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Formación galáctica, un cuento de ricos y pobres

Título: Inner and outer star forming regions over the disks of spiral galaxies. I. Sample characterization
Autores: Marina Rodríguez-Baras, Angeles I. Díaz, Fabián F. Rosales-Ortega, Sebastián F. Sánchez
Institución del primer autor: Departamento de Física Teórica, Universidad Autónoma de Madrid, España
Estatus: Publicado en Astronomy & Astrophysics

Hace miles de millones de años comenzaron a formarse las galaxias y desde entonces no han parado de evolucionar. Al asomarnos al Universo vemos galaxias con colores y formas diferentes (más rojas, más azules; elípticas, irregulares y espirales), algunas solitas y otras en interacción con alguna vecina. Nuestra galaxia hogar, la Vía Láctea, es una modesta galaxia espiral (ver astrobito) que se puede clasificar como rica en metales (a los elementos químicos más pesados que el helio se le llaman metales, como se explica en este astrobito). Para conocer la historia de la Vía Láctea primero tenemos que entender la evolución de la formación de estrellas en galaxias similares a la nuestra. Con este objetivo, los autores del trabajo del día de hoy se han embarcado en la búsqueda de las historias de una gran muestra de galaxias espirales. De hecho, han realizado el estudio espectroscópico 3D de regiones H II (regiones de formación estelar joven) ¡más completo a la fecha! Han recolectado 1396 regiones H II distribuidas en 263 galaxias espirales con diferente morfología en la clasificación de Hubble, todas ellas aisladas y a distancias de entre 20 y 140 Mpc de nosotros. Los datos de esta muestra fueron obtenidos del proyecto Califa (ver astrobito).     La gran cantidad de regiones H II de la muestra, así como el que éstas provengan de galaxias con formas diferentes, y que todas hayan sido observadas con el mismo instrumento, permite realizar un trabajo estadístico bastante robusto.

La contaminación del centro

 

Figura 1. Ejemplos de clasificación morfológica de Hubble para galaxias espirales. Crédito: Fotos de archivo.

En la clasificación morfológica de las galaxias espirales se dice que una galaxia es “temprana” cuando su bulbo (la región esferoidal localizada alrededor del centro de la galaxia) es amplio y sus brazos espirales son anchos y están estrechamente enrollados. En cambio, en una galaxia “evolucionada” o “tardía” el tamaño del bulbo es pequeño y los brazos espirales son menos definidos y más abiertos (ver Figura 1). De esta manera, una región H II que se encuentre cerca del centro de la galaxia se verá más afectada por la luz proveniente de la población vieja del bulbo que una que se encuentre lejos de éste, siendo mayor este efecto si la galaxia es de tipo “temprano”. Por este motivo los autores de este trabajo decidieron separar las regiones H II en internas y externas, de acuerdo a su distancia al centro de la galaxia, y estudiar su comportamiento en relación al tipo morfológico de su galaxia hogar.

¿Población joven, vieja o contaminada?

 

Figura 2. Distribución del EW(Hα) para las regiones H II internas (Izquierda-Naranja) y externas (Derecha-Azul) de la muestra de galaxias espirales. Crédito: Figura 9 del artículo original (arXiv:1801.07126)

Los cúmulos abiertos con edades menores a 10 millones de años contienen estrellas masivas (M > 10 MSol) que emiten fotones capaces de ionizar el hidrógeno a su alrededor, y por lo general se encuentran embebidos en regiones H II. Al llegar a dicha edad, la última estrella masiva ha muerto o evolucionado volviéndose más fría e incapaz de producir fotones ionizantes. Para determinar la edad de la región H II (y sus jóvenes cúmulos) se suele medir el ancho equivalente de la línea de Hα (EW[Hα], por sus siglas en inglés) emitida por este gas ionizado. El valor del EW(Hα) es independiente de la masa y extinción del cúmulo, ya que se calcula como el cociente entre la luminosidad de la línea en emisión (luz emitida por el hidrógeno ionizado al recombinarse) y el continuo bajo la línea (luz emitida por las estrellas). Cuando un cúmulo es joven, el valor de su ancho equivalente es alto (~1000 angstroms) y conforme envejece va disminuyendo hasta volverse cero a los 10 millones de años de vida. Sin embargo, cuando la región H II se ve contaminada por luz proveniente de poblaciones viejas, la luminosidad de continuo de la línea de Hα aumenta, disminuyendo el valor del ancho equivalente.

