Un equipo internacional de astrónomos dirigido por David Schiminovich (Columbia University), Barbara Catinella y Guinevere Kauffmann (Instituto Max Planck de Astrofísica) está llevando a cabo un ambicioso estudio para medir el contenido de hidrógeno neutro (HI) de 1000 galaxias masivas, utilizando el radiotelescopio de Arecibo, el más grande del mundo. Los resultados de este programa darán una valiosa visión de cómo la interacción entre el gas y la formación de estrellas da forma a la evolución de las galaxias masivas en el universo local.
Figura 1: Diagrama magnitud-color UV / óptico, mostrando la magnitud de la nube azul de la formación de estrellas en las galaxias (azul), la secuencia roja de galaxias elípticas evolucionando pasivamente (rojo), y las galaxias en el medio (verde).
Las galaxias son conocidas en base a su división en dos grandes familias: elípticas rojas de edad avanzada, y espirales azules con formación de estrellas (Figura 1). Si bien esta distinción ha sido conocida durante mucho tiempo, el trabajo reciente basado en el Relevamiento Digital Sloan del Cielo (Sloan Digital Sky Survey, SDSS) ha demostrado que, en el universo local, el criterio de división en estas dos grandes familias se produce para una masa estelar de aproximadamente 3x1010 Msol (un valor muy próximo a la masa estelar de nuestra propia galaxia, la Vía Láctea). Las galaxias con masa estelar más pequeña que ese umbral suelen tener poblaciones estelares jóvenes, densidad superficial de masa baja y las bajas concentraciones características de los discos. Por otra parte, las galaxias con mayor masa estelar se caracterizan por poblaciones estelares de mucha edad, densidad superficial de masa alta y altas concentraciones típicas de los bulbos. Un nuevo trabajo teórico ha dado lugar a una diversidad de posibles mecanismos para explicar esta característica escala de masa donde las galaxias pasan de jóvenes a viejas, con casi todo el proceso a través del enfriamiento o de la regulación del suministro de gas. Una nueva comprensión de este problema surgirá del estudio del gas en las galaxias masivas a ambos lados de la masa estelar característica, donde la transición parece tener lugar. El gas frío (hidrógeno neutro, es decir, HI) es la fuente del material del que eventualmente se forman las estrellas, por lo que es claramente un elemento clave para comprender lo que distingue a esta transición en las propiedades de las galaxias y probar los nuevos modelos teóricos. Con el fin de obtener una visión imparcial, también es muy importante que la muestra sea seleccionada sólo en función de la masa estelar, a diferencia de la morfología óptica, las propiedades de la formación de estrellas, la riqueza del gas, los parámetros de color o de otro tipo.
Esto motivó a un equipo internacional de astrónomos, que incluye a Barbara Catinella, Guinevere Kauffmann, Silvia Fabello, Jing Wang en la MPA y varios colaboradores en otras instituciones, para llevar a cabo un nuevo programa, el Relevamiento SDSS GALEX de Arecibo (SDSS GALEX Arecibo Survey, GASS). Se apuntará a 1000 de las galaxias más grandes y más masivas del universo local. Estas galaxias masivas muy probablemente comenzaron a formarse cuando el universo era muy joven, pero en la actualidad, algunas parecen haber dejado de formar estrellas. ¿Se ha paralizado la formación de estrellas en estas galaxias, porque el suministro de gas ha sido totalmente consumido? ¿O el gas ha sido empujado a las afueras de estas galaxias, o se calienta a temperaturas que inhiben el colapso gravitacional necesario para formar nuevas estrellas? GASS está diseñado para responder a estas preguntas.
Figura 2: Ejemplos de las galaxias detectadas (izquierda) y no detectadas (a la derecha) por GASS. Para cada galaxia, este montaje muestra una imagen del SDSS tipo sello postal (de 1 minuto de arco cuadrado) y el perfil de la línea HI medido con el radiotelescopio de Arecibo. La línea punteada indica la velocidad heliocéntrica correspondiente al corrimiento al rojo del SDSS.
