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Las motas de polvo más antiguas del Universo

Un cuento de dos tipos de galaxias

El polvo no es solo algo para barrer de bajo de tu cama. De hecho, cuando observamos una galaxia fuera de la Vía Láctea, el polvo está en todos lados, afectando fuertemente lo que vemos. Hay polvo entre nosotros y la galaxia (incluyendo polvo en la misma Vía Láctea), el cual absorbe la luz de la galaxia. Podemos corregir por esto utilizando mapas de polvo, los cuáles nos dicen qué tanto polvo está en la dirección de la galaxia.

Entonces, hay polvo dentro de la galaxia en sí misma, lo cual lo complica un poco. Toda la radiación producida dentro de la galaxia—especialmente radiación de formación de estrellas—es susceptible a la absorción por este polvo. El polvo entonces reemite la energía absorbida en forma de luz infrarroja. La luz infrarroja, por lo tanto, traza tanto la cantidad de polvo como la cantidad de formación estelar en una galaxia.*

Algunas galaxias parecen ser especialmente luminosas en el infrarrojo. En el Universo local, estas son llamadas, galaxias infrarrojas ultraluminosas, o ULIGRS (N. del T: por sus siglas en Inglés). Se piensa que las ULIGRs son muy polvorientas y forman estrellas muy rápidamente, produciendo cientos de masas solares de estrellas por año (para referencia, la Vía Lactéa solo forma cerca de 1-5 masas solares de estrellas por año).

Más lejos en el Universo, la radiación infrarroja producida por el polvo es desplazada a longitudes de onda más largas—a menudo a longitudes de onda submilimétricas (desde alrededor de 250 micrómetros hasta 1 milímetro, en alguna parte entre radiación infrarroja y de microondas del espectro electromagnético). Las galaxias submilimétricas (SMGs, N. del T. por sus siglas en Inglés) son, sorprendentemente, galaxias identificadas por su radiación submilimétrica. Estas SMGs son observadas a alto corrimiento al rojo; de hecho, unas cuantas SMGs que han sido observadas a corrimiento  al rojo por encima de 5, o sea antes de que el Universo estuviera cerca de mil millones de años (decimos que el corrimiento al rojo es tanto una medida de la distancia hasta nosotros como de tiempo en el pasado).

Como las ULIRGs, se piensa que las SMGs son polvorientas y con alta formación estelar. Sin embargo, muchas SMGs, especialmente aquellas a alto corrimiento al rojo, tambien parecen tener brotes extremos de formación estelar. Eso significa que forman estrellas a tasas extremadamente altas, más altas que incluso sus contrapartes las ULIGRs, formando cerca de miles de masas solares por año. Lo cual nos deja una interesante pregunta: ¿Son todas las SMGs a alto corrimienro al rojo tan extremas? o ¿solo han sido observadas los casos más extremos porque son las más brillantes y por lo tanto las más fáciles de observar?**

Esto nos trae al artículo de hoy por Zavala et al., quienes tratan de responder éstas preguntas mediante el descubrimiento de una SMG menos extrema a alto corrimiento al rojo.

El artículo de hoy

¿Cómo vemos algo lejano que no es muy brillante? Eso es fácil: ¡amplificándolo! Afortunadamente, el Universo ofrece una forma natural para hacerlo utilizando lentes gravitacionales—objetos masivos (a menudo galaxias o cúmulos) que, como lentes de aumento tradicionales, amplifican objetos de fondo doblando la luz de éstos.

Figura 1. Izquierda: imagen de una galaxia en primer plano, observada en luz óptica (verde) y la galaxia de fondo amplificada, observada a longitudes de onda submilimétricas (rojo). Derecha: los componentes modelados del sistema de una lente: objeto en primer plano en azul, fondo en naranja. Ten en cuenta que la observación y el modelo de la galaxia de fondo coinciden bien. (Figura 2 del artículo original).

Ese es exactamente el mecanismo que Zavala et al. utilizan para encontrar una SMG a alto corrimiento al rojo. Como se muestra en Figura 1, una galaxia cercana (la gota verde en el medio del panel izquierdo) actúa como una lente para una SMG a alto corrimiento al rojo en el fondo (los arcos rojos alrededor de la gota verde). Los autores son capaces de identificar líneas espectrales para las moléculas de CO y H2O en el espectro de la SMG de fondo (Figura 2), lo que les permite medir con precisión su corrimiento al rojo que es aproximadamente 6—cuando el Universo tenía menos de mil millones de años.

