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La formación de galaxias en la primera mitad de la época de reionización

Antecedentes

El Telescopio Espacial James Webb (JWST) ha encontrado más de un centenar de galaxias candidatas a corrimientos al rojo z > 8, cuando el Universo tenía menos de unos 600 millones de años, y ha confirmado espectroscópicamente algunas de ellas hasta z ≈ 14. El extremo brillante de su función de luminosidad ultravioleta evoluciona sorprendentemente poco con el corrimiento al rojo (Harikane et al. 2022), lo que implica que las galaxias masivas crecieron de forma muy eficiente en poco tiempo. Esto impone una restricción estricta a los modelos de formación de estructuras cósmicas.

Para entender qué impulsa este crecimiento tan rápido, necesitamos espectroscopía que responda dos preguntas:

• ¿Qué tan comunes eran las galaxias brillantes y masivas al inicio de la época de reionización (su densidad numérica)?
• ¿Qué condiciones físicas controlan su crecimiento (metalicidad, estado de ionización y densidad del gas)?

Líneas de emisión nebular en el infrarrojo lejano

La línea de estructura fina del oxígeno doblemente ionizado en el infrarrojo lejano, [O III] 88 µm, fue propuesta como un trazador poderoso para determinar el corrimiento al rojo de las galaxias más lejanas (Inoue et al. 2014). Las observaciones de esta línea con ALMA revelaron cocientes [O III]/[C II] extremadamente altos, que indican que estas galaxias jóvenes están llenas de gas altamente ionizado (Inoue et al. 2016), y mantuvieron hasta 2022 el récord del corrimiento al rojo espectroscópico más lejano obtenido con ALMA (Hashimoto et al. 2018). Incluso en la era del JWST, a z > 9 la línea [O III] 88 µm es tan detectable como las líneas del ultravioleta en reposo observadas con JWST/NIRSpec.

Sin embargo, ALMA, ubicado en el hemisferio sur, no puede observar fácilmente los campos de alta declinación. Muchas galaxias brillantes a z > 8 halladas en campos profundos del norte, como GOODS-North y CEERS, aún no se han estudiado en las líneas del infrarrojo lejano (figura 1).

Figura 1. Magnitud absoluta ultravioleta frente al corrimiento al rojo espectroscópico de galaxias a z > 6. Los círculos verdes y azules son galaxias con y sin detección de ALMA; las cruces rojas son galaxias en campos del norte. Adaptada de Harikane et al. 2025, ApJ, 980, 138 (código de colores de M. Hagimoto).

Objetivos científicos principales

Con FINER en el LMT de 50 m en México (latitud 19°N), buscamos:

• identificar espectroscópicamente, mediante [O III] 88 µm y [C II] 158 µm, galaxias brillantes a z ≈ 8–15 en el cielo norte, incluidas galaxias confirmadas por el JWST y candidatas fotométricas de cartografiados de gran área como Euclid y Roman;
• detectar la línea [O III] 88 µm de una galaxia brillante con ruptura de Lyman en una sola noche de observación;
• medir la densidad numérica de galaxias brillantes en la primera mitad de la época de reionización y diagnosticar su medio interestelar.

Las ventajas de FINER

Una incertidumbre típica del corrimiento al rojo fotométrico de Δz ≈ 1 a z ≈ 10 exige una cobertura espectral de más de 30 GHz para encontrar la línea. FINER cubre unos 38 GHz con una sola sintonización, mientras que el ALMA actual necesita cuatro o más sintonizaciones para el mismo intervalo (figura 2). Junto con el 40% del área colectora de ALMA y un sitio a gran altitud (4,600 m), esto ofrece la capacidad de barrido espectral más sensible entre los telescopios milimétricos y submilimétricos del hemisferio norte (figura 3).

Figura 2. La línea [O III] 88 µm de la galaxia MACS0416_Y1 a z = 8.31 se encontró tras cuatro sintonizaciones de ALMA (Tamura et al. 2019). Las barras naranjas muestran el intervalo de frecuencias que FINER cubre en una sola sintonización (19 GHz × 2 bandas laterales).

Figura 3. Densidades de flujo esperadas de [O III] 88 µm y [C II] 158 µm de una galaxia brillante con ruptura de Lyman (M_UV = −21.5) a z = 8–15, comparadas con la densidad de flujo mínima detectable a 5σ por el LMT-FINER en 10 horas (gris). El recuadro compara los anchos de banda de FI instantáneos de FINER y del ALMA actual (Tamura et al. 2024).

Otros casos científicos

FINER también ofrece capacidades únicas para una amplia gama de estudios, entre ellos:

• el Sistema Solar (atmósferas planetarias y cometas),
• el medio interestelar y la astroquímica,
• la formación estelar,
• las galaxias cercanas,
• las galaxias lejanas con formación estelar oscurecida por polvo, incluido el seguimiento espectroscópico de galaxias detectadas con TolTEC.

Consulte la propuesta de FINER (PDF, en inglés) para más detalles.