La pregunta de por qué las galaxias dejan de formar estrellas y cambian de forma ocupa el centro de la astrofísica moderna desde hace varias décadas. Las observaciones muestran una bimodalidad clara: los discos azules y los esferoides rojos se separan por masa, tamaño y actividad. La explicación clásica atribuye el papel principal a las fusiones de galaxias, que destruyen los discos y desencadenan la actividad del agujero negro. Sin embargo, las fusiones aumentan el tamaño de la galaxia, mientras que las galaxias tranquilas son más pequeñas que las que forman estrellas a igual masa. Esta contradicción apunta a un mecanismo adicional que vincula la estructura y el apagado. El trabajo se enmarca en las investigaciones que, mediante simulaciones cosmológicas, siguen la evolución de las galaxias y buscan las causas físicas de las correlaciones observadas. Cerca quedan los trabajos sobre las fusiones como fuente del espín de los agujeros negros y sobre la influencia de los agujeros negros supermasivos en los cúmulos estelares, pero este estudio destaca por su detallada separación de canales y por la verificación del papel de la morfología.
Los autores utilizaron la simulación cosmológica hidrodinámica insignia EAGLE, que reproduce la evolución de la materia oscura y los bariones en un cubo de 100 megapársecs de lado. Seleccionaron unas 2200 galaxias centrales con masa estelar no menor que 10^10 masas solares y siguieron sus ramas principales de fusiones hacia atrás en el tiempo hasta un corrimiento al rojo z≈4. Describieron la morfología con tres parámetros: el tamaño (radio de semimasa), la relación entre el disco y la masa total (D/T) y la triaxialidad (T), que distingue las formas achatadas de las alargadas. La historia de fusiones se evaluó por la fracción de estrellas nacidas fuera de la rama principal (fracción ex-situ). Luego compararon las trayectorias evolutivas de las galaxias que forman estrellas y de las tranquilas, controlando la masa y la historia de fusiones, y calcularon las correlaciones entre la morfología y la masa del agujero negro.
Hasta un corrimiento al rojo z≈1–2, las trayectorias de D/T y de triaxialidad de las futuras galaxias tranquilas y de las que forman estrellas son indistinguibles, y después se separan al mismo tiempo que comienza el apagado. La diferencia en el tamaño y en la masa del agujero negro aparece antes, desde z≈2. Se identificaron cuatro canales. El primero: las fusiones aumentan a la vez el tamaño, suprimen la rotación, elevan la triaxialidad y hacen crecer el agujero negro, que luego apaga la formación estelar. El segundo: con una historia de fusiones fija, las galaxias compactas con D/T bajo hacen crecer el agujero negro más rápido y se apagan con más frecuencia. La correlación entre D/T y la masa del agujero negro es negativa (R≈-0.5) en todas las muestras. El tercero: con masas estelares y de agujero negro iguales, las futuras galaxias tranquilas son más compactas en 0.1–0.2 dex, lo que señala el papel del tamaño en la eficacia de la retroalimentación. El cuarto: la inestabilidad del disco convierte discos compactos y achatados en sistemas alargados, con aumento del tamaño y supresión de la rotación sin crecimiento de la masa estelar. Este canal secular produce alrededor de la mitad de las galaxias alargadas con una masa cercana a 10^10.6 masas solares.
El trabajo muestra que la morfología desempeña un papel activo en el crecimiento del agujero negro y en el apagado, y no es una consecuencia pasiva. Esto lo distingue de investigaciones cercanas que se centraban en aspectos concretos, por ejemplo en las fusiones o en la influencia de los agujeros negros sobre los cúmulos. Aquí, por primera vez en una misma simulación, se separan cuatro canales físicos y se evalúa cuantitativamente la contribución de la inestabilidad del disco. El resultado es importante para los modelos semianalíticos: solo se puede reproducir la diferencia observada de tamaños entre galaxias tranquilas y galaxias que forman estrellas si la acreción sobre el agujero negro depende explícitamente de la estructura de la galaxia.
El tema puede avanzar hacia un estudio más detallado de la física de la inestabilidad del disco y de su relación con la acreción de gas sobre el agujero negro. Es interesante comprobar cómo dependen los canales identificados de la resolución de la simulación y de los parámetros del modelo de retroalimentación. La comparación con otras simulaciones, como IllustrisTNG y SIMBA, ayudará a entender qué resultados son universales y cuáles dependen de la implementación de la física.
Los resultados influirán en el desarrollo de modelos semianalíticos de galaxias y en la interpretación de los datos observacionales sobre tamaños y formas de galaxias.
El siguiente paso es comprobar las predicciones de la simulación con observaciones, por ejemplo con datos sobre galaxias masivas compactas en z≈2 y sobre galaxias alargadas en el universo local.
El trabajo está directamente relacionado con el problema no resuelto del origen de la bimodalidad morfológica de las galaxias y del papel de los agujeros negros supermasivos en el cese de la formación estelar. También aborda la cuestión de por qué las galaxias tranquilas son más compactas que las que forman estrellas, y propone un mecanismo concreto a través de la modulación del crecimiento del agujero negro.
En la simulación EAGLE, las galaxias con una masa cercana a 10^10.6 masas solares que nunca sufrieron fusiones importantes pueden transformarse de un disco plano en un «puro» alargado por efecto de una inestabilidad interna, casi sin ganar masa estelar.