Dos casas con fachadas idénticas pero distribución interior diferente: por fuera, el espectro en V es similar, pero por dentro hay distintas fuentes de luz y diferentes cantidades de polvo. Así son las dos poblaciones de galaxias lejanas que los astrónomos han confundido durante mucho tiempo. La primera son los pequeños puntos rojos (LRD), galaxias compactas y rojizas del universo temprano descubiertas por el telescopio James Webb. La segunda son las galaxias azules calientes y polvorientas (BHD), cuásares raros con exceso azul que viven a distancias más cercanas. Ambas tienen un espectro en forma de V: un continuo óptico rojo y un exceso ultravioleta azul. Pero, como se ha descubierto, la similitud es engañosa.

Para entenderlo, los científicos compararon 326 LRD de los sondeos COSMOS-Web y PRIMER con 26 BHD confirmadas. Ambos conjuntos de datos se ajustaron con las mismas plantillas de núcleo activo y galaxia anfitriona, variando la absorción de polvo para dos componentes: uno fuertemente oscurecido y otro casi transparente. El resultado fue inesperado. En las BHD, el exceso azul es luz dispersada del núcleo activo que se abre paso a través de un grueso velo de polvo con absorción AV~20-60 mag. En las LRD, la absorción es mucho más modesta: AV~2.6±1.4 mag. Con un oscurecimiento tan débil, la fracción de luz dispersada sería insignificante, pero las observaciones muestran que en las LRD es comparable a la de las BHD (~1%). Por lo tanto, el exceso azul en las LRD tiene otro origen: probablemente sea luz estelar de la galaxia anfitriona compacta.

Las diferencias adicionales solo profundizan la brecha. Las LRD carecen del polvo caliente característico de las BHD: en el infrarrojo medio (MIRI F1800W), las LRD casi no se detectan, y su color F770W-F1800W es más azul en ~3 mag. Las observaciones de rayos X también difieren: entre las LRD, solo dos objetos de cientos se detectan en rayos X blandos con absorción moderada, mientras que en las BHD, cinco de los 44 observados se detectan con densidad columna superior a $10^{23}$ cm^-2. Finalmente, las LRD son compactas (radio efectivo ~100 pc), mientras que las BHD son extensas (1-4 kpc). Todo esto indica que las LRD son una población separada, no un análogo altamente enrojecido de las BHD.

El trabajo cierra la hipótesis de una conexión evolutiva directa entre LRD y BHD. Si en las BHD el exceso azul es luz del núcleo activo dispersada por un outflow de polvo, en las LRD probablemente proviene de las estrellas de la galaxia anfitriona compacta, no de un agujero negro en acreción. Esto significa que los mecanismos de crecimiento de los agujeros negros supermasivos en el universo temprano difieren de los de épocas posteriores: las LRD probablemente representan una fase de acreción rápida en embriones de agujeros negros en sistemas ricos en gas pero con poco polvo, mientras que las BHD son una etapa tardía de fusión de galaxias masivas con un poderoso capullo de polvo. Esta diferencia es importante para comprender cómo las primeras galaxias acumularon masa durante los primeros mil millones de años.

Observaciones adicionales con JWST/MIRI en el infrarrojo medio y sondeos profundos de rayos X (por ejemplo, con la futura misión AXIS) permitirán medir con mayor precisión la fracción de LRD con polvo caliente y emisión de rayos X. La espectroscopía de alta resolución ayudará a separar la contribución de estrellas y núcleo activo al exceso ultravioleta. También se necesitarán búsquedas sistemáticas de análogos altamente enrojecidos de BHD (como el objeto Virgil a z=6.6) utilizando criterios de selección basados en el color infrarrojo medio, para comprender cuán raros son estos sistemas en el universo temprano y cuál es su relación con las LRD. Dos casas con fachadas idénticas resultaron estar construidas según planos diferentes, y ahora sabemos cómo mirar dentro.