CALIFA, un viaje por la historia de las galaxias

Título: The spatially-resolved star formation histories of CALIFA galaxies: Implications for galaxy formation
Autores: R. M. González Delgado, E. Pérez, R. Cid Fernandes, R. García-Benito et al.
Institución del primer autor: Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC), Granada, España
Estado: Aceptado para ser publicado en A&A

¿En qué tiempos se crearon las estrellas que forman la Vía Láctea o las otras galaxias? ¿Las galaxias siempre se han visto igual o su forma cambia en el tiempo? Buscando responder estas preguntas, el proyecto CALIFA resuelve espacialmente la historia de formación estelar de cientos de galaxias con distintas morfologías en el universo cercano.

Figura 1. CALIFA (Calar Alto Legacy Integral Field Area Survey) es un proyecto que está observando una muestra estadística de ~600 galaxias del universo local utilizando las IFUs PMAS/PPAK en el telescopio de 3.5m de Calar Alto. La imagen presenta una mandala hecha con la representación de una galaxia espiral observada por PPAK, rodeada por observaciones de otras galaxias. Crédito: R. García-Benito, F. Rosales-Ortega, E. Pérez, C.J. Walcher, S.F. Sánchez & el equipo CALIFA (wikipedia).

¿Cómo se construye una galaxia?

Tanto el modelo cosmológico Lambda-CDM (el más aceptado actualmente) como las simulaciones indican que las galaxias aumentan su masa por fusión (la mezcla de dos galaxias que chocan). De hecho, las simulaciones sugieren que hasta el 50% de las estrellas que forman las capas externas de las galaxias no fueron formadas ahí, sino que están ahí debido a la fusión de la galaxia con alguna compañera. Por otro lado, se piensa que las galaxias con un valor de masa similar o menor al de la Vía Láctea han adquirido su masa por acreción, a través de caminos de gas frío que provienen de la red cósmica.

En cambio, los estudios observacionales indican que la regulación del crecimiento de las galaxias requiere de más procesos físicos que sólo la acreción de gas. Algunos de los procesos propuestos son la retroalimentación de material y los vientos causados por las explosiones de supernovas, evolución del momento angular o la relación entre la densidad de gas y estrellas.

¿Quién tiene la razón, las simulaciones o las observaciones? ¿El crecimiento de las galaxias es ocasionado solamente por acreción de gas o fusión de galaxias, o existen otros mecanismos importantes involucrados en el desarrollo de las mismas?

Para poder entender el proceso de crecimiento de las galaxias es necesario analizar los tiempos y lugares en donde se han formado las estrellas que forman la galaxia a lo largo de su historia. Por lo que se necesitaría de tomar fotografías (en dos dimensiones) de las galaxias mientras hacemos un viaje en el tiempo. Y dado que esto es imposible, los astrónomos no han parado de buscar alternativas.

CALIFA y la historia de formación de galaxias

¿Cuál es la mejor opción para estudiar espacial y temporalmente una galaxia? ¡Observarla con un espectrógrafo 3D o espectrógrafo de campo integral (IFU, por sus siglas en inglés)! Podríamos describir los espectrógrafos en 3D como instrumentos que generan, al mismo tiempo, imágenes bidimensionales en múltiples longitudes de onda, y a estos conjuntos de imágenes se les llama “cubos de datos”. Estas imágenes, en lugar de decir que se componen por píxeles, decimos que se componen por “spaxels”. Esto es porque un píxel de una imagen “normal” contiene la intensidad de luz (representativa de 1 longitud de onda) en un punto en el espacio (X,Y), mientras que un spaxel contiene todo el espectro (intensidad de luz para un rango de longitudes de onda). El espectro es como una “firma” del objeto que estamos observando, ya que cada objeto genera un espectro distinto cuya forma depende de la temperatura y propiedades químicas del objeto estudiado.

Como estrellas con diferente edad y composición química tienen diferentes espectros, el espectro de una población de estrellas es el resulado de la mezclar los espectros de las estrellas que lo forman. Por lo que si se crean modelos de espectros de estrellas con diferentes edades y composición química, y combinamos miles de éstos, podemos construir el modelo de una galaxia. Y así, podemos comparar la forma del espectro observado de una galaxia con el espectro modelado de una población de estrellas para identificar las edades (y cantidad) de estrellas que forman dicha galaxia.

Figura 2. Esquema del funcionamiento de las IFUs. A la izquierda se presenta el campo de la galaxia observado por el telescopio y dividido espacialmente por lentes y fibras ópticas, así la luz es llevada a un espectrógrafo donde es separada en frecuencia para formar una colección de espectros. Crédito: Adaptación de la imagen por M. Westmoquette, a su vez adaptada de Allington-Smith et al. 1998 (wikidot).

