Formación Estelar y el Gas en las Galaxias, la relación observada

Título: The Global Schmidt Law in Star-Forming Galaxies
Autores: Robert C. Kennicutt, Jr.
Institución del autor: Steward Observatory, University of Arizona
Estado: Publicado en The Astrophysical Journal
Astrobite Original: The Observed Relation between Star Formation and Gas in Galaxies por Chris Faesi

Las estrellas se forman cuando el gas frío en el espacio interestelar colapsa bajo su propio peso. Por lo tanto no es extraño pensar que la tasa de formación estelar y la cantidad de gas puedan estar correlacionadas. En el artículo de revisión de hoy de un “clásico de la astrofísica” nos vamos de vuelta hacia 1998, y al artículo de gran influencia en el que es demostrado que esta correlación –ahora conocida como la “ley de Kennicutt-Schmidt” (que se describirá a continuación)– se mantiene a lo largo de una amplia muestra de galaxias con formación estelar. Esta importante relación no sólo da a entender sobre la física involucrada en la formación de las estrellas, sino que también a día de hoy es una prescripción altamente usada para modelar el proceso de formación estelar en simulaciones galácticas y cosmológicas.

Hace mucho tiempo en una galaxia no tan tan lejana

La idea de que la tasa de formación estelar (SFR, por sus siglas en Inglés) y la densidad del gas deberían estar relacionadas comenzó con una simple hipótesis declarada en un artículo clave en 1959 por Maarten Schmidt: “Se asume que la tasa de formación estelar varía como una potencia n de la densidad del gas interestelar.” Schmidt respaldó su afirmación con datos observacionales de la vecindad solar, concluyendo que la ley de potencia tenía un índice de aproximadamente 2 — una relación no lineal. Las décadas siguientes brindaron mejor datos y más muestras observacionales. Después de Schmidt, la atención se dirigió gradualmente en las propiedades globales de las galaxias más que a las partes cercanas de la Vía Láctea, ya que el recopilar una amplia muestra de regiones de formación estelar en nuestra galaxia está obstaculizado por confusión de fuentes amontonadas (porque no podemos resolverlas con los telescopios) y extinción gracias a nuestro oscuro punto de visión dentro del disco galáctico. El eje X de la relación –la densidad del gas– se derivó originalmente de observaciones de hidrógeno neutro (H I), ya que eso era lo único posible en 1959; observaciones de la línea molecular del CO (el cual traza el gas molecular, es decir H2) se iniciaron en 1970 con Wilson, Jefferson y Penzias. Debido a que las estrellas se forman directamente en dentro del gas molecular, este fue un paso crucial en el camino. La ley Kennicutt-Schmidt está formulada típicamente en unidades de densidades superficiales –la tasa de formación estelar por unidad de área (Σ_SFR) vs. la densidad superficial total del gas (Σ_{H I + H2}). Para las galaxias, esto remueve los efectos del tamaño o masa de las galaxias, lo que se traduce en una comparación más significativa.

Calculando SFR en galaxias

Estimar la tasa de formación estelar es una tarea delicada. En regiones cercanas de la Vía Láctea podemos resolver estrellas individuales, y entonces simplemente mirar a los cúmulos estelares jóvenes, contar las estrellas, y entonces estimar sus edades y masas. Pero eso no es así en otras galaxias — ahí uno debe basarse en medidas integradas o indirectas. Todos los métodos utilizados para medir la SFR en este contexto se basan en varios hechos importantes: (1) las estrellas se forman en cúmulos: (2) las estrellas masivas dominan la luminosidad de un cúmulo, particularmente a longitudes de onda cortas; y (3) las estrellas masivas tienen tiempos de vida muy cortos. El procedimiento va como sigue. Primero, encuentra un buen trazador para observar. Algunas elecciones populares incluyen emisión ultravioleta (de la fotósfera de estrellas muy masivas), radiación de recombinación como Hα (trazadores de fotones ionizantes provenientes de las estrellas masivas), o emisión infrarroja (ultravioleta procesado por polvo). Después, convierte la luminosidad de ese trazador en el número total de estrellas masivas. Este paso requiere lo que se conoce como modelado de “síntesis de poblaciones”, en el que cúmulos de estrellas (o incluso galaxias) son simulados al combinar modelos de evolución estelar, atmósferas estelares, y cómo se distribuyen las estrellas en cúmulos como una función de sus masas (la Función Inicial de Masa, o IMF por sus siglas en Inglés). Las luminosidades observada con un trazador (digamos Hα) son comparadas con las luminosidades modeladas para inferir cuántas estrellas masivas se encuentran en la población actual. La IMF entonces se extrapola a los valores de masas menores para estimar el total de masa en estrellas. Esta masa es entonces dividida por la escala de tiempo en la cual el modelo ha evolucionado para determinar la tasa de formación estelar del cúmulo o galaxia.

