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El Halo de estrellas de NGC 1560

  • Título del artículo técnico: The Stellar Halo of the Spiral Galaxy NGC 1560
  • Autores: Laura Greggio, Renato Falomo y Riccardo Scarpa
  • Institución del primer autor: INAF, Osservatorio Astronomico di Padova
  • Estado: Aceptado para publicación en The Astrophysical Journal (ApJ)

“Lo que la Supernova se llevó”. En pocas palabras, es eso lo que este grupo de científicos intenta investigar en esta galaxia espiral. Los actuales modelos de formación de galaxias se basan en la acreción de galaxias menores para de ese modo formar galaxias cada vez más grandes. Este modelo tiene sentido ya que se han observado galaxias satélites alrededor de galaxias masivas, como también hay observaciones de maravillosas galaxias colisionando unas con otras. Te recomiendo que veas este video, en el cual se muestra una colisión de galaxias simulada por C. Mihos y L. Hernquist. A medida que avanza la simulación se ve como coincide con observaciones del telescopio espacial Hubble. Bello, bello.

Ahora volviendo a nuestro tema, se espera que en las galaxias más grandes este proceso de colisión y acreción de satélites sea más evidente y produzca más estructuras visibles, ya que al fin y al cabo, galaxias masivas contienen más estrellas y por ende más luz. Lo que no es muy alentador es que las estructuras que se van formando desaparecen con el tiempo y la única forma que queda de investigar las propiedades de las estrellas de la galaxia acretada es a través del estudio del halo de estrellas que esta deja.

Figura 1: En el centro de la imagen se observa la galaxia NGC 1560. Los rectángulos grises muestran el área que cubrieron las observaciones del halo de esta galaxia. Créditos: Figura 1 del artículo original (arXiv:1805.10056)

El estudio del halo galáctico se justifica para galaxias masivas como la Vía Láctea,  ya que al contener más masa, su potencial gravitatorio es mayor y es más efectiva atrayendo satélites. El modelo actual predice que las galaxias más grandes tendrían halos producto de este canibalismo galáctico. Le extraño es que también se han encontrado halos en galaxias enanas, sin mencionar que incluso se han observado galaxias enanas en plena colisión, algo muy poco probable según los actuales modelos. Entonces ¿Cómo explicar los halos en las galaxias enanas? Las simulaciones muestran que es posible que los halos sean formados por estrellas que fueron expulsadas del centro de la galaxia, ya sea por explosiones de supernova o por la contracción de la región de formación estelar. Lee este astrobito para ver cómo se estudian teoréricamente los halos galacticos.

Aquí es donde entra NGC 1560. Al ser ésta una galaxia espiral y relativamente de baja masa, NGC 1560 resulta un laboratorio perfecto para explorar estas hipótesis. NGC 1560 es una galaxia espiral de tipo tardío, ubicada a 3.7 Mpc y relativamente aislada ya que sus compañeras están a más de 500 kpc de distancia. Como se puede apreciar en la Figura 1, NGC 1560 está de canto y su masa es de ~1010 Masas solares.

Vamos ahora a recordar un poco de evolución estelar. Las estrellas están compuestas principalmente por Hidrógeno. Como las estrellas son tan masivas, la fuerza de gravedad aumenta la presión en el centro de la estrella, haciendo que las temperaturas en el interior suban a tal punto que los átomos de Hidrógeno se comiencen a unir. A esto le llamamos fusión de Hidrógeno y su producto es el Helio, que al ser más denso se hunde en el núcleo de la estrella. Todas las estrellas que están fusionando Hidrógeno en su núcleo se encuentran en lo que los astrónomos llaman ‘la secuencia principal’ del diagrama de color-magnitud (o diagrama HR, por las iniciales de sus creadores). Como no se puede quemar (fusionar) Hidrógeno por siempre, una vez que el elemento se agota las estrellas comienzan a quemar Hidrógeno en capas alrededor del ahora núcleo de Helio, contrayendo más y más el núcleo y al mismo tiempo haciendo que las capas más externas se expandan. Esto hace que la estrella salga de la ‘secuencia principal’ y se dirija hacia la ‘rama de gigantes rojas’. Una vez que el núcleo se ha contraído lo suficiente, la estrella comienza a fusionar Helio en una reacción en cadena, llamada el ‘flash de Helio’. Este ‘flash’ genera una luminosidad estándar y es casi independiente de la edad de la estrella, porque la fusión de Helio se logra a una cierta temperatura y presión. Además la fusión de Helio ocurre como una reacción que virtualmente consume todo el Helio y le da fin a la rama de gigantes rojas. Por lo mismo al localizar ‘el final de la rama de las gigantes rojas’ (the Tip of the Red Giant Branch en inglés – TRGB) nos da una referencia sobre el resto del diagrama color-magnitud. También el TRGB es un indicador de distancia y para esta galaxia se debería encontrar en i= 24.5. ¡Revisa este astrobito para saber más sobre estrellas!