GASS estudiará la relación entre las estrellas y el gas mediante la vinculación existente entre varios de los nuevos grandes estudios de galaxias en luz visible y ultravioleta y las observaciones en Arecibo, con el radiotelescopio más grande del mundo. El estudio del espectro visible basado en tierra (SDSS) y el estudio de luz ultravioleta basado en el espacio (Galaxy Evolution Explorer, GALEX) se enfocan en medidas de las estrellas jóvenes y viejas en cada galaxia, mientras que la encuesta de Arecibo, que se está llevando a cabo actualmente, mide el contenido de hidrógeno neutro de cada galaxia. Las observaciones de Arecibo se iniciaron en 2008 y están en curso. Se observan los objetivos hasta detectar o alcanzar un límite inferior de la fracción de masa de gas (Figura 2). Los primeros resultados muestran que, incluso en el alto régimen de masa estelar, aproximadamente 60% de las galaxias poseen una cantidad importante de gas HI. Se ha utilizado el conjunto de datos inicial de aproximadamente 200 galaxias para explorar cómo la fracción de gas depende de la estructura y las propiedades de la población estelar de la muestra. Se halló que la fracción de gas de las galaxias masivas se relaciona estrechamente con la masa estelar, la densidad superficial de masa estelar y el color en el NUV-r (UV cercano y rojo), pero sólo se correlaciona débilmente con la relación bulbo a disco (figura 3).
Figura 3: GASS ampliar las relaciones. Esta figura muestra la evolución promedio de la fracción de la masa de HI en función de la masa estelar, densidad superficial de masa estelar, el índice de concentración (un parámetro que está estrechamente relacionado con la relación bulbo a disco) y color en el NUV-r en la muestra de GASS. En cada panel, los círculos grandes indican fracciones de gas promedio. Estos fueron calculados incluyendo las galaxias que no fueron detectadas en Arecibo, cuya masa de HI se estableció para su límite superior (verde oscuro) o para cero (rojo). Los triángulos verdes son medianos. El número medio de galaxias en cada cuadro se indica sobre el eje x. La línea discontinua en el primer panel muestra el límite de detección de HI de la encuesta GASS. Las galaxias que cumplen los criterios GASS y que fueron detectadas por la encuesta Arecibo Legacy Fast ALFA (ALFALFA) en la persiana HI se representan como pequeños círculos grises. Debido a su corto tiempo de integración, ALFALFA sólo detecta los objetos ricos en HI de la muestra.
Uno de los objetivos clave de GASS es identificar y cuantificar la incidencia de los objetos de transición, que podrían estar moviéndose entre el azul de formación de nubes estelares y la secuencia roja de las galaxias de evolución pasiva. Dependiendo de su camino hacia o desde la secuencia de color rojo, estos objetos mostrarán signos de enfriamiento reciente por la formación de estrellas o por la acumulación de gas, respectivamente. Los objetos que se desvían fuertemente del comportamiento promedio de la muestra son los mejores candidatos para las galaxias de transición. Así se han identificado los objetos interesantes que son anómalamente ricos en gas dados sus colores y densidad, así como las galaxias pobres en gas que todavía forman estrellas. Objetos de la primera categoría podrían estar acumulando gas de los recientes encuentros con otras galaxias o del medio ambiente circundante, y en algunos casos podría llegar a ser capaces de volver a recrear un disco de formación estelar. Los objetos de la segunda clase pueden ser sistemas en los que el gas HI recientemente ha sido despojado por la interacción de las mareas o por la presión ejercida por el gas intergaláctico, o donde otros procesos de retroalimentación han expulsado el gas. En el trabajo futuro se planea investigar estos diferentes tipos de galaxias de transición en más detalle.
Con el fin de ampliar la comprensión de los procesos físicos que causan la transición entre las galaxias de secuencia de azul y roja, también se está llevando a cabo el estudio COLD GASS ("CO Legacy Database for GASS"). Este es un amplio programa en curso, llevada a cabo en colaboración con colegas del MPE y el Observatorio IRAM en Granada (España), que utiliza el radiotelescopio IRAM de 30 m para medir el contenido de hidrógeno molecular de un tercio de la muestra de GASS. El hidrógeno molecular es otro ingrediente clave para entender las galaxias de transición y limitar los modelos teóricos, ya que representa el paso intermedio entre el depósito de hidrógeno neutro y la formación de nuevas estrellas.
