Título del artículo reseñado: Mapping Dark Matter with Extragalactic Stellar Streams: the Case of Centaurus A
Autores: Sarah Pearson, Adrian M. Price-Whelan, David W. Hogg, Anil C. Seth, David J. Sand, Jason A. S. Hunt, Denija Crnojevic
Institución del primer autor: Center for Cosmology and Particle Physics, Department of Physics, New York University, 726 Broadway, New York, NY 10003, USA
Estado: Enviado a AAS Journals.
Astrobite original: Stellar Streams as Dark Matter Maps por Zili Shen
¿Has visto las hojas que caen sobre un río y se arremolinan por ahí con la corriente? Es difícil ver hacia dónde fluye el agua, pero las hojas son buenas trazadoras de su movimiento. Si tienes experiencia, podrías ser capaz de inferir el terreno subacuático bajo la corriente. Un fenómeno similar ocurre cuando una galaxia enana cae hacia una galaxia masiva. Algunas estrellas se separan de la galaxia enana y forman una corriente alargada. Las estrellas son fáciles de observar y son buenas trazadoras de la materia oscura invisible en una galaxia, la cual gobierna su movimiento. Como se explicó en este astrobite, se pueden usar estas corrientes estelares para aprender sobre la materia oscura en las galaxias.
En la Vía Láctea, las corrientes estelares se han usado para inferir la distribución de materia oscura, e incluso subestructura en la materia oscura. Podemos modelar estas estrellas en detalle porque podemos observar completamente sus posiciones y velocidades en tres dimensiones. Esto es mucho más complejo de hacer para las galaxias externas, donde las distancias son difíciles de obtener y las velocidades incluso más. ¿Qué podemos aprender de las corrientes estelares de las galaxias externas? Las autoras y autores del artículo de hoy enfocan su atención en Cen A (NGC 5128), una galaxia masiva cercana.
Figura 1: El halo exterior de la galaxia Centaurus A, coloreado según la densidad de estrellas de la rama de las gigantes rojas. La corriente Dw3 está trazada por 13 puntos de control negros y la segunda corriente está trazada por tres puntos blancos. Crédito: figura 1 del artículo.
Datos y métodos
Cen A hospeda una corriente estelar asociada con su galaxia satélite enana Dw3. La figura 1 muestra la densidad estelar en el halo exterior de Cen A. Dos corrientes son visibles en este mapa, pero nos enfocaremos en la corriente Dw3. Dado que estas corrientes están a unos 4 Mpc de distancia, los autores solo utilizan las posiciones de la corriente en el cielo, tal como se indica con puntos negros en la figura 1. El objetivo es usar esta información para encontrar la órbita de la galaxia enana progenitora (Dw3), con la cual poder delimitar la distribución de materia oscura de la galaxia masiva central (Cen A).
Para poder modelar esta corriente estelar, el grupo desarrolló una nueva técnica de “ajuste de corrientes”. Se colocan a ojo puntos de control para indicar la posición conocida de la corriente de Dw3. Los datos de entrada para este modelo son los puntos de control y la velocidad radial de la progenitora (Dw3). Para calcular la órbita de Dw3, también necesitamos introducir los potenciales gravitatorios de Cen A y Dw3. Pero ¿no es el potencial gravitacional algo que queremos averiguar con el modelado? Por eso es que comienzan con un potencial fiduciario razonable, y luego exploran qué ocurre si lo varías.
Dados los datos de entrada conocidos, el grupo simula cómo las estrellas son dispersadas desde la progenitora y forman una corriente. Utilizan el código gala, disponible públicamente, para integrar la órbita de Dw3 en el potencial de Cen A. El código libera estrellas de Dw3 en cada paso temporal y sigue a dónde van bajo las fuerzas gravitatorias combinadas de Dw3 y Cen A. La corriente estelar resultante es comparada con los puntos de control, y el modelo mejor ajustado debe coincidir con todos ellos. Finalmente, también corren una simulación de N-cuerpos más precisa con los mismos parámetros iniciales que el modelo mejor ajustado para asegurarse de que los resultados de gala son confiables.
Resultados
Figura 2: El modelo que mejor se ajusta a la corriente Dw3 superpuesto a la imagen de Cen A, donde los colores muestran la velocidad radial respecto a Cen A. La flecha blanca indica el movimiento de Dw3. Crédito: adaptada de la figura 4 del artículo.
Halo fijado de Cen A: a partir de un modelo fiduciario, los autores encuentran un rango de modelos que pueden reproducir la forma de la corriente Dw3. El modelo que mejor se ajusta se muestra en la figura 2, como si estuviera proyectado en el cielo. La corriente se ve recta sobre el cielo, y las órbitas que mejor ajustan tienen una velocidad alta en la dirección de la corriente y una velocidad baja en la dirección perpendicular. Tiene sentido. ¿Qué pasa cuando varías el halo de Cen A?
Degeneración: Solamente estamos ajustando la forma de la corriente en el cielo, lo cual no es información suficiente para obtener un modelo único de su historia. La razón se ilustra en la figura 3. Si reduces a la mitad la masa de la galaxia anfitriona y de la enana, las velocidades orbitales serán más bajas y las estrellas se dispersarán más lentamente. Pero si esperas más tiempo, la satélite mostrará exactamente la misma disrupción y la corriente resultante (mostrada en los dos paneles superiores de la figura 3) se verá igual. Careciendo de la habilidad de observar esta corriente hace seis mil millones de años, podemos observar la corriente en t=0 solamente en los gráficos inferiores. Si sólo tenemos la posición espacial de la corriente, y no sabemos cuánto tiempo ha estado en disrupción, entonces no seremos capaces de distinguir entre potenciales de alta y baja masa. ¡Ese es un problema, dado que ese era nuestro objetivo desde el comienzo!
Figura 3: Comparación entre dos corrientes evolucionadas en un halo de alta masa (izquierda) y de baja masa (derecha). Fila superior: los puntos indican las estrellas en la corriente, coloreadas según la velocidad radial en el marco de referencia de Cen A. Las líneas trazan la órbita de la progenitora. Fila inferior: la distancia entre el modelo de corriente y Cen A, como función del tiempo. La corriente del halo de alta masa se modela para seis mil millones de años, mientras que la corriente del halo de baja masa se modela para doce mil millones de años. Crédito: figura 6 del artículo.
Cómo romper esta degeneración: La diferencia entre estos dos escenarios está en la velocidad y la distancia radiales. Incluso a pesar de que las formas de las corrientes se ven idénticas en la figura 3, la barra de colores muestra que tienen diferentes velocidades radiales. Esto es un resultado directo de la velocidad orbital de la galaxia enana progenitora, la cual depende de la masa del halo anfitrión. Incluso a pesar de que la velocidad radial de la estructura no ha sido medida, observar una parte de la corriente puede ayudar a fijar la masa de la galaxia anfitriona. Los autores de este artículo mencionan algunos instrumentos ya disponibles que pueden hacer estas mediciones, ¡y ahora depende de los observadores el apuntar los telescopios a Dw3!
En perspectiva
Los telescopios futuros como el Observatorio Vera Rubin y el Telescopio Espacial Roman serán capaces de detectar miles de corrientes estelares extragalácticas. ¡Las herramientas construidas por los autores del artículo de hoy abrirán el camino para explorar los halos de materia oscura de todas esas galaxias!
Astrobite original editado por Benjamin Cassese.
Crédito de la imagen destacada: Sarah Pearson.
Comentarios
Aún no hay comentarios.