Título del artículo original: “Early Science with the Large Millimeter Telescope: discovery of the 12CO(1-0) emission line in the ring galaxy, VIIZw466 [arXiv:1611.08968]”
Autor: O. Ivy Wong, O. Vega, D. Sánchez-Argüelles, G. Narayanan, W.F. Wall, M.A. Zwaan, D. Rosa González, M. Zeballos, K. Bekki, Y.D. Mayya, A. Montaña, & A. Chung
Institución del primer autor: International Centre for Radio Astronomy Research, University of Western Australia, Crawley, Australia
Estado de la publicación: Publicado en MNRAS, 2017MNRAS.466..574W
Figura 1. Mosaico de imágenes de galaxias en colisión tomadas del archivo de Hubble/ESA. Imagen de Arp 148 (Crédito: NASA, ESA, The Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration, y A. Evans.) Imagen de NGC 5194 y NGC 5195 (Crédito: NASA, ESA, S. Beckwith, y The Hubble Heritage Team STScI/AURA.) Imagen de UGC 1024 (Crédito: NASA, Holland Ford (JHU), the ACS Science Team y ESA.) Imagen de NGC207 e IC 2163 (Cédito: NASA/ESA y The Hubble Heritage Team.)
Las galaxias anilladas, como VII Zw466, son galaxias colisionadas. De forma similar, las primeras galaxias formadas en el Universo fueron víctimas de múltiples colisiones entre ellas, por lo que se espera que los procesos que ocurren en las galaxias anilladas sean similares a los que sufrieron las primeras galaxias del Universo.
Las estrellas nacen en las nubes moleculares, formadas principalmente por moléculas de hidrógeno (H2) y otras moléculas como el monóxido de carbono (CO).
El H2 solamente emite luz bajo temperaturas y densidades muy particulares, por lo que es muy poco probable poder observarlo en toda la extensión de las nubes moleculares. Para determinar su existencia se estudia la luz emitida por la rotación de las moléculas de CO (segunda componente más abundante del gas molecular y aún así, por cada molécula de CO existen ~5000 moléculas de hidrógeno en la Vía Láctea).
La relación que existe entre la cantidad de CO respecto al H2 es conocida como XCO, y su valor depende del ambiente en el que se encuentra la galaxia, las interacciones que haya tenido con alguna compañera y de su composición química. Así, el valor de XCO en galaxias similares a la Vía Láctea puede ser muy diferente al de las primeras galaxias formadas en el Universo.
Figura 2. Mapa de VII Zw466 y sus tres galaxias vecinas (etiquetadas como G1 y G2).
El círculo verda presenta el area observada por el GTM. Se piensa que G2 es la galaxia que atravesó a VII Zw466 en el pasado ya que un camino de hidrógeno atómico une a ambas galaxias (Appleton et al. 1996). Crédito: Figura 1 del artículo original, Wong et al., 2016 (arXiv:1611.08968v1).
Los autores de este trabajo buscaron analizar el valor de XCO para la galaxia anillada VII Zw 466, utilizando observaciones del CO a través de la línea molecular del 12CO(1-0) con el instrumento “Buscador de Corrimientos al Rojo” (RSR, por sus siglas en inglés) del Gran Telescopio Milimétrico Alfonso Serrano (GTM). La Figura 2 se presenta la zona observada de VII Zw466 encerrada en un (círculo verde) y la detección de la línea se observa en la Figura 3.
Los autores de este trabajo encontraron que la luminosidad observada en CO (LCO) es mucho menor a la que se esperaría (de acuerdo a estudios en galaxias similares a la Vía Láctea) para la luminosidad emitida por la galaxia en el Lejano Infrarojo (LFIR). Este comportamiento se observó previamente en otras galaxias en colisión, lo que sugiere que la relación entre LCO y LFIR es diferente para galaxias en colisión que para galaxias aisladas.
Después, calcularon el valor de XCO utilizando dos métodos diferentes de la literatura. Con los valores calculados de XCO y el area proyectada de la galaxia (asumiendo que el gas se distribuye de forma uniforme a lo largo del anillo), estimaron que la masa de H2 en VII Zw466 se encuentra entre dos y cinco mil millones de masas solares. Y al comparar con estimaciones previas, ¡se dieron cuenta de que estaban observando prácticamente todo el gas molecular esperado en la galaxia!
Figura 3. Detección de la emisión de la línea de CO en VII Zw466 (en escala de la temperatura de brillo del haz) ajustada con una Gaussiana (línea roja).
Crédito: Figura 3 del artículo original, Wong et al., 2016 (arXiv:1611.08968v1).
Otra forma de calcular la masa del H2 es asumiendo que la eficiencia de la formación estelar (tiempo que le toma a una galaxia transformar el gas molecular a estrellas) es constante, y conociendo la tasa de formación estelar (la SFR, por sus siglas en inglés, es la masa de gas que es convertida en estrellas por unidad de tiempo) en la galaxia. Utilizando el valor de SFR para VII Zw466 (obtenido de la literatura), se obtuvo la masa total de H2 esperado para el area observada por el GTM (~35% del area total del anillo). Y resultó que la masa calculada con la SFR es de ¡3 a 6 veces mayor que la estimada con la observación de CO!
¿Cómo es posible que se estén formando tantas estrellas si el CO indica que hay poco gas molecular del cual se puedan formar? ¿Realmente no hay gas molecular? ¿O es sólo que el CO de la galaxia es obscuro, es decir, que no es fácil de ser observado? Es poco probable que el anillo de VII Zw466 sea rico en CO obscuro debido a su alta densidad, ya que el CO obscuro se encuentra principalmente en zonas de gas difuso.
Entonces ¿Cómo se comporta la formación de estrellas en galaxias anilladas? La formación estelar de las galaxias anilladas se encuentra confinada en el anillo formado por la expansión de la onda de densidad generada por la colisión con una estrella menos masiva. Es decir, cuando una galaxia (llamémosla M1) es atravesada por otra menos masiva (M2), en el borde delimitado por la interacción entre ambas galaxias se forma una onda de densidad. Esta onda de densidad (formada en la galaxia M1) se expande, empujando el material de la galaxia hacia los bordes de la misma, transformando el cuerpo de la galaxia a una forma de anillo. Y encima, la compresión que sufre el gas molecular estimula la formación de estrellas, por lo que la galaxia (M1) acaba convirtiéndose en un anillo de gas rico en estrellas. Así, a la luz ultravioleta (el peor enemigo de las moléculas de gas) emitida por las estrellas recién formadas le es fácil destruir al H2 confinado en el anillo de la galaxia. Y al disminuir la cantidad de gas molecular, le será difícil a la galaxia volver a formar estrellas.
Conclusión:
Las observaciones realizadas con GTM han detectado aproximadamente el 84% del gas molecular contenido en la galaxia, concentrado en sólo el 35% del area del anillo. Además, se sugiere que el anillo de la galaxia realmente sufre de un déficit de hidrógeno molecular, a menos que exista una alta cantidad de gas obscuro en CO (lo cual es poco probable).
Las galaxias anilladas en colisión ¡son algo realmente extremo! El modo en que forman estrellas es bastante diferente al de las galaxias aisladas, o incluso en aquellas que se encuentran en interacción pero de forma menos violenta.
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