Herschel a 250, 350 y 500µm logra-
ron detectar miles de galaxias brillantes (&20 mJy), siendo sensibles a la población
afectada por lentes gravitacionales. Amblard et al. (2010) aplicaron la técnica de
corrimientos al rojo fotométricos usando los colores SPIRE de fuentes H-ATLAS
y la mediana resultante de esta distribución fue de z=2.2±0.6. Por otro lado, Ca-
30
sey et al. (2012) realizó un seguimiento espectroscópico en el óptico de más de 700
fuentes HeRMES obteniendo un pico de la distribución a z=0.85 y una cola que se
extiende hasta z=5.
La distribución de corrimientos al rojo espectroscópicos para galaxias seleccio-
nadas a 850µm con SCUBA que tienen contrapartes radio (Chapman et al., 2005)
tiene su mediana a z ∼2.2, sin embargo la distribución presenta dos efectos de se-
lección: 1) las galaxias débiles con altos z son difíciles de detectar en bandas radio
debido a la corrección k positiva y 2) la ausencia de fuentes con 1.2<z<1.9 por los
límites de detección del espectrografo. Wardlow et al. (2011) realizó un analisis de
contrapartes ópticas/NIR a las galaxias seleccionadas a 870µm (F870µm > 4mJy)
con LABOCA (por sus siglas en inglés Large APEX BOlometer CAmera, Siringo
et al., 2009) de la cual obtuvo una distribución de corrimientos al rojo fotométricos
con una mediana a z ∼2.5 y una cola larga hacia grandes z, aún considerando la
corrección posterior por multiplicidad (Simpson et al., 2014). Recientemente con
SCUBA-2 se han obtenido diferentes distribuciones para las galaxias seleccionadas
a 450 y 850µm. Roseboom et al. (2013) obtuvieron un pico ancho de la distribución
de z fotométricos a 450µm con la mediana a z ∼1.4. Zavala et al. (2017) calcularon
la distribución de z respecto al CIB que recuperaron a través de la técnica de api-
lamiento de datos. Encontraron que el pico de la distribución a 450µm está a z ∼1
y el de 850µm a z ∼2. Smith et al. (2017) ocupó corrimientos al rojo fotométricos
ópticos/NIR de 761 galaxias seleccionadas a 850µm obteniendo una mediana de la
distribución a z=2.05 teniendo las galaxias más brillantes a los corrimientos al rojo
más altos (z ∼3) y una cola larga (z >3) que incluye el 18 % de la población, esto
último consistente con los resultados de Wardlow et al..
Michalowski et al. (2017) hicieron un análisis multifrecuencia muy extenso para
la identificación de ∼2000 fuentes seleccionadas a 850µm con SCUBA-2 (F850µm ≥ 4
mJy), ocupando información óptica, NIR, MIR y radio. Obtuvieron corrimientos al
rojo fotométricos ópticos/NIR y sub-mm basados en la fotometría SPIRE, AzTEC
y SCUBA-2. De esta manera, obtuvieron la mediana de su distribución a z=2.4.
Michalowski et al. sugieren que su población de galaxias está dominada por galaxias
de secuencia principal con z ≤6, lo que implicaría que el mecanismo dominante de
formación de las galaxias sub-mm no es a través de grandes fusiones entre galaxias.
La población de galaxias sub-mm seleccionada a 1.1mm con AzTEC tiene una
distribución de corrimientos al rojo fotométricos y espectroscópicos con una media-
na a z=2.7 (Chapin et al., 2009). Por otro lado, Yun et al. (2012) hizo un análisis
de contrapartes ópticas/NIR obteniendo dos distribuciones de corrimientos al rojo
fotométricos/espectroscópicos: la primera para la población sub-mm con una me-
diana a z=2.6 y la segunda para la población óptica/NIR con la misma mediana.
Ambos resultados son consistentes con la mediana de Chapin et al. (2009). Además
Yun et al. parametrizó la distribución de corrimientos al rojo a 1.1mm como una
distribución log-normal de la forma:
f(z) =
1
(1 + z)σ
√
2π
exp

 − [ln(1 + z) − ln(1 + zµ)]
2
2σ2

 (1.5)
31
con una mediana zµ=2.6 y con una dispersiónσ=0.2 en ln(1 + z). La forma de la
mayoría de las distribuciones pueden ser modeladas con la ecuación 1.5 considerando
los valores de mediana y desviación estándar respectivos de la población sub-mm a
estudiar.