Figura 1: Diagrama magnitud-color UV / óptico, mostrando la magnitud de la nube azul de la formación de estrellas en las galaxias (azul), la secuencia roja de galaxias elípticas evolucionando pasivamente (rojo), y las galaxias en el medio (verde). Las galaxias son conocidas en base a su división en dos grandes familias: elípticas rojas de edad avanzada, y espirales azules con formación de estrellas (Figura 1). Si bien esta distinción ha sido conocida durante mucho tiempo, el trabajo reciente basado en el Relevamiento Digital Sloan del Cielo (Sloan Digital Sky Survey, SDSS) ha demostrado que, en el universo local, el criterio de división en estas dos grandes familias se produce para una masa estelar de aproximadamente 3x1010 Msol (un valor muy próximo a la masa estelar de nuestra propia galaxia, la Vía Láctea). Las galaxias con masa estelar más pequeña que ese umbral suelen tener poblaciones estelares jóvenes, densidad superficial de masa baja y las bajas concentraciones características de los discos. Por otra parte, las galaxias con mayor masa estelar se caracterizan por poblaciones estelares de mucha edad, densidad superficial de masa alta y altas concentraciones típicas de los bulbos. Un nuevo trabajo teórico ha dado lugar a una diversidad de posibles mecanismos para explicar esta característica escala de masa donde las galaxias pasan de jóvenes a viejas, con casi todo el proceso a través del enfriamiento o de la regulación del suministro de gas. Una nueva comprensión de este problema surgirá del estudio del gas en las galaxias masivas a ambos lados de la masa estelar característica, donde la transición parece tener lugar. El gas frío (hidrógeno neutro, es decir, HI) es la fuente del material del que eventualmente se forman las estrellas, por lo que es claramente un elemento clave para comprender lo que distingue a esta transición en las propiedades de las galaxias y probar los nuevos modelos teóricos. Con el fin de obtener una visión imparcial, también es muy importante que la muestra sea seleccionada sólo en función de la masa estelar, a diferencia de la morfología óptica, las propiedades de la formación de estrellas, la riqueza del gas, los parámetros de color o de otro tipo.
Esto motivó a un equipo internacional de astrónomos, que incluye a Barbara Catinella, Guinevere Kauffmann, Silvia Fabello, Jing Wang en la MPA y varios colaboradores en otras instituciones, para llevar a cabo un nuevo programa, el Relevamiento SDSS GALEX de Arecibo (SDSS GALEX Arecibo Survey, GASS). Se apuntará a 1000 de las galaxias más grandes y más masivas del universo local. Estas galaxias masivas muy probablemente comenzaron a formarse cuando el universo era muy joven, pero en la actualidad, algunas parecen haber dejado de formar estrellas. ¿Se ha paralizado la formación de estrellas en estas galaxias, porque el suministro de gas ha sido totalmente consumido? ¿O el gas ha sido empujado a las afueras de estas galaxias, o se calienta a temperaturas que inhiben el colapso gravitacional necesario para formar nuevas estrellas? GASS está diseñado para responder a estas preguntas.
Figura 2: Ejemplos de las galaxias detectadas (izquierda) y no detectadas (a la derecha) por GASS. Para cada galaxia, este montaje muestra una imagen del SDSS tipo sello postal (de 1 minuto de arco cuadrado) y el perfil de la línea HI medido con el radiotelescopio de Arecibo. La línea punteada indica la velocidad heliocéntrica correspondiente al corrimiento al rojo del SDSS.GASS estudiará la relación entre las estrellas y el gas mediante la vinculación existente entre varios de los nuevos grandes estudios de galaxias en luz visible y ultravioleta y las observaciones en Arecibo, con el radiotelescopio más grande del mundo. El estudio del espectro visible basado en tierra (SDSS) y el estudio de luz ultravioleta basado en el espacio (Galaxy Evolution Explorer, GALEX) se enfocan en medidas de las estrellas jóvenes y viejas en cada galaxia, mientras que la encuesta de Arecibo, que se está llevando a cabo actualmente, mide el contenido de hidrógeno neutro de cada galaxia. Las observaciones de Arecibo se iniciaron en 2008 y están en curso. Se observan los objetivos hasta detectar o alcanzar un límite inferior de la fracción de masa de gas (Figura 2). Los primeros resultados muestran que, incluso en el alto régimen de masa estelar, aproximadamente 60% de las galaxias poseen una cantidad importante de gas HI. Se ha utilizado el conjunto de datos inicial de aproximadamente 200 galaxias para explorar cómo la fracción de gas depende de la estructura y las propiedades de la población estelar de la muestra. Se halló que la fracción de gas de las galaxias masivas se relaciona estrechamente con la masa estelar, la densidad superficial de masa estelar y el color en el NUV-r (UV cercano y rojo), pero sólo se correlaciona débilmente con la relación bulbo a disco (figura 3).
