- Título: Beacons in the Dark: Using Novae and Supernovae to Detect Dwarf Galaxies in the Local Universe
- Autores: Charlie Conroy and James S. Bullock
- Institución del primer autor: Harvard University, 60 Garden St., Cambridge, MA, USA
- Estado: Aceptado en ApJ
- Astrobite original: Signals from Hidden Dwarf Galaxies por Andrew Emerick
Las galaxias enanas son las más pequeñas en el universo. En nuestro vecindario al lado de la Vía Láctea, estas galaxias varían en tamaño desde Segue 2 — con una masa de 5 x 105 masas solares — hasta la Gran Nube de Magallanes (LMC; abreviada así por su nombre en inglés), la que contiene ~1010 masas solares.
La figura 1 muestra una imagen de LMC, y su compañera, la Pequeña Nube de Magallanes. Aunque entendemos más o menos bien la formación y evolución de galaxias de gran masa (como la Vía Láctea y galaxias aún más masivas), el entendimiento de estas galaxias más pequeñas no es tan completo. En parte, es difícil observar estas galaxias menos luminosas que están a distancias mayores a algunos megaparsecs (Mpc). La galaxia masiva más cerca, Andrómeda, queda a unos ~0.77 Mpc de la Vía Láctea. Más cerca, podemos detectarlas identificando sus estrellas individuales. Para galaxias más lejanas, desarrollar un mejor método para aumentar el número de galaxias enanas observadas sería muy importante para mejorar nuestro entendimiento sobre las mismas.
Figura 1: Una imagen óptica de la Nube de Magallanes. (ESO)
Los autores proponen un nuevo método usando las novas y supernovas para detectar galaxias enanas más lejanas. Novas y supernovas son de los eventos más brillantes que podemos observar. Novas ocurren en un sistema binario con una enana blanca y una estrella compañera más grande. El gas acrece de la compañera a la enana blanca, y el hidrógeno en el superficie alcanza la masa crítica ocasionando que empiece la fusión nuclear, y produce una nova. No es lo mismo que una supernova de Tipo 1a, donde la masa total de la enana blanca llega a un límite crítico de 1.4 masa solares, y hay un explosión. Los dos eventos son muy luminosos, pero también duran poco tiempo. Muchas veces, se necesita mucha suerte para detectarlos. Los autores proponen usar estudios actuales diseñados para detectar estas explosiones para identificar nuevas galaxias enanas. Los autores usan el Gran Telescopio para Rastreos Sinópticos (LSST), para juzgar lo que sea posible en el futuro.
Las menos brillantes de todas
Figura 2: El brillo superficial (izquierda) y el radio (derecha) de todas las galaxias enana conocidas en nuestro barrio local en función de la magnitud visual absoluta. Se convierte a masa estelar en el eje superior. A la izquierda, la línea muestra el límite para el objeto menos luminoso que el LSST puede detectar. A la derecha, las líneas muestran hasta cuales distancias se puede identificar las galaxias de diferentes tamaños. (Conroy & Bullock 2015)
La figura 2 ilustra la dificultad para detectar directamente galaxias enanas. La figura muestra el brillo superficial (izquierda) y el radio (derecha) de todas los galaxias enanas conocidas en el barrio local, en función de la magnitud visual absoluta (o viendo la parte superior, en función de la masa estelar.) La mayoría de galaxias enanas han sido detectadas identificando sus estrellas individuales. Pero solo es posible hasta algunos Mpc; más lejos, solo se pueden detectar si son lo suficientemente brillante. La línea discontinuada en la figura de la izquierda muestra este límite para objetos menos brillantes de lo que el LSST puede detectar. En otras palabras, solo se puede observar una galaxia enana debajo de esta línea, está lo suficientemente cerca, y pues es posible que nos falte identificar muchas de estas que están dentro de este límite. En la figura de la derecha, las líneas desconectadas representan las galaxias más lejanas del tamaño indicado (0.1 kpc y 1 kpc) que puede identificar el LSST (20 y 200 Mpc de distancia, respectivamente.)
