Poniendo a prueba el modelo cosmológico con el Grupo Local de galaxias

• Titulo: El grupo local en llamas: La población de galaxias enanas en simulaciones hidrodinámicas.
• Autores: Shea Garrison-Kimmel, Philip F. Hopkins, Andrew Wetzel, James S. Bullock, Michael Boylan-Kolchin, Dušan Kereš, Claude-André Faucher-Giguère , Kareem El-Badry , Astrid Lamberts , Eliot Quataert  Robyn Sanderson.
• Institución del primer autor: California Institute of Technology, California, Estados Unidos.

El grupo local de galaxias consiste de las galaxias más cercanas a la Vía Láctea, éstas son Andrómeda (también conocida como M31), La nube grande de Magallanes, M33 (conocida como Triangulum) y numerosas galaxias enanas de las cuales algunas orbitan la Vía Láctea y M31. Debido a su cercanía, es un lugar privilegiado en el Universo para estudiar en detalle. Algunos ejemplos son:

• Observar individualmente las estrellas de las galaxias y así saber sobre su población estelar, el mejor ejemplo son las observaciones hechas por el telescopio espacial Hubble en M31. 
• También es posible medir con precisión los movimientos (velocidades radiales y movimientos propios) de muchas de las galaxias del grupo local y así reconstruir sus órbitas, de estas investigaciones se ha reconstruido con detalle cómo va a ser la colisión cósmica entre la Vía Láctea y M31.  También se ha descubierto que las órbitas de algunas galaxias satélites de la Vía Láctea están en el mismo plano, esto es inusual y aún un misterio conocido como el problema del plano de las satélites. ¡Lo mismo se ha encontrado con las galaxias satélites en M31!
• Hablando de galaxias satélites,  recordemos que estas hacen parte de la población de galaxias enanas que son las más abundantes en el Universo y sin embargo, son las mas difíciles de detectar debido a su bajo brillo. Es dentro del Grupo Local donde se pueden observar y así hacer un sondeo completo de la población de estas galaxias y saber mas sobre su formación.

Saber cómo se forman y evolucionan las galaxias ha sido un área de investigación muy activa en la cual se ha hecho mucho progreso en las últimas décadas. En gran parte gracias al uso de simulaciones, ya que sólo tenemos un Universo con el cual no se pueden hacer experimentos para entenderlo, ¡sólo se puede observar! Por lo tanto, tenemos que recurrir a los computadores: en ellos se ponen las leyes y teorías de la Física que se han derivado de las observaciones y luego se simulan Universos que sirven como experimentos para comparar con el real. Por ejemplo, de varias observaciones se ha llegado a concluir que en el Universo existe un tipo de materia cuya naturaleza se desconoce por lo que se denomina materia oscura y cuyo principal efecto es gravitatorio. Así se desarrolló un modelo que en la actualidad es el más aceptado, pues explica varios fenómenos del Universo incluido cómo se forman las galaxias. Éste es el modelo de materia oscura fría CDM por sus siglas en Inglés (te recomiendo este astrobito si quieres saber un poco más del modelo CDM). Existen otras teorías que no incluyen materia oscura, y que para dar cuenta de las observaciones modifican las leyes de la gravedad, por ejemplo la teoría de la modificación de la dinámica Newtoniana (MOND).

Utilizando el modelo CDM surgieron las primeras generaciones de simulaciones cosmológicas que tienen como objetivo simular la evolución del Universo hasta el tiempo presente. Esta primera generación de simulaciones incluía sólo partículas de materia oscura inicialmente distribuidas de acuerdo con las observaciones del Universo temprano por medio de la radiación cósmica de fondo. Estas partículas de materia oscura interactúan gravitacionalmente y a medida que pasa el tiempo se ‘enfrían’ y colapsan en estructuras que se denominan halos de materia oscura, son en estós en los cuales se forman todas las galaxias que observamos. Estas simulaciones fueron muy exitosas ya que ¡la distribución simulada de halos de materia oscura concuerda muy bien con a las observaciones de la distribución de galaxias a escalas espaciales grandes! 

Sin embargo, pronto se encontró que a escalas pequeñas, en volúmenes similares a los del grupo local, hay diferencias. Por ejemplo, que habían muchos más sub-halos (halos dentro de halos) de materia oscura en los que se esperaba que se formaran galaxias satélites pero no se formaron, esto se denomina como el problema de las satélites faltantes. Otro ejemplo muy famoso es que comparando simulaciones y observaciones se encontró que las galaxias satélites no se formaran en los subhalos más grandes. A este problema se le denomina Muy grande para fallar o en inglés: Too big to fail (TBTF). Es por esto que las observaciones del grupo local son muy importantes para entender el modelo cosmológico, ya que éste debe explicar tanto las propiedades a gran escala como a pequeñas.

Hasta ahora sólo hemos hablado de las simulaciones cosmológicas que incluyen materia oscura, pero sabemos que en el Universo hay más materia y por lo tanto, muchos fenómenos físicos se han ignorado. Una de las formas de solucionar esto es incluir los demás constituyentes del Universo en las simulaciones. Es así como la nueva generación de simulaciones incluye además de materia oscura, materia bariónica: estrellas, gas y agujeros negros, para así poder simular galaxias y comparar sus propiedades con las galaxias observadas. Sin embargo, incluir materia bariónica implica tener en cuenta sus interacciones que no son sólo gravitacionales, sino también procesos hidrodinámicos que representen la dinámica del gas. Por ejemplo: los vientos estelares o los vientos que generan las supernovas (SN) al explotar, estos influyen en la eficiencia de formar estrellas debido a que calientan el medio interestelar y generan ondas de presión. Algo similar ocurre con los vientos producidos por los núcleos activos de galaxias (AGN). Estos fenómenos se denominan retroalimentación por AGN y por SN. Como pueden imaginarse, incluir todos estos detalles en las simulaciones es muy difícil, principalmente porque las escalas de tiempo en las que cada uno estos procesos ocurren son muy diferentes, por lo cual las simulaciones tomarían mucho tiempo y necesitarían de muchos recursos computacionales. La solución a esto es utilizar prescripciones que describan cada fenómeno en vez de resolver las ecuaciones desde primeros principios.