Smolčić et al. (2012) hicieron un seguimiento interferométrico de 17 fuentes Az-
TEC a 1.1mm en el campo COSMOS y un análisis de contrapartes ópticas/NIR para
la identificación, encontrando la mediana de la distribución a z=3.1. La figura 1.11
(Casey et al., 2014) muestra la compilación de todas las distribuciones mencionadas
anteriormente en comparación con la ecuación 1.5. Todas las distribuciones mues-
tran una cola que se extiende hacia los corrimientos al rojo más altos (z ≤6). Zavala
et al. (2015) demostraron mediante simulaciones que las distribuciones de corrimien-
tos al rojo obtenidas en la literatura a diferentes longitudes de onda provienen de
la misma población de galaxias atribuyendo las diferencias a la profundidad de los
censos, la selección de la longitud de onda, resolución angular y principalmente a la
temperatura del polvo a la cual se es sensible dependiendo de la banda de observa-
ción.
Figura 1.11: Compilación de todas las distribuciones de corrimientos al rojo obtenidas para la población seleccio-
nada a 1.1mm con AzTEC que existen en la literatura (Casey et al., 2014) y que fueron mencionadas en la sección
1.3.3. La línea verde sólida representa la ecuación 1.5.
1.4. Predicciones teóricas de la poblacion de ga-
laxias sub-mm
El escenario cosmológico estándar de formación de estructura ΛCDM (por sus
siglas en inglés lambda cold dark matter) propone que las fluctuaciones primordiales
de densidad crecen por inestabilidades gravitacionales generadas por materia oscura
fría (Peebles, 1982) y la energía oscura tiene la forma de la constante cosmológica Λ
de acuerdo a las ecuaciones de la relatividad general. En este contexto cosmológico
las galaxias se forman de manera jerárquica, es decir, halos de baja masa colapsan
32
y se fusionan para formar sistemas cada vez más grandes a través del tiempo (Blu-
menthal et al., 1984). La materia bariónica sigue la dinámica impuesta por la materia
oscura hasta que aparecen los procesos radiativos, hidrodinámicos y de formación
estelar (White y Rees, 1978). La materia oscura puede ser modelada de manera muy
precisa a través de simulaciones numéricas de N-cuerpos (e.g. Springel et al., 2005).
La materia bariónica es más compleja de modelar debido al poco entendimiento de
muchos procesos físicos como la transformación del gas molecular en estrellas, la
formación de galaxias de disco o esferoidales, el efecto de la energía inyectada por
estrellas, supernovas y agujeros negros supermasivos a sus entornos para regular la
formación estelar, entre otros.
Las simulaciones de materia oscura han demostrado que el modelo ΛCDM es ex-
tremadamente exitoso al explicar y reproducir las observaciones en escalas de unos
cuantos kpc (e.g. Primack, 2005). Por lo tanto es el escenario cosmológico más ro-
busto sobre el cual se construyen los diferentes modelos de formación y evolución de
las galaxias. Estos últimos están categorizados de 3 maneras:
1) modelos semianalíticos (e.g. Baugh et al., 1996; Lagos et al., 2013). Estos
combinan simulaciones numéricas que modelan la evolución cósmica de los halos
de materia oscura con aproximaciones analíticas para modelar la morfología y las
interacciones entre las partículas bariónicas de las galaxias (enfriamiento del gas,
realimentación por evolución estelar y AGNs, formación estelar del gas molecular
y enriquecimiento químico del medio interestelar). Los modelos de galaxias pueden
ser intercambiados por modelos de SEDs observados (e.g. Somerville et al., 2012).
Funcionan a escalas de galaxias.
2) simulaciones hidrodinámicas cosmológicas (e.g. Springel, 2005; Kim et al.,
2014). La diferencia con los modelos semianalíticos es que, en lugar de asignar mo-
delos analíticos a las propiedades físicas de las galaxias, se hacen simulaciones hi-
drodinámicas de la evolución de los componentes bariónicos de las galaxias lo que
hace más costosos estos modelos, teniendo acceso a escalas . 5kpc.
