A $z \sim$ 6.2 Quasar on the Local M$_{\rm BH}$-$\sigma_{\rm \ast}$ Relation Quenching Its Host Galaxy from the Aether Survey

Résumé technique : Un quasar à $z \sim 6,2$ sur la relation locale $M_{BH}–\sigma_*$ éteignant sa galaxie hôte issu du relevé Aether

Problématique et motivation
La coévolution des trous noirs supermassifs (SMBH) et de leurs galaxies hôtes est mise en évidence dans l'univers local par des corrélations étroites entre la masse du trou noir ($M_{BH}$) et les propriétés de la galaxie hôte, spécifiquement la dispersion de vitesse stellaire ($\sigma_*$) et la masse stellaire ($M_*$). Cependant, l'époque et les mécanismes par lesquels ces corrélations sont établies restent des questions ouvertes, particulièrement dans l'univers primordial ($z > 6$). Bien que des quasars possédant des SMBH de $\sim 10^9 - 10^{10} M_\odot$ existent au cours du premier milliard d'années après le Big Bang, mesurer $\sigma_*$ dans leurs galaxies hôtes peu lumineuses est extrêmement difficile en raison de l'éclat écrasant du quasar. Des études précédentes utilisant la cinématique du gaz (par exemple, [C II]) ou de la spectroscopie à plus faible résolution ont donné des résultats contradictoires, suggérant souvent des trous noirs surmassifs par rapport aux relations locales, bien que certaines études récentes de JWST laissent entendre que certains objets à haut $z$ peuvent déjà s'aligner sur les relations d'échelle locales. De plus, le mécanisme pilotant l'extinction rapide de la formation stellaire — potentiellement le feedback du quasar — nécessite une preuve directe spatialement résolue.

Méthodologie
Cette étude présente de nouvelles observations par l'Unité de Champ Intégré (IFU) de JWST/NIRSpec du quasar J1512+4422 à $z \simeq 6,18$, obtenues dans le cadre du relevé Aether (Program ID 5645). Les observations ont utilisé la configuration de réseau/filtre G395H/F290LP, fournissant une couverture de longueur d'onde de $\sim 2,87–5,14 \, \mu\text{m}$ avec un pouvoir de résolution de $\lambda/\Delta\lambda \simeq 2700$ ($\sim 130 \, \text{km s}^{-1}$).

L'analyse a impliqué plusieurs étapes clés :

1. Réduction des données : Les données de l'IFU ont été traitées avec le pipeline de calibration scientifique de JWST (v1.14.0) avec des scripts personnalisés pour la soustraction du bruit, la reprojection conservant le flux et l'élimination des valeurs aberrantes.
2. Ajustement spectral nucléaire : Le spectre nucléaire a été extrait d'une ouverture de $0,1''$ et modélisé à l'aide de BADASS. Le modèle comprenait un continuum de loi de puissance de quasar, des modèles de Fe II, un continuum stellaire et des raies d'émission. Crucialement, la pente du continuum du quasar a été contrainte indépendamment par la décomposition d'image GALFIT des données de l'IFU pour lever les dégénérescences avec le continuum stellaire.
3. Cinématique stellaire : La dispersion de vitesse stellaire ($\sigma_*$) a été dérivée en ajustant les raies d'absorption stellaires (série de Balmer) en utilisant le code pPXF au sein de BADASS.
4. Analyse des outflows : L'émission de raies étendue a été isolée par la soustraction de la fonction d'étalement de la PSF (Point Spread Function) du quasar à l'aide de l'outil q3dfit. Les spectres résultants, spatialement résolus, ont été décomposés en composantes gaussiennes pour identifier le gaz systémique et le gaz en outflow sur la base de la vitesse ($v_{50}$) et de la largeur de raie ($\sigma$).
5. Calcul de l'énergie : Les taux de masse, de quantité de mouvement et d'énergie cinétique des outflows ont été calculés pour les composantes nucléaires (non résolues) et étendues (résolues), en supposant une plage de densité électronique de $100–1000 \, \text{cm}^{-3}$.