Figura 1: Visualizaciones de los dos grupos locales simulados. En la primera fila se muestran las estrellas y el gas de dos galaxias de uno de los grupos locales. En la segunda fila se muestra la estrellas, la materia oscura y el gas del uno de los grupos locales. En las últimas dos, se muestra el segundo grupo local simulado.

El artículo de hoy presenta 2 simulaciones del grupo local en un contexto cosmológico. Esto quiere decir que, por un lado, las simulaciones reproducen las características principales del grupo local. Tienen dos galaxias con masas similares a las de la Vía Láctea y a M31. Están separadas por una distancia aproximada de 800 kpc y se acercan entre sí a una velocidad de 100 km/s.  ¿Y qué quiere decir que estén en un contexto cosmológico? Pues bien, estas simulaciones son parte de simulaciones más grandes que incluyen muchas galaxias como por ejemplo Illustris, Eagle, Magneticum, entre muchas otras. Dentro de estas simulaciones se buscan pares de galaxias que tengan propiedades similares a las del grupo local, esto es posible debido al gran número de galaxias que hay en estas simulaciones. Una vez identificados estos pares de galaxias, se siguen las trayectorias de todas las partículas que conforman las galaxias del grupo local hasta el inicio de la simulación. Con esto se sabe las condiciones iniciales del grupo local. Luego se vuelve a empezar la simulación con estas condiciones iniciales pero con más partículas para tener mejor resolución. Esta técnica se llama simulaciones de enfoque (zoom simulations en Inglés) y es muy efectiva para simular en detalle galaxias o regiones pequeñas del Universo. La Figura 1 muestra las galaxias simuladas, se puede ver su contenido de estrellas, gas y de materia oscura (DM). Los autores usan nuevas prescripciones del proyecto FIRE para simular la retroalimentación por AGN y SN. Adicional a los dos grupos locales también se incluyen los resultados de 6 galaxias simuladas pero aisladas de otras galaxias grandes.

Figura 2: Número de galaxias satélites simuladas y observadas en función de la masa de la galaxia anfitriona. La Vía Láctea y M31estan representadas con el cuadrado negro y el rombo púrpura, respectivamente. Las simulaciones reproducen las observaciones.

Los autores comparan la población de galaxias satélites simuladas con las observadas de la Vía Láctea y M31 y encuentran que los números son consistentes. Estos resultados se pueden ver en la Figura 2, donde la masa total de las galaxias que tienen satélites está en el eje x, mientras que en el eje y esta el número de galaxias satélites con masa estelar mayor a 10⁵ masas solares. La Vía Láctea (MW) está representada con el cuadrado negro que se encuentra en la parte baja de la figura, mientras que M31 está representada con los diamantes purpuras. Las galaxias simuladas se muestran en los círculos de colores varias de estas tienen dos mediciones una tiene en cuenta las galaxias satélite dentro de un radio de 200 kpc y otra aquellas dentro de un radio de 300 kpc. En la figura se ve que las galaxias simuladas tienen números de galaxias satélites similares a la Vía Láctea y a M31. Por lo tanto los autores concluyen que sus simulaciones ya no sufren del problema de las galaxias faltantes (Missing Satellites problem). La razón es que al incluir los efectos de los bariones, en especial de la retroalimentación por SN el número de galaxias satélites que se forman en los subhalos de materia oscura es menor, debido a que el gas no se alcanza a enfriar lo suficiente para formar estrellas.

Figura 3: Velocidad circular en función del radio de las galaxias simuladas (líneas de colores) y las observadas (símbolos de colores). Las galaxias satélites de la Vía Láctea se muestran en la izquierda, las de M31 en el medio y las que están fuera de ambas galaxias en la derecha. Las simulaciones reproducen las velocidades circulares de las galaxias enanas del grupo local.

La alta resolución de las simulaciones permite también estudiar el perfil de densidad de materia oscura dentro de las galaxias satélites. Sin embargo la densidad de materia oscura no puede ser observada y por lo tanto es difícil de comparar directamente con las simulaciones. Alternativamente se puede medir la velocidad circular de las estrellas dentro de la galaxia satélite. La velocidad circular a una distancia r es proporcional a la cantidad de masa (incluyendo materia oscura) dentro de la misma distancia r. La figura 3 muestra las mediciones de la velocidad circular a diferentes distancias tanto para las galaxias satélites simuladas representadas por líneas de colores, como también para las galaxias observadas representadas por símbolos de colores. Las galaxias satélites de la Vía Láctea están en la figura de la derecha, en la mitad están las de M31 y en la izquierda las de las galaxias enanas que están fuera de la Vía Láctea y M31. Las simulaciones reproducen muy bien las observaciones por lo que los autores también concluyen que sus simulaciones ya no sufren del problema TBTF.

Este artículo nos muestra como las simulaciones son de gran ayuda para entender nuestro Universo en el cual quedan muchos fenómenos por entender y ¡muchas preguntas por resolver!