Figura 1. La galaxia de disco espiral M51 (Izquierda) muestra nudos de formación estelar concentrados principalmente en los brazos espirales. En contraste con la galaxia con intenso estallido de formación estelar Arp 220 (Derecha) la cual exhibe una vigorosa formación estelar envuelta en polvo a lo largo de su centro. Crédito: NASA/Hubble.

Datos de Kennicutt

En este artículo de 1998, Kennicutt buscó examinar por completo la correlación entre la SFR y la densidad del gas dentro de un amplio rango dinámico de galaxias con formación estelar. Su muestra incluyó 61 galaxias espirales “normales” junto con 36 galaxias en las que un episodio muy activo de formación estelar –un estallido violento de formación estelar (o starburst en Inglés, y como las llamaremos de ahora en adelante)– ocurre en sus centros. Para las galaxias normales (las cuales son galaxias de disco algo similares a la Vía Láctea), compiló de la literatura mediciones de galaxias en Hα (trazador de SFR) y H I + CO (que trazan el gas atómico + molecular). Para cada galaxia, las mediciones integradas totales se convirtieron en densidades superficiales al dividirlas por el área de la galaxia (después de corregir por inclinación). Para las galaxias tirabrasas, utilizó datos infrarrojos para calcular la SFR, ya que estos motores de formación estelar están colmadas con polvo absorbedor de luz visible/ultravioleta. Dado que el polvo absorbe casi toda la energía emitida por el starburst para después irradiarla como su propia temperatura de cuerpo negro (o más precisamente, temperaturas, ya que deben coexistir múltiples poblaciones de polvo en una galaxia), la luminosidad infrarroja total se convierte en un razonable trazador de SFR en estos sistemas. Conforme el gas en un starburst es predominantemente molecular, Kennicutt sólo utilizó mediciones de CO (y no H I) para estimar las densidades del gas. Convirtió las mediciones integradas en densidades superficiales al dividir por el tamaño de la región del starburst, el cual es típicamente de un kiloparsec cuadrado.

Una fuerte correlación con mucha dispersión

Figura 2. El diagrama original Kennicutt-Schmidt, el cual gráfica la densidad superficial de la formación estelar contra la densidad superficial del gas. La relación se presenta para galaxias espirales normales (círculos sólidos) y núcleos de galaxias con violentos estallidos de formación estelar (cuadrados). Los círculos abiertos son las regiones centrales de galaxias de discos selectas. Kennicutt encontró una correlación con una ley de potencia con pendiente 1.4 que se mantiene a lo largo de varios ordenes de magnitud. Crédito: artículo original.

Al graficar los resultados para las 61 galaxias espirales junto con las 36 starburst, Kennicutt demostró que una ley de potencia súper lineal (con pendiente N≈1.4) es una excelente descripción empírica de la relación entre las densidades superficiales de la tasa de formación estelar y el gas, a lo largo de más de seis órdenes de magnitud en SFR en las galaxias. La figura 2 muestra el diagrama original de “Kennicutt-Schmidt” que es actualmente omnipresente en las conferencias sobre galaxias con formación estelar, tanto observacionales como teóricas. Sigamos deconstruyendo este diagrama un poco más.

