- Título del artículo original: The Lyman α Reference Sample XIV: Lyman α imaging of 45 low redshift star-forming galaxies and inferences on global emission
- Autoras/es: Jens Melinder, Göran Östlin, Matthew Hayes, Armin Rasekh, Miguel Mas-Hesse et al.
- Institución del primer autor: Stockholm University, Department of Astronomy and Oskar Klein Centre for Cosmoparticle Physics, AlbaNova University Centre, SE-10691, Stockholm, Sweden.
- Estado de la publicación: Publicado en The Astrophysical Journal Supplement Series (ApJS), acceso abierto en arXiv.
Emisión extra galáctica de Lyman α
La línea de emisión Lyman a (Ly-α) proviene de los fotones que se emiten por la transición de electrones del segundo nivel de energía al estado fundamental del hidrógeno neutro. Esta transición es la más probable entre las posibles transiciones del hidrógeno y tiene una longitud de onda de 1216 Å. Las estrellas jóvenes y masivas en galaxias emiten mucha radiación en esta zona del espectro electromagnético, lo que puede ionizar las regiones cercanas a donde se encuentran. Como gran parte del Universo está constituido por hidrógeno, estas regiones tienen una gran cantidad de este elemento ionizado que emitirá radiación en Ly-α cuando vuelva a captar electrones del medio. Además, como esta transición es muy probable, estos fotones pueden llegar a ser absorbidos y re-emitidos muchas veces por el polvo interestelar durante el camino hacia la Tierra, modificando su aparente dirección de procedencia vistos desde la Tierra.
La muestra de galaxias emisoras de Ly-α
En el artículo se presentan 45 galaxias con tasas de formación estelar altas o moderadas y con corrimiento al rojo bajo (galaxias cercanas) observadas con el telescopio espacial Hubble. Esta muestra se subdivide en tres categorías atendiendo a su emisión en Ly-α: emisoras de Ly-α débiles, emisoras de Ly-α intermedias y emisoras de Ly-α fuertes. En la Figura 1 se muestra un ejemplo de cada una de estas categorías de menor a mayor emisión. En las imágenes de la izquierda se muestran la composición en color de la emisión en las bandas I, B y U de las galaxias mientras que en las de la derecha se representa en rojo la emisión en Hα, en azul la emisión en Ly-α y en verde la emisión en continuo del ultravioleta lejano (FUV, del inglés far ultraviolet).
Un resultado común a todas estas galaxias es que en casi todos los casos las partes centrales de las galaxias la emisión en Ly-α es débil, pero en las afueras esta emisión es más extendida que la emisión en Hα y en FUV. Esto es debido a las múltiples absorciones y re-emisiones que sufren los fotones de la línea Ly-α. Las galaxias con emisión de Ly-α débil son en general galaxias con mucho polvo interestelar que absorbe la posible emisión de Ly-α producida por las estrellas. Por lo tanto, la emisión de Ly-α no es tan extendida y se concentra en pequeñas regiones. Las galaxias de emisión intermedia también tienen emisión irregular pero más fuerte y extendida que la de Hα y la de FUV. Por último, las galaxias con emisión fuerte tienen una distribución más simétrica de Ly-α aunque hay galaxias con bastante polvo interestelar que emiten mayoritariamente por zonas concretas donde probablemente haya menor contenido en polvo.
Correlaciones entre propiedades de las galaxias
Además de la emisión total en Ly-α, Hα y FUV, el equipo de investigación ha estimado la fracción respecto a la emisión original de Ly-α que consigue escapar de cada galaxia, fesc, y la anchura equivalente de esta línea, WLy-α. En un principio, se espera que la emisión en Ly-α escale con la emisión en FUV ya que las estrellas jóvenes y masivas emiten mucha cantidad de energía en FUV y en Ly-α. En la Figura 2 izquierda se muestra que efectivamente hay una fuerte correlación entre ellas, pero con cierta dispersión debido a la extinción producida por el polvo y las re-emisiones de los fotones en Ly-α. Por lo tanto, usar directamente la medida de Ly-α como indicador de formación estelar (como sí lo son Hα y FUV) sería poco preciso. Por otra parte, la fracción de escape y la anchura equivalente de Ly-α también se esperan que estén correlacionadas porque ambas dan una idea de la parte de emisión de Ly-α que consigue emitir la galaxia hacia el exterior. En la parte derecha de la Figura 2 se comprueba esta relación donde se observa también una fuerte correlación entre ambas cantidades excepto para las galaxias que tienen una fracción de escape pequeña. Esta correlación se ha ajustado a una línea recta y su error está marcado en gris.
Aplicación de la correlación fesc y WLy-α
Anteriores estudios ya han relacionado la emisión en FUV o Hα con la tasa de formación estelar. Pero, dada la capacidad de absorber y emitir fotones en la línea de Ly-α del polvo interestelar y la dispersión que ello conlleva, no se han postulado relaciones entre la formación estelar y esta línea hasta el momento. Ahora con la relación entre fesc y WLy-α obtenida ha sido posible dar una relación. Puesto que la fracción de escape es proporcional a emisión detectada en Ly-α respecto a la de Hα, se puede expresar la emisión en Hα en función de Ly-α y fesc. De este modo, es posible sustituir en la relación de la tasa de formación estelar con Hα (ya conocida anteriormente), esta línea por la emisión en Ly-α y fesc. Por último, se puede sustituir fesc por WLy-α mediante la correlación obtenida y así la tasa de formación estelar se puede expresar únicamente a partir de la emisión detectada en Ly-α y su anchura equivalente, que son fácilmente medibles. Esta relación resulta útil para estimar la tasa de formación estelar de galaxias que se encuentren a un corrimiento al rojo alto (galaxias lejanas). Esto es debido a que Ly-α es una línea de emisión intensa que se emite a menor longitud de onda que Hα y se puede detectar con instrumentación que trabaja en el espectro visible (que es la más común) mientras que la emisión en Hα estaría desplazada ya al infrarrojo debido al efecto Doppler ocasionado por la expansión del Universo. De esta forma podremos entender cómo es la evolución de las galaxias lejanas (y por tanto jóvenes) hasta nuestros días.
Comentarios
Aún no hay comentarios.