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Supervientos galácticos: cuna para la formación de estrellas

  • Título del artículo original: Star formation in a galactic outflow
  • Autores: R. Maiolino, H.R. Russell, A.C. Fabian, S. Carniani, R. Gallagher, S. Cazzoli, S. Arribas, F. Belfiore, E. Bellocchi, L. Colina, G. Cresci, W. Ishibashi, A. Marconi, F. Mannucci, E. Oliva, E. Sturm
  • Institución del primer autor:  (1) Cavendish Laboratory, University of Cambridge, 19 J. J. Thomson Ave., Cambridge CB3 0HE, UK, (2) Kavli Institute for Cosmology, University of Cambridge, Madingley Road, Cambridge CB3 0HA, UK
  • Estado de la publicación: Publicado en Nature

Las nubes moleculares son aquellos lugares que reúnen las condiciones físicas necesarias para iniciar el proceso de formación estelar. La nube se vuelve inestable y comienza a colapsar  gravitacionalmente provocando un aumento en la densidad y temperatura, dando inicio a la formación de nuevas estrellas. Los modelos de formación estelar predicen que fuertes vientos de material lanzado desde el centro de las galaxias (outflows) pueden activar el proceso de formación estelar. Este escenario resulta ser poco probable, sin embargo, los autores del artículo de hoy, encontraron evidencia observacional del nacimiento de estrellas en un lugar totalmente extremo, esto es, dentro de un outflow.

Representación artística de un outflow de gas molecular para la galaxia IRAS F11119+3257. Crédito: ESA/ATG medialab.

El objeto de interés en este estudio es un sistema de dos galaxias en proceso de fusión, IRAS F23128-5919. Una de estas galaxias hospeda un AGN (por sus siglas en inglés, Active Galactic Nucleus) y muestra un prominente outflow detectado en previas observaciones.

Para analizar las estrellas y el gas alrededor de ellas los astrónomos realizaron observaciones espectroscópicas con el telescopio VLT (Very Large Telescope, por sus siglas en inglés) y el espectrógrafo X-shooter. Estas observaciones se muestran en la Figura 1 (panel izquierdo), la cual proporciona información tanto de la emisión nuclear y del outflow.  Dado que las observaciones cubren el rango espectral en el óptico e infrarrojo fue posible analizar diferentes líneas de emisión de distintos elementos (hidrogeno, oxígeno,  nitrógeno, azufre,  hierro, etc).

Figura 1. Panel izquierdo: mapas de velocidades para las componentes ancha (arriba) y estrecha (abajo) partir de los datos del instrumento MUSE en el VLT. La posición y orientación de la rendija utilizada en las observaciones se muestra en un rectángulo. Panel derecho: descomposición de las componentes anchas y estrechas para las líneas de emisión. Las imágenes son un extracto de la Figura 1 del artículo original.

Los autores encontraron que los perfiles de las líneas de emisión son asimétricos y para lograr reproducirlos es necesario ajustar de dos a tres componentes gaussianas y así obtener su intensidad. La Figura 1 (panel derecho) muestra los perfiles de las líneas de emisión junto con la descomposiciónen diferentes componentes gaussianas. Cada una de estas componentes es emitida por una region distinta, por ejemplo, las componentes más anchas (azul) provienen de la componente de gas en el outflow, mientras que la componente angosta proviene del disco de los dos sistemas en fusión (naranja).

El nido de formación estelar

Existen diferentes diagramas de diagnóstico para separar objetos de acuerdo a su mecanismo de excitación, es decir, aquellos fotoionizados por estrellas de aquellos fotoionizados por un AGN. Mediante el uso de razones de intensidades de las líneas espectrales de algunos elementos del rango óptico/infrarrojo se utilizaron diferentes diagramas con el objetivo de explorar la naturaleza de estas componentes. En el caso del rango óptico se utilizó el famoso diagrama BPT (Figura 2, panel izquierdo) el cual muestra que la componente que traza el outflow (círculos azules) se localiza en la región de formación estelar. Por otra parte, utilizando un diagrama de diagnóstico a partir de la razones de intensidad de las líneas, detectadas en el infrarrojo, se encontró que las componentes de outflow efectivamente se localizan en objetos con formación estelar (Figura 2 panel derecho), y son inconsistente con fotoionización por un AGN o choques. Esto implica que la formación de estrellas probablemente este ocurriendo dentro del outflow.

Figura 2. Diagramas de diagnósticos utilizados para discriminar entre diferentes mecanismo de excitación. Panel izquierdo: diagrama BPT el cuál utiliza razones de líneas en el rango óptico. Panel derecho: diagrama de diagnóstico basado en líneas en el infrarrojo. Los círculos en azul y naranja corresponden a las componentes ancha y estrecha que traza el outflow y la región nuclear, respectivamente. Las imágenes son un extracto de la Figura 2 del artículo original.

Evidencia cinemática

Basados en las características espectrales de sus observaciones, los autores encontraron que la edad de las  poblaciones estelares dentro del outflow es de tan solo unos cientos millones años. El estudio de la cinemática de esta población estelar joven puede ser la mejor evidencia de que la formación de estrellas puede darse dentro de outflow. Para hacer este análisis se utilizó el espectro óptico, el cual está dominado por líneas de la serie de Balmer asociadas a estrellas del tipo espectral O, el triplete del Ca II asociada a estrellas super gigantes rojas de una población más vieja y por último estrellas tipo espectral B que son asociadas a poblaciones con edades de 10 millones de años. 

Figura 3. Velocidad de las diferentes componentes estelares y del gas en función de las distancias galactocéntricas. Las estrellas representan la componente estelar y los cuadrados la componente del gas en el outflow. Extracto de la Figura 4 del artículo original.

La Figura 3  muestra las velocidades de las componentes anchas y estrechas que trazan el gas en el outflow (azul y naranja) y las velocidades de las componentes estelares (estrellas) en función de la distancia galactocéntrica. Lo que encontraron fue que todas las componentes estelares son desplazadas hacia el azul respecto de la componente angosta (la cual traza la componente de disco) indicando que estas son asociadas con el outflow. Además, estas componentes muestran velocidades más bajas que las componentes de las líneas de emisión en el outflow (cuadrados), pero esto es lo esperado debido a que las estrellas frenan su velocidad al sentirse ligadas al campo gravitacional de la galaxia. Finalmente ellos estiman que la tasa a la que se están formando las estrellas es de alrededor del 30 masas solares por año, lo que indica un fracción significante de la tasa de formación estelar total debida a la fusión de las dos galaxias.

Conclusión

Las observaciones espectrocópicas en una de las galaxias del sistema IRAS F23128-5919 han proporcionado la primera evidencia del nacimiento de estrellas dentro de un outflow. A este escenario pueden contribuir a varios procesos físicos involucrados, por ejemplo, el enriquecimiento químico del medio intergaláctico y circumnuclear y la evolución morfológica de las galaxias. Sin duda esto punta al desarrollo observaciones y de nuevas técnicas más exhaustivas en la búsqueda de formación estelar en otros outflows galalácticos.

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