Figura 2: Un ejemplo de diagrama Hertzsprung–Russell (HR). Se muestra la secuencia principal – donde las estrellas fusionan Hidrógeno – y la rama de las gigantes – donde se quema Hidrógeno en capas entorno al núcleo de Helio. También se muestra el TRGB, que marca el final de la etapa de gigante roja – a través del flash de Helio. Fuente: https://historiaybiografias.com/estrellas/

De las observaciones podemos mencionar que se tomaron imágenes en los filtros i y r  con la cámara OSIRIS ubicada en el Gran Telescopio CANARIAS (GTC) en La Palma, España. En promedio cada campo fue observado por 5800 segundos y las imágenes resultantes fueron reducidas con el programa IRAF.

Al querer observar las estrellas del halo, parte importante del proceso es saber cómo separar las estrellas de NGC 1560 de las estrellas que están en el fondo u otras cosas que pueden parecer estrellas. Para eso los autores usaron el parámetro ‘sharpness’ derivado por la rutina computacional DAOPHOT PSF IRAF (que indica qué tan circular es una fuente) y el hecho de que las estrellas tienen que ser menos luminosas que las que se encuentran en el TRGB. Ahora si miras la Figura 3 verás que el área escogida es la que está delimitada por el rectángulo de bordes azules y rojos. Las líneas rojas delimitan en el parámetro ‘sharpness’ y las líneas azules en magnitud, ya que las estrellas deberían ser menos brillantes que las del TRGB.

Figura 3: Gráfica del parámetro sharpness derivado por IRAF como función de la magnitud. Las estrellas seleccionadas pertenecen al rectángulo definido por las líneas azules y rojas. Creditos: Figura 3 del artículo original. (arXiv:1805.10056)

Figura 4: Zoom en el diagrama HR que muestra la poblacion de la TRGB t los modelos que mejor representan la población. La línea azul posee metalicidad de Z = 0.0004 y la roja de Z = 0.004. La línea punteada azul muestra el límite teórico para la TRGB. En la derecha se muestra la distribucion de estrellas que son parte del fondo. Estas fueron simuladas con el código TRILEGAL. Créditos: Figura 6 del artículo oiginal. (arXiv:1805.10056)

 

 

 

 

 

 

 

 

Para determinar cuántas estrellas pertenecen al fondo de la Vía Láctea (y no al halo de NGC 1560), los autores usaron el código  TRILEGAL. Este arrojó que existe un exceso de estrellas en el área donde se presume estaría el halo confirmando: primero, que la galaxia posee un halo y segundo que las fuentes puntuales que seleccionaron pertenecen al halo. Con todos estos datos se pueden estimar cuántas estrellas posee en realidad NGC 1560 en esa área del halo y luego extrapolar ese número usando modelos geométricos para el halo. Una vez determinado el número de estrellas, se puede asumir una función de masa como la de Salpeter para determinar la masa de la galaxia, que en este caso concuerda con ~ 8 x 108 Masas solares. Siendo entonces el halo ~ 8% de la masa de la galaxia.

Finalmente, los resultados encontrados sugieren que el halo de NGC 1560 se desarrolló en una época temprana de la galaxia, y posiblemente se construyó durante el colapso original que originó la formación del disco de la galaxia.

¡Con este tipo de observaciones se pueden investigar muchas propiedades de las galaxias para luego compararlas con las simulaciones cosmológicas! Estemos atentos a las posibles repercusiones de este tipo de observaciones.

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