Résultats clés

• Masse du trou noir et dispersion de vitesse stellaire : L'étude mesure une dispersion de vitesse stellaire de $\sigma_* = 288 \pm 60 \, \text{km s}^{-1}$, dérivée de l'élargissement des raies d'absorption de Balmer. Cette valeur est significativement plus élevée qu'une limite supérieure précédente ($< 190 \, \text{km s}^{-1}$) dérivée de la spectroscopie à fente fixe (FS) à plus faible résolution. La masse du trou noir est estimée à $M_{BH} \simeq 8,9 \times 10^8 M_\odot$ (basée sur la raie large H$\alpha$) et $\simeq 6,2 \times 10^8 M_\odot$ (basée sur la raie large H$\beta$).
• Positionnement sur les relations d'échelle : Avec ces mesures, J1512+4422 se situe sur la relation locale $M_{BH}–\sigma_*$ (Kormendy & Ho 2013) seulement $\sim 900$ Myr après le Big Bang. Cependant, le trou noir semble surmassif par rapport à la relation locale $M_{BH}–M_*$, bien que les incertitudes sur les mesures de masse stellaire à haut $z$ soient notées.
• Détection d'outflows : Un outflow rapide à l'échelle de la galaxie est détecté dans la région nucléaire et s'étend jusqu'à $\sim 3,2$ kpc en projection. L'outflow nucléaire a une vitesse de $\sim 478 \, \text{km s}^{-1}$, tandis que l'outflow étendu a une vitesse médiane de $\sim 352 \, \text{km s}^{-1}$. Le gaz cinématiquement quiescent présente une dispersion de vitesse de seulement $\sim 86 \, \text{km s}^{-1}$, confirmant que la cinématique du gaz n'est pas un substitut fiable de la cinématique stellaire pour cet objet.
• Mécanisme d'extinction (quenching) : L'échelle de temps dynamique de l'outflow est de $\sim 9$ Myr, ce qui est cohérent avec l'extinction récente de la formation stellaire (taux spécifique de formation stellaire $< 0,2 \, \text{Gyr}^{-1}$ sur les 10 derniers Myr). Le taux de masse de l'outflow total ($\sim 92,6^{+92,6}_{-74,1} M_\odot \text{an}^{-1}$) dépasse le taux de formation stellaire actuel ($0,9^{+3,8}_{-0,8}$ ou $4,3^{+5,8}_{-3,7} M_\odot \text{an}^{-1}$). Le taux d'énergie cinétique de l'outflow est d'environ $0,6\%$ de la luminosité bolométrique du quasar, atteignant le seuil théorique de feedback négatif requis pour supprimer la formation stellaire.

Signification et affirmations
L'article affirme que J1512+4422 fournit une preuve directe que la coévolution des SMBH et de leurs galaxies hôtes, spécifiquement l'établissement de la relation $M_{BH}–\sigma_*$, peut se produire au cours du premier milliard d'années de l'univers. Les auteurs soutiennent que le feedback piloté par le quasar est le mécanisme critique responsable à la fois de placer ces objets sur la relation d'échelle locale et d'éteindre leurs galaxies hôtes.

Les propriétés de la galaxie hôte ($\sigma_*$, masse stellaire et taille) sont jugées similaires à celles des galaxies quiescentes et post-starburst à $z \gtrsim 3$ (par exemple, GS-9209). Cela suggère un lien évolutif direct où les quasars précoces, une fois leur activité diminuée, évoluent en les galaxies massives et quiescentes observées à haut redshift. L'étude souligne que pour des objets comme J1512+4422, la croissance du SMBH et de la galaxie hôte sont étroitement couplées très tôt, pilotées par un feedback efficace qui régule la formation stellaire et façonne la structure dynamique de la galaxie. Les résultats soulignent également la nécessité de données IFU à haute résolution pour mesurer avec précision la cinématique stellaire dans les quasars à haut $z$, car les proxies basés sur le gaz ou les résolutions plus faibles peuvent donner des dispersions de vitesse trompeusement basses.