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Enanas de ELVES: La estructura de galaxias enanas satélites

Título: ELVES I: Structures of Dwarf Satellites of MW-like Galaxies; Morphology, Scaling Relations, and Intrinsic Shapes
Autores: Scott G. Carlsten, Jenny E. Greene, Johnny P. Greco, Rachael L. Beaton, Erin Kado-Fong
Institución del primer autor: Department of Astrophysical Sciences, Princeton University
Estado: Publicado en Astrophysical Journal [libre en arxiv].
Astrobite original: Dwarfs from ELVES: The structure of dwarf satellite galaxies por Katy Proctor

Las galaxias enanas, como su nombre lo indica, son galaxias pequeñas que albergan hasta unas pocas miles de millones de estrellas; contrario a una galaxia “normal” que alberga muchas miles de millones de estrellas. Se cree que éstas son extremadamente sugestionables, es decir, que son fácilmente afectadas/moldeadas por el medio que las rodea. Las formas, tamaños y colores observados en las galaxias enanas se creen que son el resultado de diferencias o inhomogenidades en el entorno que las rodea. Muchas de estas galaxias enanas son galaxias satélite, es decir, son galaxias que orbitan una galaxia central anfitriona más grande (por ejemplo, las Nubes de Magallanes se encuentran orbitando nuestra Galaxia). Como se cree que todas las galaxias están rodeadas por un halo de materia oscura, las galaxias enanas  estarían orbitando la galaxia central, ambas incorporadas dentro del mismo.

Las galaxias enanas están sujetas a muchas interacciones diferentes dentro del halo de materia oscura donde se encuentran. Dichas interacciones pueden tener resultados devastadores en la misma, por ejemplo, su contenido de gas puede verse extremadamente alterado (algunas veces completamente removido) debido al fenómeno llamado desmontaje de presión de pistón. De igual manera, las estrellas están sujetas a fuerzas de marea provocadas por la diferencia entre los potenciales gravitatorios de la galaxia satélite y su anfitriona.

Figura 1. Ejemplos de galaxias enanas clasificadas visualmente como “tipo temprano” (ETG por sus siglas en inglés y “tipo tardío” (LTG). Las LTG son enanas irregulares con, aparentemente, zonas de formación estelar mientras que las ETG tienen una apariencia homogénea sin zonas de formación estelar. Figura 1 en el artículo original.

A pesar de la diversidad observada de galaxias enanas, éstas pueden ser clasificadas en dos tipos morfológicos principales: tipo tardío (LTG por sus siglas en inglés) y tipo temprano (ETG); ver Figura 1. Las LTG suelen estar formando estrellas mientras que las ETG no tienen zonas de formación de estrellas y además son visualmente más suaves (homogéneas) que las LTG. El artículo de hoy trata del proyecto en curso “Exploration of Local VolumE Sattellites” (ELVES) con el fin de investigar cómo cambian los componentes estructurales de las galaxias enanas dependiendo del ambiente y la morfología de la galaxia anfitriona. La muestra de ELVES son galaxias que se encuentran dentro del volumen local (VL por sus siglas en inglés), a una distancia <12 Mpc,  y son galaxias satélites orbitando halos de galaxias tipo Vía Láctea.

¿Las galaxias enanas evolucionan de tipo tardío a tipo temprano?

La imagen actual de la evolución de galaxias enanas sugiere que las enanas de tipo temprano son formadas debido a la interacción de las enanas de tipo tardío con el halo de la galaxia anfitriona. Si este es el caso, puede verse a  las enanas de tipo temprano como galaxias enanas en la última etapa de su evolución, y cualquier diferencia en las características de las galaxias de tipo tardío y de tipo temprano podría proporcionar información sobre los mecanismos físicos detrás de esta evolución.