3) Modelos idealizados (e.g Hayward et al., 2013). Las simulaciones hidrodinámi-
cas para la evolución bariónica de las galaxias son inicializadas con condiciones idea-
lizadas (e.g. fusión entre dos galaxias de disco) permitiendo resoluciones < 100pc.
Una de las observables más importantes para reproducir por los modelos es el
conteo diferencial de fuentes a 850µm. El modelo semianalítico desarrollado por
Baugh et al. (2005) ocupó una función inicial de masa más sesgada hacia estrellas
masivas para modelar los brotes estelares activados por fusiones de galaxias siendo
las fusiones el único mecanismo de formación para las galaxias sub-mm. De esta
manera predijo un conteo de fuentes que está de acuerdo con las observaciones. Por
otro lado, Shimizu et al. (2012) realizaron simulaciones hidrodinámicas en las que
incluyeron emisión de cuerpo negro modificado para el SED. Ellos también pudie-
ron reproducir el conteo de fuentes observado, además de predecir una masa estelar
∼1011-1012.4 M⊙ para todas las galaxias sub-mm con F850µm >1mJy. Algunos mo-
delos idealizados también han logrado reproducir el conteo de fuentes a 850µm, por
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ejemplo, Hayward et al. (2013) hicieron simulaciones de galaxias de disco idealizadas
y de fusiones de galaxias considerando diferentes masas de las galaxias y órbitas para
las fusiones, así como funciones de masa estelar. Ellos encuentran que sólo pueden
reproducir el conteo observado de fuentes a 850µm si la población de galaxias sub-
mm está formada por brotes de formación estelar inducidos por fusiones de galaxias
pero además por galaxias sin interacción y por pares de galaxias que estaban física-
mente asociadas. También predijeron que la multiplicidad de las galaxias sub-mm
contribuye de manera significativa al conteo de fuentes.
Existen otras predicciones de observables que ponen a prueba a los diferentes
modelos. Por ejemplo, a z=2 se espera que las galaxias sub-mm tengan SFR típi-
cos >160 M⊙/año (Hayward et al., 2013) aunque podrían tener un límite superior
de 570 M⊙/año (Davé et al., 2010) y hasta 1950 M⊙/año (Shimizu et al., 2012).
El modelo idealizado de Chakrabarti et al. (2008) predice SFR de hasta 3000-4000
M⊙/año correspondientes a las galaxias sub-mm más brillantes de su simulación
(S850µm ∼4mJy) que tienen masas estelares M∗=9.4×1011 M⊙. Chakrabarti et al.
sugieren que la mayoría de las galaxias sub-mm con S850µm &5mJy deberían tener
M∗ >1012 M⊙. También a z=2 se espera una fracción de gas molecular en las ga-
laxias sub-mm desde 0.2-0.3 (Davé et al., 2010; Fontanot et al., 2007) hasta >0.75
(González et al., 2011; Shimizu et al., 2012). Respecto a su formación, hay modelos
que predicen que las galaxias sub-mm se originan principalmente por fusiones de ga-
laxias (>50 % con F850µm >5mJy, Dekel et al., 2009; González et al., 2011) mientras
que para otros modelos las fusiones de galaxias no son el mecanismo dominante de
formación (Davé et al., 2010; Hayward et al., 2013).
En el modelo cosmológico de formación jerárquica de las galaxias ΛCDM las fu-
siones de galaxias son un ingrediente natural y crucial. Los modelos semianalíticos
predicen que la formación estelar del tipo brote hace una pequeña contribución a la
densidad de la tasa de formación estelar global a cualquier época (e.g. Baugh et al.,
2005; Somerville et al., 2008) lo cual está de acuerdo con las observaciones (e.g. Ro-
dighiero et al., 2011; Schreiber et al., 2015) y con las simulaciones hidrodinámicas
(e.g. Kereš et al., 2005). Sin embargo, los brotes activados por fusiones son impor-
tantes para producir ciertas poblaciones como las galaxias tipo ULIRG y las galaxias
sub-mm, lo cual está de acuerdo con las observaciones (e.g. Sanders y Mirabel, 1996).
1.5. Objetivos de la tesis
Dada la generosidad de las predicciones es importante distinguir cuáles obser-
vables son clave para restringir los modelos.