Las galaxias espirales muestran su metal

• Artículo técnico I: The Chemical Evolution Carousel of Spiral Galaxies: Azimuthal Variations of Oxygen Abundance in NGC 1365
• Autores: I-Ting Ho, Mark Seibert, Sharon E. Meidt, et al.
• Insitución del primer autor: Instituto Max Planck para la astronomía, Heidelberg, Alemania
• Estado: Publicado en ApJ; acceso abierto en arXiv

Artículo técnico II: Azimuthal Variations of Gas-Phase Oxygen Abundance in NGC 2997

• Autores: I-Ting Ho, Sharon E. Meidt, Rolf-Peter Kudritzki, et al.
• Institución del primer autor: Insituto Max Planck para la astronomía, Heidelberg, Alemania
• Status: Aceptado en A&A; acceso abiero en arXiv

Astrobite original: Spiral Galaxies Show their metal, por Mia de los Reyes

Clase introductoria a los metales pesados

Para los astrónomos, el mundo está compuesto de hidrógeno, helio y… otras cosas. Y deido a que los astrónomos somos ” Los Peores Nombrando Cosas (marca registrada)”, llamamos a esas otras cosas “metales”.

Casi todos los metales en el Universo fueron producidos a través de la fusión nuclear. Cuando las estrellas mueren, liberan estos metales en el ambiente que les rodea. Estos elementos pesados fueron entonces incorporados en generaciones posteriores de estrellas, las cuales eventualmente explotaron como supernovas y liberaron más metales en sus alrededores, y así sucesivamente.

Así que la abundancia de metales en el medio interestelar de una galaxia (la llamada metalicidad de la fase de gas) ¡puede usarse para estudiar cómo la galaxia evolucionó en el tiempo!

Sabemos mucho acerca del la metalicidad general de la fase de gas de las galaxias. Por ejemplo, sabemos que las galaxias más masivas tienden a ser más ricas en metales. Esto se debe probablemente a que es más fácil para ellas retener sus metales (comparadas con las galaxias enanas que tienen una masa tan baja que sus metales suelen ser expulsados por fuertes vientos producidos en estrellas y supernovas). Aun más, sabemos que las galaxias (en promedio) han pasado de tener baja a alta metalicidad con el tiempo. Esto tiene sentido, ya que sucesivas generaciones de estrellas siguen añadiendo metales al gas de una galaxia con el tiempo.

Más recientemente, hemos sido capaces de medir cómo las metalicidades cambian dentro de las galaxias. Sabemos que la mayoría de las galaxias son más ricas en metales cerca de sus centros y más pobres en metales hacia las afueras. Esto podría reflejar el hecho de que la formación galáctica tiende a empezar desde adentro y se mueve hacia afuera, así que hay más tiempo para que los metales se acumulen en los centros galácticos.

¿Pero podemos ser incluso más específicos? ¿En vez de solo considerar cómo las metalicidades cambian en función del radio, podemos empezar a considerar cómo cambian alrededor del disco de la galaxia?

Hoy echaremos un vistazo a dos artículos que consideran esta cuestión para dos galaxias de disco diferentes, NGC1365 y NGC2997 (Figura 1).

Figura 1. Imágenes en color compuesto de NGC 1365 (izquierda) y NGC2997 (derecha). Figura 1 de los artículos técnicos I y II.

El peso en tus brazos (espirales)

En los artículos de los que vamos a hablar hoy, I-Ting Ho y sus colaboradores (De ahora en adelante nos referiremos a los colaboradores con la abreviación “et al.”, N. del T.) intentan averiguar si hay patrones en las metalicidades de las fases de gas que se relacionen con los patrones espirales de una galaxia de disco.

Para hacer esto, midieron metalicidades en los discos  (que se nos presentan frontalmente a nuestra línea de visión) de NGC 1365 y NGC 2997.  Hicieron esto con cientos de espectros ópticos del programa TYPHOON, usando el telescopio du Pont de 2,5 metros en el Observatorio de Las Campanas. Tomó un tiempo verdaderamente largo (alrededor de 40 a 50 horas por cada galaxia), pero los autores consiguieron mapas con resolución espectral extremadamente alta de cada galaxia.

