Euclid: A UV-faint quasar in a highly luminous star-forming host galaxy at $z \approx 7.7$

Résumé technique : Euclid : un quasar faible en UV dans une galaxie hôte hautement lumineuse en formation à z ≈ 7,7

Problématique et contexte
Comprendre la coévolution des trous noirs supermassifs (SMBH) et de leurs galaxies hôtes durant le premier milliard d'années après le Big Bang est crucial pour modéliser la formation des structures cosmiques précoces. Avant cette étude, la frontière de redshift pour les quasars connus était ancrée par seulement trois systèmes à $z \approx 7,5$. Ces sources sont exceptionnellement brillantes dans l'UV ($\langle M_{1450} \rangle \simeq -26,5$) et hébergent des SMBH dépassant $10^9 M_\odot$, ce qui défie les théories de l'assemblage rapide des trous noirs. Cependant, cet échantillon restreint et biaisé limite la capacité à contraindre les modèles d'assemblage, particulièrement concernant les propriétés et la dynamique du gaz moléculaire lors des premières époques. La mission Euclid a récemment élargi cet échantillon, identifiant 31 nouveaux quasars à $6,6 \le z \le 7,8$, incluant des candidats plus faibles dans l'UV qui pourraient représenter un stade évolutif ou une population différente.

Méthodologie
Cet article présente les observations par l'IRAM/NOEMA (Array of NOrthern Extended Millimeter Array) du quasar EUCL J125308.55+705432.3 (ci-après EUCL J1253+7054), découvert dans la première publication des données de l'Euclid Wide Survey à $z \approx 7,7$. Les observations ont été réalisées en mars 2025 en utilisant les configurations 12B et 12C.

• Réduction des données : Les données ont été calibrées à l'aide de la suite logicielle GILDAS (pipeline clic). L'analyse a utilisé à la fois la bande latérale inférieure (LSB ; 214,3–222,1 GHz) pour la raie [C ii] et la bande latérale supérieure (USB ; 229,9–237,6 GHz) pour l'émission du continuum.
• Analyse spectrale : Un spectre 1D a été extrait d'une ouverture de $1,5''$. Le profil de la raie [C ii] 158 $\mu$m a été ajusté avec une composante gaussienne unique plus un continuum de poussière plat. Les tests du critère d'information bayésien (BIC) ont exclu la nécessité d'une seconde composante gaussienne (sortie/ailes larges).
• Imagerie et continuum : Des cartes de continuum ont été générées à partir des données USB, et une carte du moment-0 de [C ii] soustraite du continuum a été créée à partir des données LSB. Des analyses dans le plan de l'image et dans le plan des visibilités (plan uv) ont été effectuées pour mesurer les densités de flux et les tailles de la source.
• Dérivation des paramètres physiques :
  • Luminosités : Calculées à partir du flux de raie intégré et du flux du continuum en utilisant les paramètres cosmologiques standards ($H_0=70, \Omega_m=0,3, \Omega_\Lambda=0,7$).
  • Taux de formation stellaire (SFR) : Estimé via deux méthodes : (1) la luminosité du continuum de poussière ($L_{IR}$) en utilisant la relation de Kennicutt & Evans (2012), et (2) la luminosité de [C ii] en utilisant les calibrations de De Looze et al. (2014) et Herrera-Camus et al. (2015), cette dernière tenant compte du déficit de [C ii] dans les sources lumineuses.
  • Masses : La masse de poussière ($M_{dust}$) a été dérivée en supposant un corps noir modifié (MBB) avec $T_{dust}=47$ K et $\beta=1,6$. La masse de gaz moléculaire ($M_{gas}$) a été estimée en utilisant un rapport gaz-poussière de 100. La masse dynamique ($M_{dyn}$) a été calculée selon deux approches : un modèle dominé par la dispersion et un modèle dominé par la rotation, en utilisant la largeur de la raie [C ii] et la taille de la source dérivée de l'ajustement dans le plan uv.
  • Masse du trou noir : Une limite inférieure ($M_{BH, min}$) a été estimée en supposant une accrétion limitée par Eddington basée sur la luminosité bolométrique dérivée de la magnitude UV au repos ($M_{1450}$).

