Robando gas caliente a las galaxias

• Titulo: Ram Pressure Stripping of Hot Coronal Gas from Group and Cluster Galaxies and the Detectability of Surviving X-ray Coronae
• Autores: Rukmani Vijayaraghavan & Paul M. Ricker
• Institucion del primer autor: Dept. of Astronomy, University of Illinois at Urbana-Champaign
• Estado: Aceptado por MNRAS
• Astrobite original por Andrew Emerick

Si se trata de hacer generalizaciones, las galaxias son simplemente máquinas de formar estrellas con variedad de tamaños y formas. Se forman en halos de materia oscura y crecen con el tiempo a medida que acumulan gas de su entorno y que se fusionan con otras galaxias. Si se las dejara en paz, lentamente convertirían este gas en estrellas, operando en un balance creativo entre el gas que escapa de la galaxia a través de vientos de supernova, por ejemplo, y el gas que entra proveniente del entorno de la galaxia.  Hasta que, en cierto momento, las galaxias habrán convertido todo el gas en estrellas y comenzarán a “morir” lentamente. Sin embargo, las galaxias normalmente no evolucionan aisladas de otras galaxias. Este es el caso de galaxias en grupos y cúmulos de galaxias (asociaciones más masivas que los grupos) y los efectos de esos entornos son perjudiciales para la formación de estrellas. En esta simple descripción que hemos presentado de la vida de una galaxia,  el gas frío contenido en los discos galácticos actúa directamente como combustible para la formación estelar. Las galaxias también suelen encontrarse rodeadas de una corona de gas caliente (a milliones de grados Celsius), que funciona como repertorio de gas que en algún momento se enfriará, caerá dentro de la galaxia y formará estrellas. Si se quita el gas frío de una galaxia, ésta deja de formar estrellas, mientras que al quitar el gas caliente la formación estelar se irá apagando lentamente a medida que se corta la entrada de nuevo gas frío. El término algo drámatico que se usa para referirse al proceso de remoción del gas caliente y el eventual cese de la formación estelar es “estrangulación”. En grupos y cúmulos de galaxias, tanto el gas frío como el gas caliente pueden ser violentamente removidos de las galaxias mientras éstas viajan a través del gas caliente que llena el grupo o cúmulo (llamado medio intracumular, o ICM). Esta remoción violenta del gas se conoce como ram pressure stripping (RPS), y nuevamente puede conllevar a un proceso de estrangulación. Sin embargo, algunas galaxias sobreviven al RPS, o son sólo parcialmente afectadas por él. Los autores del trabajo que discutimos hoy estudian el proceso de estrangulación: cómo se pierde la corona de gas caliente y cómo ciertas galaxias pueden sobrevivir a este proceso a pesar de su movimiento dentro de los cúmulos.

Simulando la estrangulación galáctica

Los autores construyen dos simulaciones hidrodinámicas: una para un grupo de galaxias y otra para un sistema más masivo, un cúmulo. Estos dos sistemas contienen 26 y 152 galaxias, respectivamente. Cada galaxia en la simulación tiene una masa mayor a 10⁹ masas solares, y el grupo/cúmulo tiene una masa total de 3.2×10¹³ / 1.2×10¹⁴ masas solares. Los autores hacen ciertas idealizaciones de manera de poder identificar más limpiamente los efectos del ambiente del grupo/cúmulo en las galaxias y ver cómo difieren. Todas las galaxias viven dentro de halos de materia oscura con simetria esférica. Los autores sólo incluyen el gas caliente en las galaxias, dándole también simetría esférica, pero no incluyen en sus modelos el gas frío, dado que enfocan su trabajo en el proceso de estrangulación.