¿Cómo se miden las metalicidades a partir de estos espectros? En los artículos de hoy, Ho et al. usan un código para ajustar muchas líneas espectrales a una red de modelos con diferentes metalicidades y otros parámetros. (Este astrobito contiene un buen resumen de otras maneras de derivar metalicidades de fase de gas, si te interesa. Para los propósitos del artículo de hoy, la calibración exacta no importa tanto mientras seamos consistentes, porque solo nos importa comparar los resultados dentro de una misma galaxia).

Esto lleva a bellos mapas de metalicidad de regiones de las galaixas (figura 2). Estos mapas muestran que el patrón más obvio es un gradiente radial: las metalicidades son mayores cerca de los centros de las galaxias y menores cerca de las afueras. Como mencionamos antes, esto es probablemente debido a que la formación de las galaxias ocurre de adentro hacia afuera.

Figura 2.  Metalicidad de mapas de fase de gas de NGC 1365 (izquierda) y NGC 2997 (derecha). El color azul corresponde a baja metalicidad, y el rojo es alta metalicidad. Nota que la metalicidad se define como  12 + log(O/H),  que es la abundancia relativa de oxígeno respecto al hidrógeno. (Las líneas de emisión de oxígeno son fáciles de medir, así que el oxígeno normalmente se utiliza como una aproximación para la metalicidad total de la fase de gas). Figura 3 de los artículos técnicos I y II.

Pero estas son noticias viejas. ¡Queremos saber acerca de patrones de metalicidad secundarios debidos a variaciones alrededor del disco! Los autores sustraen el gradiente de metalicidad radial promedio y consideran los residuos en la figura 3. También identifican los brazos espirales con formación estelar en estas galaxias (por medio de mapas de Hα, dado que la línea de Hα es un trazador de formación estelar). La figura 3 muestra que las metalicidades en los brazos espirales son más altas que fuera de los brazos espirales.

Figura 3. Mapas de metalicidad de la fase de gas de NGC1365 (izquierda) y NGC 2997 (derecha), pero esta vez se ha sustraido el gradiente radial promedio de metalicidad. De nuevo, el color azul corresponde a baja metalicidad y el rojo es alta metalicidad. Los brazos espirales se marcan con líneas entrecortadas. Figura 7 de los artículos técnicos I y II.

¿Pero qué significa todo esto?

En el artículo 1, Ho et al. proponen un modelo físico que podría explicar los patrones que observan en NGC 1365. Argumentan que el principal proceso que sostiene las metalicidades de la fase de gas de las galaxias es el autoenriquecimiento. En este proceso, las estrellas masivas liberan elementos pesados cuando mueren… pero estos metales no pueden viajar muy lejos desde donde fueron producidos. Dado que es más probable que se formen nuevas estrellas donde estuvieron las previas (esto a veces se conoce como  “formación estelar secuencial”), las mismas regiones se verán lentamente enriquecidas en elementos pesados una y otra vez.

Este proceso continua para una región de gas conforme fluye alrededor del disco de una galaxia, hasta que dicha región golpea un brazo espiral. El brazo espiral actua como un embotellamiento de tráfico: comprime la región de gas, disparando la formación estelar y causando que las nubes choquen. Esto permite que el gas se mezcle más eficientemente, así que las regiones con metalicidad previamente alta se diluyen corriente abajo en el brazo, produciendo el patron de metalicidades observado, donde los brazos espirales tienen mayor metalicidad  que las regiones entre los brazos.

En el artículo II, Ho et al. muestran que estas variaciones en metalicidad son difíciles de detectar a menos que tengas una resolución y una relación señal a ruido realmente altas, como hicieron en estos artículos. Así que para entender mejor estos patrones de metalicidad así como los procesos físicos que los rigen, necesitamos espectros profundos de alta resolución. ¡Tenemos la esperanza en que TYPHOON y otros muestreos continuarán este trabajo y tomarán mediciones en otras galaxias!