Major mergers at z ~ 4.8

Abstract

En esta tesis presentaré un estudio extendido de cuásares a alto redshift, que han sido ob- servados con el Atacama Large Millimeter Array (ALMA). Buscamos compañeros cercanos a nuestros cuásares en [C ii] λ157.74 μm y en el continuo para galaxias compa∼neras, las cuáles creemos que funcionarán como una reserva común de gas para alimentar tanto formación es- telar como crecimiento de agujeros negros supermasivos. En el primer capı́tulo introduciré brevemente los conceptos básicos y motivaciones tras esta tesis. En el segundo capı́tulo, hablaré de la selección de muestras y observaciones previas de los cuásares presentados en esta tesis. Observaciones con ALMA se han realizado usando la lı́nea de [C ii] λ157.74 μm y el continuo cercano. Esto permite la detección de galaxias submilimétricas acompañantes, las que son confirmadas haciéndolas coincidir con el redshift del cuásar. Se observa que cinco de dieciocho Núcleos Activos de Galaxias (AGN) tienen compañeros cercanos, lo que corresponde a un ∼ 28% de la muestra. Para ningún AGN observamos más de un compañero. En el tercer capı́tulo, comenzamos el análisis de la lı́nea de [C ii] y el continuo. Debido a que ALMA no entrega cubos de datos, es posible utilizar la distribución de velocidad en la lı́nea de visión (LOSVD) para construir mapas de velocidad de las galaxias huésped y SMGs. Con estos mapas de velocidad describimos la morfologı́a y cinemática de las galaxias huésped. Utilizando el continuo construimos una posible distribución espectral de energı́a (SED) para las galaxias huésped, a partir de la cual es posible calcular las tasas de formación estelar (SFRs). Los huéspedes del cuásar tienen un razon SFR de ∼ 90 − 3200 M∗ yr −1 , mientras que los compañeros forman 69 − 542 M∗ yr −1 . Una vez que la luminosidad de SF es calculada, es posible compararla con las luminosidades bolométricas de nuestros cuásares, comparando el crecimiento de las AGN y galaxias huésped con la relación L AGN vs. L SF que se encuentra en la literatura. En el cuarto captı́tulo es posible utilizar las mediciones previamente mencionadas, junto con las propiedades de las galaxias huésped para calcular las masas dinḿicas de polvo y gas de las galaxias huésped de AGN y compañeras SMGs. Asumiendo f gas = M gas /M dyn = 0.6 derivamos un estimado para la masa estelar M∗ = 0.4 M_dyn , y de esta forma comparamos los objetos observados con la secuencia principal (MS) de galaxias a alto redshift. En este capt́itulo explico que los objetos detectados se ubican sobre la posición esperada en la MS. Finalmente, en el quinto capı́tulo, detallo como es posible predecir el crecimiento de AGN y galaxias huésped utilizando masas estelares (M∗ ) y SFRs derivadas, junto con las masas de agujeros negros y tasas de acreción derivados en Trakhtenbrot et al. (2011). Los resultados indican que si bien los SMBHs crecerán hasta tener masas mayores o igual que la masa media de SMBHs locales, la razón M BH /M∗ será menor a las razones observadas localmente. Al final de este capı́tulo intentamos explicar en detalle un escenario de merger presentado en los datos.