La distribución del EW(Hα) de las regiones H II de las galaxias de la muestra (Figura 2), indica que las regiones más cercanas al centro de la galaxia (Izquierda) tienen valores menores que las regiones H II externas (Derecha). Esto quiere decir que las regiones H II externas son más jóvenes que las internas, o que estas últimas están siendo contaminadas con la luz de poblaciones estelares más viejas. Los autores de este trabajo sugieren que esta última explicación es más certera, ya que también encontraron que las regiones H II de las galaxias con morfología temprana (Sa-Sb) tienen anchos equivalentes menores que sus análogas en galaxias de tipo tardío (Sd-Sm), en donde el bulbo es más pequeño.

Ricos y fríos, así los miembros de la población del centro

Figura 3. Relación entre el cociente de líneas en emisión [OII]λ3727/[OIII]λ5007 y del índice O3N2 para las regiones H II internas (diamantes rojos) y externas (cruces azules) de la muestra de Califa. Se compara con regiones H II internas del trabajo de PINGS (estrellas negras) y circumnucleares (asteriscos verdes) del trabajo de Díaz et al. (2007) y la región central (triángulo verde) y una región H II externa de M33 (cuadrado naranja) del trabajo de López-Hernández et al. (2013)

El grado de ionización de una región H II que envuelve a un cúmulo depende de la cantidad de estrellas masivas en éste, ya que éstas son las responsables de emitir fotones energéticos capaces de ionizar elementos pesados como el oxígeno. Cuando un gas tiene un alto grado de ionización, un porcentaje importante de los iones de oxígeno habrán perdido dos electrones (O++ u OIII) mientras que una fracción más pequeña habrá perdido sólo un electrón (O+ u OII). En cambio, cuando el gas tiene un bajo grado de ionización los iones de OII dominan. De esta manera, para identificar el grado de ionización del gas podemos utilizar el cociente [OII]λ3727/[OIII]λ5007, el cual es más pequeño cuanto mayor sea el grado de ionización del gas.

Por otro lado, dado que las estrellas son las encargadas de procesar el hidrógeno y convertirlo en metales (carbón, oxígeno, nitrógeno, etc), al aumentar el número de generaciones estelares desarrolladas en una galaxia se espera que aumente la cantidad de metales en la misma. El índice O3N2, definido como O3N2 = log[ ([OIII]λλ5007*Hα)/([NII]λ6584*Hβ) ], se utiliza como un indicador de la abundancia de elementos pesados. Cuando el gas es rico en metales habrá una mayor cantidad de iones de nitrógeno, haciendo más intensa la línea de [NII]λ6584, y disminuyendo así el valor de O3N2.

En la Figura 3, los autores comparan el valor del cociente [OII]λ3727/[OIII]λ5007 con el del índice O3N2 para las regiones H II internas (rombos rojos) y externas (cruces azules) de la muestra estudiada. La gráfica muestra que las regiones H II más cercanas al centro de la galaxia presentan una mayor metalicidad y menor grado de ionización que sus compañeras externas. Este comportamiento también lo siguen regiones H II internas obtenidas de otros trabajos: catálogo de galaxias PINGS (estrellas negras), regiones H II circumnucleares (asteriscos verdes), región H II central (triángulo verde) y externa (cuadro naranja) de M33. Además, los autores también encontraron que el color de las regiones H II internas es más rojizo que el de sus análogas externas, lo cual puede explicarse como el resultado de la contaminación por luz proveniente del bulbo de la galaxia, así como por una mayor cantidad de metales en esta zona.

Conclusiones

Los autores de este trabajo concluyen que las regiones H II internas de las galaxias están constituidas por poblaciones estelares más viejas y que se encuentran en un estado evolutivo más avanzado con respecto a las de las regiones externas. Adicionalmente, los resultados presentados en este trabajo confirman que las regiones H II estarán altamente influenciadas por el ambiente en el que se encuentren.

Este trabajo es un claro ejemplo de cómo el estudio de las regiones H II puede brindar respuestas importantes sobre los procesos de formación y evolución de las galaxias.

Si quieres adentrarte en la historia de evolución de las estrellas y los cúmulos, te recomiendo que leas: “La conspiración de la evolución estelar (parte 1 y 2)”, así como el astrobito “Formación estelar: ¿por qué es tan ineficiente?“.

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