estás leyendo...
Papers recientes

Conectando las propiedades de galaxias a sus historias de formación estelar

Durante más de un siglo, los astrónomos han continuando identificando galaxias menos brillantes y distantes. En los años transcurridos desde la histórica ilustración de los tipos de galaxias por Hubble con su epónimo “turning fork“, se ha logrado un progreso increíble en el entendimiento de la demografía y evolución de las galaxias. Esto se debe en gran parte a estudios increíblemente profundos en conjunto con simulaciones de galaxias de alta resolución proveyendo una riquezas de observaciones con múltiples longitudes de onda. Poco a poco ha surgido un consenso: la mayoría de las galaxias viven en una de dos poblaciones y evolucionan de una a otra principalmente cuando cesa su formación estelar.

Las galaxias de tipo-tardío exhiben colores azules, debido a las brillantes estrellas O y B de su formación estelar en curso, y a las morforlogías en forma de disco. Mientras tanto, las galaxias de tipo-temprano exhiben colores rojos, como resultado de las poblaciones estelares dominantes, las morfolofías elípticas y, por lo general, son más masivas (ver Figura 1). Debido a que las galaxias que muestran mezclas de estas propiedades son increíblemente raras, las propiedades del color, las poblaciones estelares y las morfologías deben ser ampliamente correlacionadas.

Figura 1. Las galaxias de tipo tardío (izquierda) muestran colores azules, estrellas jóvenes y morfología espiral. Las galaxias de tipo temprano (derecha) muestran colores rojos, estrellas viejas y morfologías elípticas. Crédito: Imágenes de la NASA / ESA / HST; ESO.

Como se puede observar la Figura 2 muestra un diagrama de color y magnitud, pero con galaxias en lugar de estrellas. Las dos poblaciones están claramente separadas. Pero esto no debería ser una sorpresa. El color es esencialmente un marcador de la población estelar, directamente relacionado con la tasa de formación estelar. Por otro lado, la magnitud absoluta traza el número de estrellas o, de manera similar, la masa estelar total. Este relación se ha entendido más al traducir los parámetros astronómicos de color y magnitud en parámetros astrofísicos de velocidad de formación estelar y masa estelar. En este último espacio de parámetros, las galaxias de tipo-tardío con su alta tasa de formación estelar se sitúan en la parte superior izquierda y las galaxias de tipo-temprano, generalmente más masivas, se sitúan debajo a la derecha.

Uno de los resultados más importantes en las últimas dos décadas es que la masa estelar se correlaciona fuertemente con el aumento de la tasa de formación de estrellas para las galaxias formadoras de estrellas. Esta relación se conoce como la secuencia principal de formación estelar. Su pendiente no es cero porque la masa estelar aumenta principalmente a través de la formación de estrellas. Además, la secuencia principal se comporta de manera diferente en épocas anteriores en el Universo, y presenta una dispersión significativa por encima y por debajo de la línea rigida, como se muestra en la Figura 2. Dado que esta dispersión en las tasas de formación estelar parece ser intrínseca, debe haber algun fenómeno adicional que contribuye a esta variación observada.

Figura 2. Diagrama de magnitud de color para galaxias (izquierda) y tasa de formación estelar – diagrama de masa estelar (derecha). Las galaxias de tipo tardías pertenecen al espectáculo de la población en azul, y las galaxias de tipo inicial en rojo. La secuencia principal de formación estelar está resaltada por la línea azul discontinua. Crédito: Adaptado de Baldry et al. (2004) y Bluck et al. (2016), respectivamente.

La posición particular de una sola galaxia con respecto a la secuencia principal debe ser dictada por su historia de formación estelar reciente. Una historia de formación estelar examina la tasa de formación estelar en función del tiempo, y se ha tratado típicamente en escalas de tiempo de mil millones de años como una función uniforme. Si la formación estelar reciente es particularmente fuerte, entonces la galaxia se mueve por encima de la secuencia principal, y viceversa. Por lo tanto, debemos observar más de cerca las tasas detalladas de formación estelar en escalas de tiempo de un millón de años para investigar la dispersión de la secuencia principal de formación estelar.

En estas cortas escalas de tiempo, se cree que las historias de formación estelar son altamente variables. Esto se debe a que a medida que las galaxias experimentan explosiones de formación estelar, agotan su suministro de gas. La acumulación del medio ambiente puede reponer el suministro de gas y, por lo tanto, aumentar la formación de estrellas. Sin embargo, la energía de las explosiones de supernovas y los agujeros negros supermasivos pueden reducir la formación de estrellas al calentar el gas más allá del punto en el que puede colapsar para formar estrellas, o expulsar el gas por completo. Dichas historias de formación de estrellas se dice que son estocásticas, o que actúan en un comportamiento aparentemente aleatorio, debido a una combinación de fenómenos que pueden incluir eventos de retroalimentación y acumulación de gases.