Figura 3: GASS ampliar las relaciones. Esta figura muestra la evolución promedio de la fracción de la masa de HI en función de la masa estelar, densidad superficial de masa estelar, el índice de concentración (un parámetro que está estrechamente relacionado con la relación bulbo a disco) y color en el NUV-r en la muestra de GASS. En cada panel, los círculos grandes indican fracciones de gas promedio. Estos fueron calculados incluyendo las galaxias que no fueron detectadas en Arecibo, cuya masa de HI se estableció para su límite superior (verde oscuro) o para cero (rojo). Los triángulos verdes son medianos. El número medio de galaxias en cada cuadro se indica sobre el eje x. La línea discontinua en el primer panel muestra el límite de detección de HI de la encuesta GASS. Las galaxias que cumplen los criterios GASS y que fueron detectadas por la encuesta Arecibo Legacy Fast ALFA (ALFALFA) en la persiana HI se representan como pequeños círculos grises. Debido a su corto tiempo de integración, ALFALFA sólo detecta los objetos ricos en HI de la muestra.Uno de los objetivos clave de GASS es identificar y cuantificar la incidencia de los objetos de transición, que podrían estar moviéndose entre el azul de formación de nubes estelares y la secuencia roja de las galaxias de evolución pasiva. Dependiendo de su camino hacia o desde la secuencia de color rojo, estos objetos mostrarán signos de enfriamiento reciente por la formación de estrellas o por la acumulación de gas, respectivamente. Los objetos que se desvían fuertemente del comportamiento promedio de la muestra son los mejores candidatos para las galaxias de transición. Así se han identificado los objetos interesantes que son anómalamente ricos en gas dados sus colores y densidad, así como las galaxias pobres en gas que todavía forman estrellas. Objetos de la primera categoría podrían estar acumulando gas de los recientes encuentros con otras galaxias o del medio ambiente circundante, y en algunos casos podría llegar a ser capaces de volver a recrear un disco de formación estelar. Los objetos de la segunda clase pueden ser sistemas en los que el gas HI recientemente ha sido despojado por la interacción de las mareas o por la presión ejercida por el gas intergaláctico, o donde otros procesos de retroalimentación han expulsado el gas. En el trabajo futuro se planea investigar estos diferentes tipos de galaxias de transición en más detalle.
Con el fin de ampliar la comprensión de los procesos físicos que causan la transición entre las galaxias de secuencia de azul y roja, también se está llevando a cabo el estudio COLD GASS ("CO Legacy Database for GASS"). Este es un amplio programa en curso, llevada a cabo en colaboración con colegas del MPE y el Observatorio IRAM en Granada (España), que utiliza el radiotelescopio IRAM de 30 m para medir el contenido de hidrógeno molecular de un tercio de la muestra de GASS. El hidrógeno molecular es otro ingrediente clave para entender las galaxias de transición y limitar los modelos teóricos, ya que representa el paso intermedio entre el depósito de hidrógeno neutro y la formación de nuevas estrellas.
Fuente:
The GALEX Arecibo SDSS Survey. Por Barbara Catinella (Instituto Max Planck de Astrofísica).
Información relacionada:
• Sitio web GASS
• COLD sitio web GASS
• Sitio web ALFALFA
• Sitio web del Observatorio de Arecibo
The GALEX Arecibo SDSS Survey. Por Barbara Catinella (Instituto Max Planck de Astrofísica).
Información relacionada:
• Sitio web GASS
• COLD sitio web GASS
• Sitio web ALFALFA
• Sitio web del Observatorio de Arecibo
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