Primero, mientras que la correlación es bastante notable, se tiene presente un significativa dispersión. Entre las galaxias de disco (círculos negros), en las galaxias de disco se observa una diferencia de hasta un factor de 30 para una misma densidad de gas. En parte puede deberse a el cómo Kennicutt corrigió por extinción los datos de Hα: al no tener una forma más robusta para determinar cuánta emisión Hα en la galaxia estaba siendo absorbida por polvo, el simplemente asumió una extinción de 1.1 magnitudes (un cambio de flujo con un factor de 2.8) para todas las galaxias. También se observa un poco de variación en qué tan bien el CO traza H2 (el infame “factor X”, que relaciona la cantidad del monóxido de carbono con la del hidrógeno molecular, como puedes notar en este astrobito) como una función de las condiciones físicas del gas. Mientras que la cantidad actual de extinción y el valor del factor X muy seguramente varían entre y dentro de las galaxias, es poco probable que las diferencias en estos dos factores solitos pueda explicar el amplio factor de 30 en a diferencia de la SFR a lo largo de la muestra. Por lo que tanta dispersión sugiere que realmente existen variaciones reales en la eficiencia de formación estelar (de forma global que tanto tiempo le toma al gas convertirse en estrellas).

Segundo, la correlación para sólamente las espirales es mucho menos robusta que la correlación combinada. Es la suma de los starburst (cuadrados en la Figura 2) lo que provee a la distribución el alcanzar el alto rango dinámico que hace robusta la correlación. (Para ver esto, coloca tu mano sobre la mitad derecha del gráfico y trata de dibujar una línea sobre los puntos restantes)

Tercero, dado que la relación es súper lineal, la eficiencia de la formación estelar –la SFR dividida por la densidad del gas– parece incrementar al incrementar la densidad del gas. ¿Qué es lo que esto significa? Kennicutt ofrece un argumento teórico del por qué de este caso. Si la auto gravedad en un disco espiral gaseoso controla la formación de las estrellas, la densidad volumétrica de SFR debería escalarse como la densidad volumétrica del gas ρgas dividida por la escala de tiempo del crecimiento de las perturbaciones gravitacionales en el disco. Dado que el segundo va como el tiempo de caída libre tff~(Gρ_gas)^-1/2, esto sugiere que la SFR debería escalarse como la densidad del gas a la potencia 1.5 –muy similar al valor observado n=1.4. Para convertir entre densidades volumétricas y superficiales, una constante de escala de disco debe ser asumida. Sin embargo esta no es la base física para la ley Kennicutt-Schmidt, sino un simple argumento plausible.

Progreso reciente

El artículo fundamental de Kennicutt de 1998 combinando con una rápida mejoría de las facilidades observacionales en los primeros años del 2000 llevaron a un florecimiento en este campo. El incremento de la resolución ha permitido estudios de galaxias resueltas, y la relación Σ_SFR-Σ_gas parecería mantenerse a escalas de kpc en las galaxias de disco, así como en galaxias de disco enteras. Interesantemente, la mayor parte del trabajo a estas escalas de kpc encuentran una relación lineal — n ≈ 1 – en vez de la relación súper lineal derivada originalmente. Más aún, el papel del gas molecular ha sido ahora aislado: la correlación entre la SFR y H2 es mucho más estrecha que aquella entre la SFR y H I + H2. Además, estudios modernos usan típicamente múltiples trazadores de formación estelar, p.ej. Hα (para trazar la radiación de recombinación que escapa de la galaxia) más la infrarrojo medio (para trazar la porción absorbida por el polvo). Para los lectores interesados, Kennicutt & Evans (2012) proporcionaron una detallada y comprensiva (aunque algo denso) resumen de este tema en un artículo de revisión, el cual recomiendo ampliamente.

Ha habido un increíble progreso en las última dos décadas en el entendimiento del proceso fundamental de la formación estelar. Sin embargo, es importante recordar que la ley Kennicutt-Schmidt es empírica. Es extensamente citada, ampliamente estudiada, y generalmente utilizada como una prescripción en las simulaciones. Pero las bases físicas de una relación de ley de potencia entre la densidad de la tasa de formación estelar y la densidad del gas no ha sido claramente determinada aún. Y es por eso, como dicen, que todavía es un tema de alta relevancia en la investigación actual.

Nota de Chris Faesi: “Clásicos astrofísicos” es una serie de artículos que profundizan en artículos fundamentales del pasado astronómico y los contextualizan a la investigación moderna.

Si quieres conocer más sobre el uso de esta ley de Kennicutt-Schmidt te recomiendo leas el astrobito “Una ley turbulenta de formación estelar” o el astrobito “Formación galáctica, un cuento de ricos y pobres“, para conocer más sobre los brotes de formación estelar reciente identificados por su emisión en Hα.