La extensión de la galaxia

• Título del artículo técnico: The Edge of the Galaxy
• Autores: Alis J. Deason, Azadeh Fattahi, Carlos S. Frenk, Robert J. J. Grand, Kyle A. Oman, Shea Garrison-Kimmel, Christine M. Simpson, Julio F. Navarro
• Institución del primer autor: Institute for Computational Cosmology, Department of Physics, University of Durham.
• Estado: Sometido a Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Una de las propiedades más importantes de una galaxia es su tamaño. Saber el tamaño y cuál es su extensión es muy útil, por ejemplo, para compararla con otras galaxias o para saber si una galaxia es satélite de otra si te interesa el tema, este otro astrobito también te gustará ). Sin embargo, ¿te has preguntado cómo se define el tamaño de una galaxia? Pues en este astrobito te lo contamos. Empezamos por el principio: las galaxias están formadas por varias componentes, que están definidas por su estado dinámico. Por ejemplo, en la Vía Láctea hay un disco, que tiene brazos espirales (no te pierdas este astrobito que explica como se forman los brazos espirales), una barra y un bulbo en el centro (No te pierdas este astrobito con el mapa de la Vía Láctea). Rodeando el disco está el halo estelar, que a su vez está rodeado por un halo de materia oscura. Así que cuando hablamos del tamaño de la galaxia nos referimos al de su halo de materia oscura, ya que es la componente más grande y pesada (En este astrobito te cuentan cuanto pesa la Vía Láctea).

En la literatura existen varias definiciones del tamaño del halo de materia oscura. La mayoría de estas definiciones están relacionadas con la densidad a la cual la materia oscura colapsa y forma un halo. En el Universo temprano, antes de que las galaxias de formaran, la materia oscura se empezaba a aglomerar y a formar halos. Un halo se forma cuando la densidad de materia oscura es mas alta que un valor x veces la densidad crítica del universo. Esta densidad está definida dentro de un radio que se conoce con el radio virial, rvir. En simulaciones cosmológicas se ha visto que el colapso de halo ocurre cuando x=200, cuyo correspondiente radio es r200. Sin embargo, en los últimos años se ha discutido que tanto rvir y r200 son arbitrarios y que en realidad los halos de materia oscura no tienen una frontera definida. Por tanto, ha surgido una nueva definición, el radio “splashback”, que es una superficie definida por la distancia de Apoápside de sus partículas .

Pero entonces, ¿cuál es el tamaño de la Vía Láctea? Pues si usamos las definiciones tradicionales, la Vía Láctea tendría los siguientes radios: r200= 220 kpc (unos 700.000 años luz), rvir=290 kpc y rsplashback=500 kpc. Sin embargo, las tres definiciones de radios dependen de cómo ha sido la historia de formación de cada galaxia, y del entorno en el que se encuentre. La Vía Láctea por ejemplo, se encuentra a ~800 kpc de su vecina Andrómeda, por lo que sus halos de Materia Oscura casi se sobrelapan. Entonces, ¿cuál es la extensión de la Vía Láctea?

El artículo de hoy hace uso de tres simulaciones (APOSTLE, ELVIS, AURIGA) en las cuales se reproduce un entorno como el de la Vía Láctea. En éste se incluye otra galaxia como Andrómeda a un tamaño, distancia y velocidad similares a los observados. En la figura 1, vemos la distribución de materia oscura (izquierda) y las estrellas de cada galaxia (derecha) en una de las simulaciones de APOSTLE.

Hay dos indicadores del radio de una galaxia, el primero, como ya hemos visto, es la densidad. El segundo indicador es la velocidad radial de las estrellas o de las partículas de materia oscura (que en las simulaciones se sabe donde están), la cual es proporcional al potencial gravitacional de la galaxia. Estudiando las variaciones tanto de la densidad como en la velocidad radial en función del radio de la galaxia, se puede ver que hay dos radios a los cuales estas cantidades son mínimas.

En la figura 2 se muestra el método de cómo se obtuvo el radio de la galaxia. Encontrando los mínimos de la derivada del perfil de densidad (cuadro de la mitad) se pueden encontrar los radios a los cuales el perfil de densidad decae mas rápido. Dos radios se identifican claramente uno interno (en azul) y otro externo (en rojo). El interno corresponde al radio virial mientras que el externo corresponde al “Splashback”. En los cuadros de abajo se muestra el perfil de la velocidad radial (izquierda) y el de la su derivada (derecha). Similar al caso de la densidad, dos mínimos se encuentran correspondiendo al radio virial y al “Splashback”.

El artículo además muestra que la ubicación del radio interno también se encuentra cuando se analiza el perfil de densidad y de velocidad radial de las estrellas en las simulaciones, mientras que el radio “Splashback” no siempre coincide. Esto es debido a que este radio es muy sensible a las estrellas que están siendo capturadas por la Vía Láctea y a la presencia de Andrómeda.

Finalmente, basado en las simulaciones, este artículo concluye que la extensión de la Vía Láctea debe llegar a 290 kpc. Aun no hay evidencia observacional de este radio, pero futuros observatorios como el Vera Rubin, WFIRST y MSE tienen la capacidad de detectar las estrellas que estén ¡en el borde de la galaxia!