Résultats clés

• Redshift et propriétés de la raie : L'émission de la raie [C ii] fixe le redshift systémique à $z = 7,6980 \pm 0,0004$. Le flux de raie intégré est de $1,51^{+0,19}_{-0,17}$ Jy km s$^{-1}$, correspondant à une luminosité $L_{[C II]} = 2,03^{+0,26}_{-0,23} \times 10^9 L_\odot$.
• Luminosité sans précédent : Malgré être presque deux magnitudes plus faible dans l'UV au repos ($M_{1450} = -24,06$) que les quasars précédemment connus à $z \approx 7,5$, EUCL J1253+7054 présente l'émission [C ii] la plus brillante parmi tous les quasars connus à $z > 7,5$.
• Propriétés de la galaxie hôte :
  • Formation stellaire : L'hôte est une galaxie en formation stellaire vigoureuse avec un SFR basé sur l'IR de $715 \pm 53 M_\odot$ an$^{-1}$. Le SFR basé sur [C ii] (corrigé pour le déficit) est de $644^{+86}_{-76} M_\odot$ an$^{-1}$, cohérent avec l'estimation IR.
  • Poussière et gaz : La masse de poussière est de $1,4 \times 10^8 M_\odot$, et la masse de gaz moléculaire est estimée entre $0,41 - 1,24 \times 10^{10} M_\odot$.
  • Masse dynamique : La masse dynamique est contrainte entre $0,33 - 1,3 \times 10^{10} M_\odot$, selon le modèle cinématique (dispersion vs rotation). Elle est plus faible que la masse typique de $>10^{11} M_\odot$ trouvée dans les quasars UV-brillants à $z \sim 7,5$, bien que les auteurs notent qu'une émission étendue pourrait augmenter cette valeur.
  • Déficit de [C ii] : Le rapport $L_{[C II]}/L_{TIR} = 4,2 \times 10^{-4}$ indique un déficit de [C ii] significatif, cohérent avec une formation stellaire compacte et à haute densité de surface dans les systèmes lumineux en IR.
• Rapport Trou Noir / Hôte : En supposant une limite inférieure pour la masse du trou noir de $\sim 10^8 M_\odot$ (basée sur les limites d'Eddington), le rapport $M_{BH}/M_{dyn}$ se situe dans la plage de $0,007 - 0,03$. Cela est comparable aux relations d'échelle locales et nettement inférieur aux rapports observés dans les quasars UV-brillants à haut redshift.

Signification et affirmations
L'article affirme que EUCL J1253+7054 représente un lien crucial entre les quasars les plus lumineux et les noyaux actifs de galaxies (AGN) à raies larges plus faibles détectés par JWST. La principale signification des résultats est la démonstration que la faible luminosité UV dans les quasars à haut redshift n'implique pas nécessairement une galaxie hôte de faible masse.

Au lieu de cela, les auteurs proposent que la faible luminosité UV résulte probablement de l'obscurcissement par la poussière ou d'une accrétion sous-Eddington, tandis que la galaxie hôte reste massive et activement en formation d'étoiles. Cela suggère que les quasars faibles en UV à $z > 6$ pourraient résider dans une phase évolutive différente par rapport à leurs homologues brillants en UV, marquant potentiellement une transition vers la relation locale $M_{BH}$–$M_{dyn}$. L'étude souligne la puissance de combiner les capacités de découverte à large champ d'Euclid avec le suivi submillimétrique (NOEMA/ALMA) pour caractériser les hôtes de SMBH précoces sur une gamme de luminosités plus large que ce qui était accessible auparavant, dépassant ainsi le biais vers les systèmes les plus extrêmes et brillants en UV.