Presentado en el Astrobito de hoy, Caplar & Tacchella (autores del artículo) presentan el primer artículo de una seria que propone el uso de un solo modelo para generar historias de formación de estrellas estocásticas con el fin de entender la naturaleza de la dispersión intrínseca en la secuecia princial de formación de estrellas.

Los autores proponen construir estas historias de formación de estrellas estocásticas definiendo las contribuciones relativas de diferentes frecuencias, que corresponden a diferentes fenómenos físicos que operan en escalas de tiempo características. Podemos interpretar esta construcción como una transformación de Fourier del dominio de la frecuencia al dominio del tiempo, al igual que una Transformada de Fourier. Por un lado, si hay una fuerte contribución de las frecuencias mayores, la historia de la formación de estrellas será muy variable en escalas de tiempo muy cortas. Por otro lado, la dominación por frecuencias más pequeñas producirá una historia de formación estelar de variación más lenta.

El modelo que proponen es uno de densidad espectral de potencia o PSD (por sus siglas en inglés). El PSD describe la importancia relativa de las frecuencias grandes y pequeñas, y para esta aplicación se elige para que tenga la forma general de la llamada ‘ley de potencia interrumpida’, que comienza en una pendiente poco profunda y luego se interrumpe en una frecuencia característica τ, cayendo con una pendiente relativamente más pronunciada hasta que alcanza una frecuencia más allá de la cual no hay contribución.

La relación entre la historia de formación estelar y la PSD que la produce se muestra en la Figura 3. Se supone que la PSD de cada galaxia tiene una forma analítica, pero con algo de ruido que contribuye a la aleatoriedad. Para la parte analítica, hay dos parámetros importantes, τ y a. Las frecuencias debajo de la ruptura en τ tienen contribuciones similares a la historia de formación de estrellas, y más allá de la ruptura, la galaxia puede cambiar su velocidad de formación de estrellas rápidamente. Si la pendiente a es poco profunda con una pequeña escala de tiempo de descanso, la historia de formación de estrellas resultante oscila rápidamente. Mientras tanto, lo contrario es cierto para valores a grandes (es decir, pendientes pronunciadas) con escalas de tiempo de rotura grandes, lo que resulta en tasas de formación estelar que varían más lentamente.

Figura 3. La evolución de la dispersión sobre la secuencia principal (izquierda) según la densidad del espectro de potencia (derecha). De arriba a abajo, es evidente cómo exactamente el comportamiento de la dispersión con el tiempo se rige por las contribuciones relativas de eventos de larga y corta duración, según lo descrito por la densidad del espectro de potencia con pendiente a y escala de tiempo τ (línea roja vertical). Crédito: Adaptado de la figura 2 del artículo.

La clave aquí es que el ancho de la dispersión intrínseca de la secuencia principal debería proporcionar restricciones en las amplitudes de las historias de formación estelar (ver Figura 2). Esto, a su vez, restringe los parámetros de PSD y proporciona información sobre los fenómenos subyacentes. ¡Usando datos de más de 9000 galaxias, los autores pudieron restringir la forma de la PSD que mejor describe la dispersión intrínseca de la secuencia principal de formación estelar!

Dicho esto, la propagación por encima y por debajo de la secuencia principal depende en gran medida de la resolución temporal de las historias de formación estelar. Una resolución peor produce manchas sobre los picos agudos, lo que resulta en una historia de formación de estrellas más suave. El problema se manifiesta también por observación, ya que diferentes marcadores de formación estelar sondean diferentes escalas de tiempo. La construcción de una secuencia principal con un marcador que sondee una amplia gama de tipos estelares dará como resultado menos aleatoriedad en las historias de formación estelar y, por lo tanto, una secuencia principal más estricta.

A pesar de estas dificultades, este estudio ha sentado las bases para una nueva línea de investigación que puede proporcionar información sobre el núcleo de la evolución de la galaxia. Los autores esperan desarrollar este modelo más a fondo investigándolo en el contexto de las simulaciones de galaxias, y describirán estos resultados en un artículo futuro.

Comentarios

Aún no hay comentarios.

Deja un comentario

Tu dirección de correo electrónico no será publicada. Los campos obligatorios están marcados con *