La excepción a todas las reglas

Título original: “The giant low surface brightness galaxy Malin 1: new constraints for its molecular gas mass from GBT/ARGUS observations”

Autoras/es: Gaspar Galaz, David T. Frayer, Matías Blaña, et al. 

Institución del primer autor: Instituto de Astrofísica, Pontificia Universidad Católica de Chile, Vicuña Mackenna 4860, Macul, Santiago, Chile

Estado del artículo: Aceptado en ApJ Letters (Acceso abierto en arXiv)

Cuando fue descubierta en el año 1987, la galaxia Malin 1 fue todo un enigma para la época. Fue reportada en un artículo por Gregory Bothun et al., como una galaxia de bajo brillo superficial, con un disco tanto o más extendido como el de la Vía Láctea, pero con tan sólo una pequeña fracción del brillo esperado para una galaxia de ese tamaño. 

Avanzando rápidamente, hoy en día sabemos que en el Universo hay una fracción significativa -¡que podría ser de hasta el 50%!- de galaxias de bajo brillo superficial (LSB ó LSBGs, por sus siglas en inglés; ver Figura 1), que son galaxias difusas que emiten menos luz por unidad de área (mag arcsec¯²) que una galaxia “normal”. 

Figura 1: NGC 45, una galaxia de bajo brillo superficial (Crédito: NASA/GALEX).

Una galaxia LSB típica tiene un brillo superficial más tenue que 23.0 B mag arcsec¯², es decir, tienen un brillo superficial mucho más tenue que el del cielo nocturno, que generalmente es de unas 22.0 B mag arcsec¯², por lo que detectarlas es particularmente desafiante.

Pareciera que las galaxias LSB evolucionan más lentamente que una galaxia normal, ya que la mayoría están en un estado temprano de formación. En general se encuentran aisladas y tienen poca formación estelar, por lo que presentan una baja metalicidad, y se cree que tienen bastante materia oscura sus centros. 

¿Cómo distinguirlas?

Hoy en día las galaxias LSB se clasifican en 3 categorías:

1. Galaxias irregulares: relativamente pequeñas, generalmente de tipo morfológico Sm (similares a la Gran Nube de Magallanes) ó dSph (poco luminosas y de distribución espacial aproximadamente esférica). 
2. Galaxias Ultra Difusas (UDGs, en inglés; ver Figura 2): descritas en 1984, pero recientemente “re-descubiertas” en gran cantidad en los cúmulos de Coma y Fórnax. Son del tamaño de la Vía Láctea o un poco más pequeñas. Algunas tienen un núcleo y son bastante uniformes. (En este astrobito puedes leer más sobre las UDGs).
3. Galaxias espirales o tipo discos: muy grandes y difusas, del tamaño de la Vía Láctea o más grandes. La mayoría tienen discos muy tenues y extendidos, pero sus bulbos son aparentemente luminosos.

Figura 2: NGC 1052-DF2, una galaxia UDG (Crédito: ESA/Hubble).

Esta última categoría es probablemente la más intrigante. Algunas galaxias tienen discos de hasta unos 80 kilopársecs (kpc) de diámetro, es decir más del doble del tamaño de la Vía Láctea; además de poblaciones estelares evolucionadas y brazos espirales muy difusos. 

También es muy probable que las galaxias LSB tipo discos o espirales hayan evolucionado de distinta manera que las LSB irregulares o enanas. Aunque los 3 tipos de galaxias LSB sean bastante diferentes en tamaño, todas tienen algo en común: presentan una densidad estelar muy pequeña, lo que evita que el disco forme inestabilidades gravitacionales, causando una baja tasa de formación estelar. 

El enigma de Malin 1

Malin 1 (ver Figura 3) es parte de la tercera categoría de galaxias LSB, y es probablemente la más misteriosa de todas. Tiene características bastante “extremas”, pero se encuentra sólo a 366 megapársecs (Mpc) de distancia. Es la galaxia LSB más grande conocida hasta ahora, con un diámetro de unos 200 kpc, unas 6 veces más grande que la Vía Láctea.

Figura 3: Combinación de cuatro imágenes del Next Generation Virgo Survey  de Malin 1, obtenidas con MegaCam del Telescopio CFH. En la esquina superior izquierda aparece la escala de la imagen, y como referencia, el diámetro de la Vía Láctea es de sólo unos 30 kpc. (Crédito: Boissier/A&A/ESO/CFHT).

Aunque fue descubierta hace más de 30 años, la forma y el tamaño del disco estelar y los brazos espirales de Malin 1 fueron descritos recién en el año 2015. Ahora sabemos que los brazos espirales se encuentran incrustados en un tenue disco de brillo superficial de unas 28.0 B mag arcsec¯².

Es una de las galaxias con la mayor masa de hidrógeno atómico HI, y también tiene la mayor fracción de gas que se ha observado hasta ahora. Además, el disco de HI es casi tan grande como el tamaño de la galaxia observada en el rango óptico. Sin embargo, las características más enigmáticas de Malin 1, son la cantidad y las condiciones físicas de su gas molecular. Hasta ahora no se ha detectado la presencia de gas molecular en esta galaxia, ya que no se ha observado monóxido de carbono (CO), hidrógeno molecular (H2), u otros indicadores que se encuentran en galaxias espirales. 