Los autores argumentan que exploraciones actuales y futuras, como el LSST, en busca de eventos transitorios, observaran muchas novas y supernovas asociadas a galaxias enanas por descubrir. Para predecir la probabilidad de que esto ocurra, y los tipos de galaxias enanas que podremos descubrir, los autores construyen un modelo para predecir la tasa de novas y supernovas en galaxias enanas. Los autores toman en cuenta lo que sabemos sobre la distribución de las galaxias enanas, como que sus tasas de formación de estrellas varía en función de su masa estelar, y hacen algunas suposiciones sobre la ocurrencia de novas, supernovas de tipo 1a, y supernovas de tipo II en función de la tasa de formación estelar. Combinando todo esto, los autores predicen las tasas de novas y supernovas en galaxias enanas en función de la masa estelar de la galaxia enana, aunque todavía hay muchas incertidumbres presentes.
Figure 3: Predicciones de las tasas de supernovas y nova que ocurren en galaxias enanas dentro de ciertas distancias desde la Vía Láctea. Las dos figuras muestran las predicciones para diferentes asunciones acerca de la relación entre la masa estelar y la masa oscura en galaxias enanas. Cada línea muestra otra masa estelar. Las porciones de cada línea hechos en puntos muestran las distancias hasta que se puede resolver las galaxias de estas masas. En la poción sólido no se puede resolver la galaxia, pero el brillo es más que el límite dado en la figura 2, y la porción desconectada muestra la distancia actualmente que no es observable. Los cuadros grises y azules demuestran donde novas y supernovas, respectivamente, serán observables por el LSST. (Conroy & Bullock 2015)
Este resultado se muestra en la figura 3 para dos diferentes suposiciones acerca de la relación entre la masa estelar y la masa oscura. Se muestra la tasa de supernovas y novas en galaxias enanas a una distancia particular (eje horizontal). Las tres líneas en cada figura muestran estas tasas para galaxias con masa estelares de menos de 108, 106, y 105 masa solares. La parte de cada línea que está punteada (la parte más a la izquierda) muestra las distancias hasta las que se puede identificar las galaxias de estas masas (es decir, donde no necesitamos este nuevo método). En la porción sólida de la linea no se puede identificar estas galaxias, pero el brillo es más que el límite dado en la figura 2. Y la porción de linea desconectada representa distancias a la que estas galaxias no son actualmente observables. Debido en parte a la cadencia del LSST (la duración de las exposiciones de la cámara y la frecuencia con la que se vuelve a observar una región durante la exploración) hay límites sobre cuales de estas galaxias se pueden observar con el nuevo método. Los autores predicen que las galaxias que caen en los cuadros grises y azules serán detectables por el LSST a través de novas y supernovas, respectivamente.
Para cada galaxia enana, su supernova propia
Con sus cálculos, los autores concluyen que la futura LSST debe detectar entre 10-100 novas de galaxias enanas con masas estelares de 105-106 masas solares cada año hasta una distancia de 30 Mpc, y entre 100-10,000 supernovas en estas galaxias cada año. Así, el LSST puede detectar más galaxias enanas de las que son actualmente conocidas. Aunque estas sean tan poco brillante, una vez que hemos descubierto donde se encuentran en el cielo estas galaxias enanas, podemos hacer observaciones para identificarlas directamente. Con una mayor cantidad de galaxias enanas conocidas, a mayor distancias y en nuestro grupo local de galaxias, podemos entender mejor la formación y evolución a escalas más pequeñas del universo.
Casi nunca me encuentro con un blog o una noticia que sera entretenido a la par de educativo y quiero decirles que estoy impresionado con lo que me he encontrado en esta pagina,
seguir escribiendo así =)
Publicado por Pedro | 25/05/2015, 10:05