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Una más para el equipo: Confirmado el fichaje de KKH22 como galaxia satélite de IC342

Título del artículo original: KKH 22, the first dwarf spheroidal satellite of IC 342

Autores: Igor D. Karachentsev et al.

Institución del primer autor: Special Astrophysical Observatory, the Russian Academy of Sciences, Nizhnij Arkhyz, Karachai-Cherkessian Republic, Russia.

Estado de la publicación: aceptado en A&A, acceso abierto en arXiv.

La galaxia IC 342

Esta enorme galaxia espiral situada en la constelación de la jirafa es una de las más cercanas al vecindario de nuestra Vía Láctea, el Grupo Local. A tan sólo 10.7 millones de años luz de distancia, es una galaxia con un brillo y tamaño similar al de la Vía Lactea, lo que la hace una de las galaxias visibles más grandes del hemisferio norte. Pero su importancia en el estudio de hoy no radica en el tamaño, distancia o en sus brotes de formación estelar, no, hoy miraremos sus alrededores. Es bastante común encontrar galaxias satélites de galaxias masivas espirales con bulbos, pero muy pocos casos se conocen para galaxias masivas espirales sin bulbos como es IC 342, visible en la Figura 1. Hasta el momento hay 9 satélites ligados gravitacionalmente a IC 342, todos galaxias espirales e irregulares. Hace casi 20 años se descubrió en sus cercanías una galaxia enana esferoidal, KKH 22 = LEDA 2807114 (KKH 22 para los amigos), pero como bien sabemos, aunque dos galaxias aparezcan juntas en el firmamento no significa que estén cerca en realidad. Necesitamos conocer las distancias y ver que ambas galaxias están a la misma distancia de nosotros.

Figura 1: A la isquierda tenemos una imagen de IC 342. Y en la imagen de la derecha KKH 22 tomada con el Telescopio espacial Hubble (HST). Aunque en la imagen se puede llegar a apreciar otras galaxias de fondo, se ven con claridad las miles de estrellas que forman esta galaxia enana. El cuadro resaltado representa un cúmulo globular que hay dentro de la galaxia. (Crédito: a la izquierda NASA) (Crédito: a la derecha la Figura 1 del artículo.)

El extremo de la rama de las gigantes rojas: TRGB

Figura 3: En la imagen se observa el camino que recorre una estrella en la RGB, destacando cuatro fases. 1: salida de la secuencia principal, comienza a formarse el núcleo de He. 2: ascenso de la estrella por la rama a medida que aumenta la masa del núcleo de He y luminosidad. 3: Flash de He, comienzan las reacciones triple α y la estrella alcanza su máximo de luminosidad. 4: llegada a la rama horizontal, donde la fusión de He es la principal fuente de energía. (Crédito: Imagen adaptada de la página web del profesor James E. Brau de la Universidad de Oregón.)

Existen muchos métodos para medir distancias en el universo, cada uno acorde para el objeto que estemos estudiando. Si nos fijamos en la Figura 2, veremos que KKH 22 tiene miles de estrellas fácilmente visibles, por lo que un método bastante utilizado es buscar el extremo de la rama de las gigantes rojas (TRGB por sus siglas en inglés). En 1944, Walter Baade observó las estrellas de varias galaxias y se dio cuenta de que todas las estrellas más brillantes tenían el mismo brillo aparente. Tras años de investigación, se descubrió que esto se debía a la evolución estelar de estrellas con una masa menor que 4 veces la del Sol. Cuando ascienden por la rama de las gigantes rojas, todo el He producido por la fusión nuclear del H se va acumulando en el núcleo, debido a que éste no tiene la temperatura suficiente para fusionar He. Con el tiempo aumenta la masa y la luminosidad, la estrella se vuelve más roja y cuando la temperatura central alcanza un valor de unos 100 millones de grados Kelvin el He en el núcleo entra en combustión y comienzan las reacciones triple α. En estas reacciones la fusión de He produce 12C, lo que se conoce como Flash de Helio. Todo este camino se puede ver de manera gráfica con el diagrama de Hertzsprung-Russell, en la Figura 3. Finalmente, la estrella se enfría, disminuye su luminosidad y se contrae, situándose en la denominada rama horizontal de las gigantes, donde comienza una nueva etapa estable en la que consume He. La transición de las estrellas desde que son gigantes rojas hasta que se sitúan en la rama horizontal es relativamente rápida. Es por esto que las estrellas en la TRGB se pueden identificar observacionalmente como aquellas que presentan una discontinuidad en su función de luminosidad, es decir, en el Flash de Helio alcanzan todas el mismo brillo absoluto y luego se empiezan a apagar. Esto se puede ver en la Figura 4, en el diagrama color-magnitud.

¿Y dónde está KKH 22?

Figura 4: Diagrama color-magnitud para KKH 22.  En el eje vertical vemos representada la magnitud de las estrellas, es decir, su brillo medido a través de un filtro específico del HST. En el eje horizontal vemos el color de las estrellas, es decir, la diferencia de brillo entre dos filtros concretos de HST. La línea negra marca la discontinuidad en la función de luminosidad de las estrellas, es decir, el TRGB. Es fácil observar como a partir de este punto la densidad de estrellas en el diagrama disminuye considerablemente. (Crédito: Figura 2 del artículo)

Una vez que se ha encontrado el TRGB de las estrellas de KKH 22, como se ve en la Figura 4, ya conocemos su magnitud absoluta y aparente para poder calcular su distancia. El equipo investigador calculó que esta galaxia satélite se sitúa a 3.12±0.19 Mpc de nosotros, mientras que la gran galaxia IC 342 está a 3.28 Mpc.

Aparte de esta medida también se presenta en el artículo una medida de la velocidad basada en el espectro que obtienen del cúmulo globular en KKH 22, visible en la Figura 2. La velocidad de 251 km/s también concuerda con la distancia previamente obtenida, por lo que ¡¡podemos concluir que IC 342 tiene un nuevo fichaje!!

Por desgracia no todas las galaxias pueden estar en el mismo equipo, y en el artículo también se obtiene la velocidad de otra galaxia, KKH 34, usando el método del TRGB. Resultó estar detrás, a una distancia de 7.28±0.36 Mpc.

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