Han habido varios intentos fallidos para detectar CO en Malin 1. Lo que es entendible, ya que tratar de entender las características físicas de esta galaxia siempre parece ser riesgoso. Y los resultados de este artículo no han sido la excepción. 

El enigma continúa

Los y las autoras del artículo realizaron observaciones con ARGUS, un detector sub-milimétrico de 16 pixeles, instalado en el Telescopio Green Bank, una antena de 100 metros de diámetro, ubicado en el estado de Virginia Occidental en Estados Unidos. Las observaciones tomaron un tiempo total de telescopio de 40 horas, y 17 horas de tiempo de integración (Ver Figura 4).

Figura 4: El campo de visión de ARGUS sobrepuesto en una imagen en el rango óptico de Malin 1 de este artículo. Las observaciones se concentraron en el centro de la galaxia, pero también en parte de los brazos espirales. El diámetro de Malin 1 es de unos 3 minutos de arco. (Crédito: Figura 1 del artículo adaptada). 

En el espectro obtenido, no se encuentra la línea de emisión ¹²CO(1-0) donde se espera que aparezca. En el artículo recalcan que esta no-detección sirve para establecer un límite superior de la masa de CO y de H2 de Malin 1. Con estos resultados, los y las autoras aseguran que esta galaxia tiene una masa de gas molecular no mayor a cierto valor. Incluso mencionan que han obtenido un límite superior aun más bajo para la masa de gas molecular, comparado con trabajos anteriores. 

Para la masa de gas molecular, sin incluir Helio, el límite superior obtenido es  M(H2) < 1.4 ⋅ 10^8 masas solares. Aunque los y las autoras notan que la resolución usada no permite resolver nubes de gas molecular de manera individual, este límite es muchísimo más sensible que resultados anteriores, y representa un límite para el gas molecular en el núcleo central de la galaxia, que es razonablemente esperable para galaxias normales. Para el gas molecular extendido, el límite que obtienen es de M(H2) < 7.4 ⋅ 10^9 masas solares. 

Además obtienen un límite superior para la densidad superficial del gas molecular de Σ(H2) < 0.27 masas solares / pc², el cual es un importante parámetro para definir la eficiencia de formación estelar. Mientras que para el HI el resultado corresponde a Σ(HI) = 2.3 masas solares / pc². Con ambos resultados calculan la proporción entre gas molecular y atómico, obteniendo M(H2)/M(HI) < 0.13. Para la primera galaxia LSB en la que se detectó CO, se reportó una proporción de 0.15, lo que es bastante cercano al valor obtenido en este artículo.

Tratando de resolver el asunto

Se ha sugerido que el gas molecular de Malin 1 es más frío de lo esperado, lo que reduciría la emisión por masa de H2, incluso cuando la metalicidad de Malin 1 es casi solar. Se tiene registro de indicadores de formación estelar en algunas zonas de Malin 1, por lo que debería haber gas molecular. Aunque esto haga parecer aun más intrigantes las fallidas detecciones de gas molecular usando CO, también podría ser una pista, ya que la evidencia muestra Hα y otras emisiones de gas, lo que indicaría un medio interestelar tibio, y eventualmente entre medio, gas molecular frío.

Las condiciones físicas del medio interestelar de Malin 1, que son bastante diferentes comparadas con una galaxia espiral y de alto brillo superficial (HSB ó HSBGs, en inglés), podrían mantener el CO oculto de las observaciones. 

En general, la densidad superficial de HI para las galaxias LSB es más baja que en galaxias espirales HSB, y tienden a tener una mayor fracción de HI comparado con H2, debido a la baja conversión de HI en H2, causada por la poca cantidad de granos, lo que pareciera ser el caso para Malin 1.

Con estos resultados, se demuestra que Malin 1 se encuentra en el extremo izquierdo inferior del diagrama de Kennicutt-Schmidt, que relaciona la densidad superficial del gas molecular con la tasa de formación estelar (en este astrobito puedes leer al respecto). Es decir, se encuentra en el límite de la eficiencia de formación estelar por masa de gas molecular. 

La mayor parte del disco de Malin 1 pareciera tener la densidad crítica para poder formar estrellas, pero hay una región a unos 50 kpc del centro, donde la densidad de masa de HI es mayor que la densidad de masa crítica de HI, y las regiones donde se sospecha que se forman estrellas, no muestran emisión. Además, si Malin 1 tuviera CO, éste probablemente se encuentra en cúmulos, lo que haría más difícil su detección. 

Malin 1 presenta un gran contenido estelar hasta unos 160 kpc, pero aun es un desafío responder dónde está el gas molecular y cuáles son las condiciones físicas en las que se encuentra. Los y las autoras proponen llevar a cabo más observaciones que se concentren en las zonas donde hay aglomeraciones de gas y de formación estelar, y usar otros trazadores de gas molecular que sean más adecuados para las condiciones del medio interestelar de Malin 1, como la línea [CI]. 

Así que por más que tratemos de clasificar las galaxias (o las estrellas) en categorías definidas, siempre habrá alguna excepción, y Malin 1 parece que definitivamente lo es.