Figura 2. El espectro de la SMG de fondo (panel a superior). Líneas verticales punteadas muestran las líneas CO y H2O observadas, se muestran en más grande detalle en paneles b, c, and d. Una línea adicional medida [C II] de la observaciones se muestra en en panel e. El histograma es el espectro observado, las líneas negras son el mejor ajuste de los modelos. (Figura 1 del artículo original).

Entonces, Zavala et al., utilizan esta medida del corrimiento al rojo para modelar la lente y la SMG de fondo, y su modelo parece encajar muy bien con las observaciones (panel izquierdo de la Figura 1). Del modelo, los autores concluyen que la luz de la SMG tiene que ser amplificada por un factor de casi 10. Esto es importante—para obtener una verdadera medida de la luz producida por la SMG,  los autores necesitan corregir qué tanto la luz fue amplificada por lentes gravitacionales.

Después que  corrigieron por la amplificación debida a la lente, los autores encontraron que la SMG está produciendo casi la misma luz infrarroja que una ULIRG local, del orden de 10¹² luminosidades solares. Ellos utilizan este flujo infrarrojo para estimar la tasa de formación estelar, que es de aproximadamente 380 masas solares por año, la cuál es más baja que las aproximadamente 1000 masas solares por año formadas en otras SMGs de alto corrimiento al rojo. Finalmente, los autores, pueden utilizar la línea espectral de CO mostrada en la Figura 1 para estimar cuánto gas molecular está en la galaxia, y encuentran que esta galaxia se encuentra justo entre las ULIRGs y SMGs cuando grafican la relación entre el gas y la tasa de formación estelar (Figura 3).

Figura 3. La relación entre la tasa de formación estelar (trazada por la luminosidad infrarroja en el eje x) y la masa de gas (trazada por la luminosidad de CO en el eje y). Las ULIRGs locales son mostradas en cruces (LIRGs, las cuales son como las ULIGRs, son mostradas en cuadrados), y SMGs son mostradas con asteriscos. El diamante azul marca otra SMG con corrimiento al rojo más alto que 6. Círculos rojos muestran la SMG reportada en este trabajo; el círculo lleno corregido por la amplificación de la lente gravitacional, mientras que el círculo vacío no. (Figura 4 del artículo original).

Conclusión

Los resultados presentados en el último párrafo dependen en gran medida de la amplificación de la lente gravitacional (ver, por ejemplo, la diferencia entre los círculos lleno y vacío en la Figura 2). Sin embargo, si los autores han modelado correctamente los efectos de la lente, todas estas pistas sugieren que esta SMG de alto corrimiento al rojo puede ser menos extrema que otras SMGs de alto corrimiento al rojo, y más como una ULIRG en su lugar.

Quizás, como Zavala et al. sugieren, tales SMGs tipo ULIRG son más representativas de galaxias con formación estelar polvorientas a altos corrimientos al rojo. Estas podrían ser incluso las antecesoras de galaxias masivas inactivas (galaxias que no están activamente formando estrellas) a más bajos corrimientos al rojo.

Más observaciones de galaxias similares son necesarias para comprobar si este es el caso. Pero si lo es, podría cambiar lo que pensamos acerca de las galaxias en el Universo temprano. Después de todo, nunca habíamos visto una galaxia como ésta antes—¿y quién sabe qué más podría esta ahí afuera?.

(Notas de pie para los curiosos)

*Ten en cuenta que el polvo también puede reprocesar la luz de otras cosas aparte de la formación estelar, como los núcleos galácticos activos. Sin embargo, la distribución espacial de la emisión de polvo parece trazar más de cerca  las áreas de formación estelar dentro de las galaxias, sugiriendo que la formación estelar representa la mayor parte de la luz infrarroja del polvo.

**Este tipo de efecto es llamado un “efecto de selección” en astronomía. Los efectos de selección casi siempre afectan a las observaciones, solo porque es más fácil observar cosas que son obviamente más grandes/brillantes. Por tanto tenemos que considerar la posibilidad de que lo que vemos no es en verdad representativo de lo que estamos tratando de observar.

 

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