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Por quién dobla la red cósmica

 

¿Islas en el cielo?
Cuando las galaxias se descubrieron por primera vez, a veces les llamaban “universos isla”. En realidad, se trata de una especie de comparación bastante apta. Como las islas, las galaxias son sistemas complejos con muchos componentes individuales.

Sin embargo, la palabra “isla” a veces se asocia con el aislamiento. “Ningún hombre es una isla entera por sí mismo”, dice un famoso poema; en las últimas décadas, los astrónomos se han dado cuenta de que ninguna galaxia es una isla. Las propias galaxias interactúan entre sí y con sus entornos, y comprender cómo sucede esto es una de las preguntas principales en la evolución de las galaxias.

Estudiar galaxias enanas puede ser una forma de responder esta pregunta. Estos pequeños sistemas (islas en miniatura), dominados por materia oscura, son particularmente susceptibles a las interacciones externas. Además, bajo el paradigma actual de la formación jerárquica de galaxias, las estructuras más grandes están hechas de estructuras más pequeñas, por lo que las galaxias enanas también son los bloques de construcción de las galaxias más grandes. Todos estos factores hacen que las galaxias enanas sean buenos bancos de pruebas para estudiar el rol de las interacciones ambientales en la evolución de las galaxias.

Ahí es donde entra el papel de hoy. Lagos et al. pretenden estudiar los efectos ambientales en dos galaxias enanas particulares, UM 461 y Mrk 600 (Figura 1).

Figura 1: UM 461 en la banda K infrarroja cercana (panel superior izquierdo) y mapa de emisión Hα (panel superior derecho). Mrk 600 en la banda óptica R (panel inferior izquierdo) y el mapa de emisión Hα (panel inferior derecho).

 

Pedal al metal
Para descubrir qué tipos de efectos ambientales están ocurriendo en estas galaxias enanas, los autores utilizan una técnica relativamente nueva llamada espectroscopia de unidad de campo integrada (IFU, por sus siglas en inglés). Este método es una especie de combinación de imágenes y espectroscopía: en lugar de medir la cantidad de luz en una cantidad de píxeles (una imagen) o medir las diferentes longitudes de onda de la luz para toda la galaxia (un espectro), las IFU te permiten medir un espectro en cada píxel.

Esto es muy útil, porque los espectros se pueden usar para medir cosas como composiciones químicas. En particular, los astrónomos miden la abundancia de metales. Este es un excelente ejemplo de que los astrónomos son terribles al nombrar cosas; para los astrónomos, los “metales” son cualquier elemento que sea más pesado que el helio.

Medir la abundancia de metales en el gas de una galaxia (metalicidades en fase gaseosa) es difícil y no muy preciso. También es bastante difícil medir todos los elementos más pesados que el helio, por lo que la mayoría de la gente usa oxígeno como un sustituto de todos los metales.

Hay varias maneras de medir cuánto oxígeno hay en una galaxia. Aquí hay un breve resumen:

1. Método “directo” (temperatura del electrón)
Mide la potencia de dos líneas espectrales diferentes: la línea [OIII] a una longitud de onda de 4363 Angstroms y otra línea [OIII] a 5007 Angstroms. Ambas líneas se producen por excitación de colisión (las partículas libres colisionan con un átomo, excita un electrón atómico a un estado de mayor energía, cuando el electrón vuelve al estado fundamental, produce una línea de emisión).

La línea [OIII] a 4363 Angstroms requiere más energía para producir que la línea a los 5007 Angstrom; esto significa que si la línea 4363 Angstrom es más fuerte que la línea 5007 Angstrom, entonces es probable que los electrones libres tiendan a tener energías más altas. De hecho, medir la relación entre las fuerzas de las dos líneas es una buena medida de la energía promedio de los electrones libres (la “temperatura del electrón“).

Dado que los metales son átomos complicados/moléculas con muchas transiciones de electrones, la energía puede irradiarse fácilmente a través de esas transiciones, lo que conduce a temperaturas electrónicas más bajas. Entonces, si medimos bajas temperaturas de electrones, esto puede indicar la presencia de más metales.

2. Calibraciones de “líneas fuertes” (empíricas)
Medir las temperaturas electrónicas es bastante difícil, ya que las líneas [OIII] son relativamente débiles. Entonces, en cambio, se miden las razones de líneas de emisión más fuertes; estas razones (que todos tienen nombres que suenan como droides de Star Wars: R23, N2, D2016, O3N2) están correlacionados con la metalicidad. Estas correlaciones son empíricas y no directamente una medida física como las líneas [OIII], pero se pueden calibrar para que coincidan con el método directo.

Estas calibraciones son increíblemente imprecisas; aplicar diferentes proporciones a menudo produce diferentes metalicidades. Además de eso, no está claro si todas las calibraciones se mantienen en todo ambiente. Por ejemplo, ¿las técnicas de línea fuerte, que están calibradas para las galaxias con bajo desplazamiento hacia el rojo, funcionan para las galaxias con alto desplazamiento hacia el rojo? Nadie está realmente seguro.

3. Códigos
Finalmente, se pueden utilizar técnicas computacionales para medir metalicidades usando múltiples líneas diferentes. Uno de estos códigos lo es el HII-CHI-mistry, que usa múltiples intensidades de líneas fuertes y proporciones para calcular las abundancias de oxígeno.

Afuera en el frío
Los autores del artículo de hoy usan los tres métodos anteriores para producir mapas de metalicidad para dos galaxias enanas diferentes; un ejemplo de estos mapas se muestra en la Figura 2.

Figura 2: Mapas de metalicidad para UM 461 (panel izquierdo) y Mrk 600 (panel derecho). Las unidades se dan en 12+log(O/H), que es la abundancia de oxígeno a hidrógeno del objeto observado relación con la abundancia de estos químicos en el Sol. Regiones con baja metalicidad se muestran en morado mientras que regiones con alta metalicidad estan en rojo.

Usando los mapas de metalicidad, Lagos et al. descubren que Mrk 600 está más o menos bien mezclado; tiene metalicidades similares en toda la galaxia. Sin embargo, el UM 461 tiene una región de baja metalicidad. Según la cinemática del gas en esta región, parece que este gas pobre en metales se está acumulando en la galaxia.

¿De dónde podría originarse este gas pobre en metales? Se cree que existe una estructura a gran escala incluso entre galaxias; filamentos de gas pobre en metales que conectan todas las galaxias en una red cósmica, Figura 3. Parte de este gas puede acumularse en galaxias a través de un proceso llamado “flujos fríos”. Creemos que estos flujos fríos son necesarios para producir las estrellas que vemos en muchas galaxias, pero hasta hace poco, no había mucha evidencia observacional directa de estas flujos fríos.

El artículo de hoy también puede proporcionar evidencia adicional para la acreción de la red cósmica, lo que sugiere que las galaxias no están tan aisladas como la frase “universos isla” podría sugerir. Con las técnicas modernas (como la espectroscopia IFU y el diagnóstico de metalicidad), podemos comprender mejor cómo las galaxias están vinculadas entre sí y con sus entornos.

 

Figura 3: Imagen de flujos fríos de simulaciones cosmológicas. (Crédito: ESA-AOES Medialab)

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