Figura 2. Imagen que muestra en escala logarítmica el radio y la masa de las galaxias enanas en la muestra del LV. La grafica de arriba muestra las ETG en rojo y las LTG en azul. La grafica de abajo muestra la tendencia media agrupada por masa estelar. La línea punteada las relacionas de masa y tamaño de las ETG y LTG de una muestra obtenida del proyecto de GAMA. Figura 3 del artículo original.

Para investigar si existen diferencias estructurales entre los tipos temprano y tardío, los autores trazan el radio efectivo de las galaxias enanas en su muestra (esencialmente el tamaño de la galaxia) por su masa estelar. Puede verse en la Figura 2 que no hay una diferencia significativa entre las galaxias de tipo temprano y tardío con masa estelar fija. Esta similitud entre los tipos tardíos y los tipos tempranos sugiere que los procesos físicos relevantes en la formación de las galaxias de tipo temprano (como la extracción por presión del pistón) no necesariamente inducen algún cambio en el tamaño de la galaxia. Estos resultados indican que el proceso de transformación de tipo tardío a tipo temprano solo requiere la eliminación del gas de formación estelar de la galaxia; no se requiere necesariamente un cambio estructural significativo en la galaxia. También es de destacar la diferencia entre los resultados del autor, donde la muestra se limita a galaxias enanas con M<108.5 masas solares, y los resultados para galaxias satélites con masas más altas (indicadas por las líneas punteadas azul y roja en el panel inferior de la Figura 2). Los autores proponen que esta diferencia indica que existe una escala de masa estelar característica, por encima de la cual se pueden requerir procesos físicos adicionales para explicar la repentina diferencia de tamaños entre los tipos tempranos y tardíos.

Efectos ambientales

La siguiente pregunta que los autores buscan contestar es: ¿Cómo afecta la masa del halo de materia oscura del anfitrión a la galaxia enana?. Para analizar esto, los autores compararon las masas de las galaxias enanas con su tamaño.  Esta vez, se hace una comparación entre las galaxias enanas que orbitan dentro de entornos de cúmulos más grandes con las galaxias enanas en su entorno de LV.

Figura 3: Las relaciones masa-tamaño de las muestras de galaxias enanas de cúmulos (gris) y de campo (cian) normalizados a la muestra de LV (verde). En una masa estelar fija, la muestra del cúmulo se desplaza a tamaños más grandes, mientras que la muestra de campo aislada se desplaza a tamaños más pequeños. Las galaxias de campo son galaxias enanas aisladas que se han tomado de una muestra auxiliar, utilizando datos de observación adicionales. Figura 9 del artículo original.

Como puede verse en la Figura 3, las galaxias enanas en entornos de cúmulos (zona gris) tienden a ser ligeramente más grandes que las galaxias enanas en el LV (zona verde) con masa estelar fija. Los autores argumentan que el aumento de tamaño observado se debe a un incremento de las fuerzas de marea y al calentamiento de las galaxias en entornos de cúmulos extremos, lo que se alinea con las expectativas teóricas. Si bien se observa un aumento de ~ 8% en el tamaño de las galaxias enanas en entornos de cúmulos, los autores señalan que la relación masa-tamaño es sorprendentemente similar entre los dos entornos, especialmente porque la masa de los halos de materia oscura del anfitrión difiere en un factor de 10. Esto quizás sea indicativo de que el ambiente donde se encuentran las galaxias enanas juega un papel bastante pequeño en su evolución, ¡un resultado sorprendente!

En conclusión, los autores pudieron obtener información sobre la física involucrada en la transformación de galaxias enanas de tipos tardíos a tipos tempranos, y cómo estos procesos varían entre los entornos de cúmulos y entornos similares a la Vía Láctea. Los autores comentan que comparar los resultados observaciones con simulaciones sería útil para restringir la física de cómo evolucionan las galaxias enanas. Si bien los resultados observacionales han cuantificado los puntos de inicio y fin de la evolución de galaxias enanas, las simulaciones pueden completar el punto medio de la ¡historia!.

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