El proyecto CALIFA (Calar Alto Legacy Integral Field Area Survey) se ha dado a la tarea de fotografiar, utilizando IFUs, un gran número de galaxias con diferentes morfologías para entender mejor la composición estelar y química de las galaxias, así como su distribución espacial. CALIFA es un excelente herramienta para tratar de entender el ensamblaje y desarrollo de las galaxias porque:

1) Su amplio campo de visión cubre las galaxias cercanas en su totalidad
2) Su rango espectral y resolución permite realizar ajustes de modelos de poblaciones estelares
3) Ha observado galaxias de todo los tipos morfológicos de Hubble y un amplio rango de masas

¿Cómo estudiar cientos de cubos de datos?

Para analizar espacialmente las edades de las estrellas que forman una galaxia, se ajustaron los espectros cada uno de los “spaxels” de la imagen de dicha galaxia a modelos de poblaciones estelares compuestas o CPS por sus siglas en inglés. Estos CPS representan la evolución temporal entre 1 millón hasta 14 mil millones de años para una población que comienza a crear estrellas en el tiempo t1 y cesa en el tiempo t2, siendo 1 millón de años ≤ t1, t2 ≤ 14 mil millones de años. Se utilizaron 18 CPS con distintas épocas de “creación de estrellas” que abarca todo el rango de tiempo.

La Figura 3 presenta la distribución espacial y temporal de la masa contenida en estrellas de las 436 galaxias estudiadas. Las galaxias se catalogan por su tipo morfológico en elípticas (E), lenticulares (S0) y espirales (Sa, Sb, Sbc, Sc, Sd); y de acuerdo al logaritmo de su masa en 5 grupos que van de las menos masivas (10^8.6 a 10^9.8 masas del Sol) hasta las más masivas (10^11.3 a 10^11.9 masas del Sol). Finalmente se tienen 22 “casillas” que contienen galaxias del mismo tipo morfológico y rango de masas. Cada casilla contiene la información de “n” galaxias. Los valores de las edades de las estrellas contenidas en cada uno de los “spaxels” que forman la imagen de las galaxias en la casilla se agrupan en 4 grupos: que van de poblaciones menores a mil millones de años hasta poblaciones mayores a nueve mil millones de años, y se identifican por los colores de la gráfica. Para realizar la representación espacial de los “spaxels”, en todas las galaxias se identificaron tres zonas: la zona interna (representada por la barra de la izquierda), la galaxia completa (representada por la barra central) y la zona externa (representada por la barra de la derecha).

Figura 3. Fracción de masa de las estrellas con diferentes edades y rango espacial. Cada columna corresponde a un grupo morfológico y cada renglón a un grupo de masa. Las tres barras de cada casilla corresponden a diferentes regiones de la galaxia: región central (barra izquierda), galaxia completa (barra central) y región externa (barra derecha). Los colores indican el rango de edad de la población estelar, donde la leyenda “Gyr” corresponde a miles de millones de años. Crédito: Figura 4 del artículo original arXiv:1706.06119.

Lo primero que se observa al mirar la Figura 3 es que el color rojo (que representa estrellas que se formaron hace más de nueve mil millones de años) domina las casillas de la imagen, indicando que la formación de estrellas en el pasado lejano fue muy intensa y es muy baja en los tiempos cercanos (color azul). También, si miramos la figura de izquierda a derecha notamos que la cantidad de color azul (estrellas que se formaron apenas mil millones de años atrás) crece conforme nos acercamos a las galaxias de tipo Sc y Sd, indicando que conforme más “tardío” es el tipo morfológico más tiempo le toma a la galaxia formar estrellas. Ahora, si miramos la imagen de arriba hacia abajo (más a menos masa estelar) vemos que mientras más masiva es la galaxia más rápido ha formado estrellas (mayor cantidad de color rojo). Otra propiedad que se observa es que siempre la barra izquierda está dominda por el color rojo, indicando que la mayor fracción de la masa de la zona central de la galaxia se convirtió en estrellas en en pasado lejano, mientras que en la zonas externa de las galaxias (barra de la derecha) las  estrellas se han ido formando más gradualmente (mayor contribución del color verde y azul).
Conclusiones:

Los autores también analizaron cuántas estrellas se forman por unidad de tiempo, es decir, la tasa de formación estelar (SFR, por sus siglas en inglés). Encontraron que esta cantidad es proporcional a la masa en estrellas de las galaxias, y que la intensidad de la formación estelar declina rápidamente conforme el Universo evoluciona. En el tiempo presente, las galaxias espirales forman más o menos estrellas dependiendo de la zona en la que se mire, pero esta variación espacial es mucho menor en las galaxias elípticas.

Si quieres conocer más sobre la vida de las galaxias te recomiendo que leas “Es una vida difícil para una galaxia pequeña”.