Figura 1: Imágenes del grupo de galaxias (arriba) y el cúmulo (abajo) vistas a través de proyecciones de la temperatura del gas, en las condiciones iniciales (izquierda) y luego de 2 Gyr de evolución (derecha). Las galaxias se observan como los nudos densos en color azul rodeados por halos de gas casi esféricos. A la derecha, parece haber muchas menos galaxias en ambos casos, dado que su gas caliente fue removido. También el gas caliente adopta una morfología mas irregular. (Fuente: Figuras 3 y 5 de Vijayaraghavan and Ricker 2015)

La Figura 1 muestra proyecciones de la temperatura del gas para las condiciones iniciales y luego de 2 Gyr de evolución. Los círculos azules son galaxias, rodeadas de gas caliente. Las imágenes están centradas en los centros del gas caliente intracumular.  Se puede observar que hay una pérdida signifcativa de las coronas de gas caliente de las galaxias, aunque algunas logran quedarse con su corona. Esto se ve también en la Figura 2, que muestra los perfiles de masa promedio de las galaxias (masa actual dividida por la masa inicial y como función de la distancia al centro de la galaxia) en el grupo  (izquierda) y el cúmulo (derecha) a través del tiempo. Estos resultados muestran que el 90% del gas asociado con las galaxias se pierde luego de 2.4 Gyr, y que este proceso demora más, en general, en grupos que en cúmulos.

Figura 2: Perfiles promedios de la masa del gas como función del radio para las galaxias en el grupo (izquierda) y en el cúmulo (derecha) a través del tiempo. Los perfiles están normalizados por el perfil inicial del gas. Las líneas llenas muestran todas las galaxias, mientras que las lineas de guiones muestran galaxias de masa incial mayor a 10¹¹ masas solares y las líneas con puntos y guiones, aquellas con masas iniciales menores a 10¹¹ masas solares (Fuente: Figura 6 de Vijayaraghavan and Ricker 2015)

Conectando las simulaciones con las observaciones

Además de estudiar los procesos de pérdida de gas en detalle, los autores buscan hacer predicciones observacionales acerca de si el gas caliente podría ser observado en galaxias en grupos y cúmulos. Para ello, los autores usan sus simulaciones para crear mapas sintéticos de observaciones con rayos X de las galaxias en el grupo y en el cúmulo. La Figura 3 muestra un ejemplo de estos mapas para el grupo de galaxias luego de 1 Gyr de evolución.  Se muestra la proyección de la temperatura a la izquierda (similar a la Figura 1), al lado de observaciones ficticias a 40 ks (kilosegundos) y 400 ks en rayos X.

Figura 3: Proyección de la temperatura (izquierda) y mapas sintéticos de la emision en rayos X (centro y derecha) para el grupo de galaxias luego de 1 Gyr. Los mapas se muestran para un exposición de 40 kilosegundos (ks) y 400 ks. Algunas de las coronas de gas alrededor de las galaxias puede observarse para exposiciones suficientemente largas en los rayos X.  El punto rojo central en las imágenes de rayos X corresponde a la emisión en rayos X del gas que pertenece al grupo de galaxias, que está mucho más caliente. (Fuente: Figura 10 de Vijayaraghavan and Ricker 2015)

Los autores encuentran que se podría observar el gas caliente que queda en las galaxias y el que está siendo perdido luego de 1 – 2 Gyr de que la pérdida haya comenzado usando una exposición de 40 ks con el telescopio de rayos X Chandra. Esta es una exposición bastante larga, pero los autores sugieren que el gas podría ser detectado aún si se toma una serie de exposiciones más cortas para luego sumarlas. Debido a la diferencia en el ritmo de pérdida de gas en grupos y en cúmulos, los autores sugieren que sería más fácil detectar el gas en los grupos, donde el proceso de pérdida lleva más tiempo.

Entendiendo la estrangulación

Este trabajo explora como el entorno de una galaxia afecta su evolución. El movimiento de las galaxias dentro de grupos y cúmulos disminuye su formación estelar. Este trabajo sugiere que, combinando observaciones de rayos X actuales y venideras, sería posible detectar directamente la estrangulación en acción.