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Choque y forme: El origen de los cúmulos globulares bajos en metales

  • Título del artículo original:The formation of low metallicity globular clusters in dwarf galaxy mergers
  • Autores: N.Lahén, T.Naab, P. Johansson, B. Elmegreen, C.hu, S. Walch
  • Institución del primer autor: Department of Physics, University of Helsinki; Helsinki, Finlandia
  • Estado de la publicación: Publicado en Astrophysical Journal/arXiv el 17 de junio de 2019.

Crédito de la imagen destacada: Messier 80 The Hubble Heritage Team (AURA/STScI/NASA)

Los cúmulos estelares son agrupaciones de estrellas que permanecen juntas atraídas entre si por su gravedad compartida. Existen dos clasificaciones de cúmulos estelares: los cúmulos abiertos y los cúmulos globulares. Los cúmulos globulares por lo general, tienden a ser conjuntos esféricos con mayor densidad estelar en el centro.

En muchos cúmulos globulares, la mayoría de las estrellas se encuentran aproximadamente en la misma etapa de evolución estelar y comparten composiciones químicas similares, lo que sugiere que se formaron aproximadamente al mismo tiempo. Sin embargo, algunos cúmulos contienen estrellas con diversas composiciones químicas, lo cual sugiere origen de poblaciones distintas.Determinar cómo se forman los cúmulos globulares ha sido un desafío para la comunidad astronómica. A pesar de lograr varios a avances, en los últimos 10 años, en el entendimiento de dicha formación; grandes contradicciones entre teorías y observaciones han llevado a una comprensión incompleta de los mecanismos involucrados en este proceso.

Motivados por esto, un grupo de científicos realizó un nuevo estudio con una detallada simulación hidrodinámica que presenta una fusión de galaxias como un posible mecanismo detrás de la formación de cúmulos globulares.

 

¿Por qué se se cree que la fusión de galaxias enanas es la respuesta?

Los cúmulos globulares son los sistemas estelares más densos unidos gravitacionalmente en el universo y se encuentran en todo tipo de galaxias, incluyendo las galaxias enanas. Las estructuras de los cúmulos globulares observados hoy proponen que grandes presiones de gas fueron necesarias en su formación. Sin embargo, se sabe que la mayoría de las galaxias enanas tienen presiones interestelares relativamente bajas.

La fusión de galaxias enanas es un escenario que podría explicar la diversidad de estrellas en los cúmulos globulares, ya que es probable que cada una de ellas se haya originado en una galaxia enana diferente antes de fusionarse entre sí. Del mismo modo, el proceso de fusión de galaxias enanas proporciona las condiciones de alta presión adecuadas para obtener las densidades de energía estelares y gravitacionales características de los cúmulos globulares, y también justificaría la presencia de cúmulos globulares pobres en metales en las galaxias enanas.

Figura 1: La densidad superficial de las estrellas (izquierda), gas (centro) y presión de gas térmico (derecha) en un cubo de 200 piezas centrado en la formación del grupo más masivo (elipses blancas). Las filas superior e inferior muestran la región en 5Myr y 3Myr antes del tiempo total de entrenamiento en t0. Decenas de cúmulos estelares se forman dentro de las estructuras de gas filamentosas, con una compresión adicional proporcionada por el caparazón generado a partir del primer cúmulo estelar de formación masiva. [Lahén y col. 2019]

La simulación

La formación de un cúmulo globular es un proceso de dos pasos. Primero, suficiente masa debe debe acumularse para ser formado; y segundo, el cúmulo debe sobrevivir durante al menos ~ 100Myr para ser observable.

Figura 2: Propiedades estructurales de los tres cúmulos globulares simulados (rojo) en comparación con los 153 cúmulos estelares masivos observados en el Grupo Local. De arriba a abajo: la dispersión de la velocidad central, el radio de media masa simulado y la densidad de la superficie estelar central. Para las figuras, se muestran los valores de los perfiles EFF de mejor ajuste. [Lahén y col. 2019]

Los autores del artículo de hoy se enfocan en el primer paso, presentando una simulación detallada, con resolución sub-pársec y poca masa solar, de una fusión entre dos galaxias enanas idénticas. La resolución en esta simulación hace que sea más fácil seguir el historial de formación de los cúmulos estelares resueltos espacialmente, así como la retro-alimentación individual de estrellas masivas.

Poco después de la fusión, se formó una población de ~ 900 cúmulos estelares con masas superiores a 102.5 M; incluyendo tres densos grupos masivos (M * ≳ 105M).

 

Tres poblaciones de cúmulos masivos

Estas densas poblaciones reunieron la mitad de su masa estelar final aproximadamente 5Myr antes de que se complete la formación en el momento t0. Luego, alcanzaron la presión térmica máxima ~ 2 años después. Ambas épocas se muestran en la Figura 1 para el grupo más masivo. Para este momento, las regiones de formación todavía están incrustadas en un filamento de gas denso.

En un lapso de tiempo total de 6-8Myr, los cúmulos casi formados, con una amplia gama de masas, se fusionan mientras se mantienen incrustadas a un gas convergente que actúa como embudo a una tasa de caída típica de 0.2M☉ por año en una región de 50 pársecs en radio. En estudios anteriores, cuando evolucionaron de forma aislada, las galaxias enanas modelo mostraron una baja tasa de formación de estelar (SFR, por sus siglas en ingles), ~ 10-3 M  por año. Sin embargo, durante la fusión de galaxias en esta simulación, el SFR global aumenta a 0.3M por año.

Después del aumento en SFR , la tasa de supernova de colapso del núcleo (SN) aumenta y todo el gas restante se expulsa del cúmulo a aproximadamente 7Myr en su formación. Este rápido desalojo de gas marca la finalización del proceso de formación, después de lo cual los grupos se relajan dinámicamente y desarrollan propiedades estructurales similares a las del Grupo Local. Estas propiedades son indistinguibles de los cúmulos globulares actuales, como se muestra en la Figura 2.

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