Memorias de una galaxia

Datos del artículo científico del que hablaremos en este astrobito

• Título: Constraining the assembly time of the stellar haloes of nearby Milky Way-mass galaxies through AGB populations
• Autoría: Benjamin Harmsen, Eric F Bell, Richard D’Souza, Antonela Monachesi, Roelof S de Jong, Adam Smercina, In Sung Jang, Benne W Holwerda
• Institución del primer autor: Departamento de Astronomía de la Universidad de Michigan
• Estado: Publicado en MNRAS

Astrobite original: Memoirs of a galaxy  escrito por Abby Lee 

 

 

Observar la evolución de una galaxia en tiempo real es imposible porque no puede observarse durante los lapsos de tiempo necesarios en los que se producen cambios significativos, ¡que suelen ser de al menos cientos de millones de años! Sin embargo, existen algunos métodos que podemos usar para intentar reconstruir lo que le sucedió a una galaxia antes de cómo la vemos hoy. En particular, este artículo aborda cómo podemos entender los efectos de las fusiones de galaxias y la acreción de galaxias más pequeñas por una galaxia más masiva. Sabemos que las fusiones y las acreciones son partes vitales de la formación de una galaxia a través de la coincidencia de simulaciones con observaciones. Las fusiones pueden engrosar o destruir los discos de las galaxias, desencadenar la formación de estrellas y darle a una galaxia sus galaxias satélites, que son galaxias más pequeñas que orbitan alrededor de una galaxia más masiva (la galaxia satélite más grande de la Vía Láctea es la Gran Nube de Magallanes). La Figura 1 muestra un ejemplo de dos galaxias en proceso de fusión.

Un lugar particular para buscar pistas de una fusión reciente de galaxias es en el halo estelar de una galaxia, que es la región más externa de esta. Los halos estelares son los restos acumulados de otras galaxias que se fusionaron en las afueras de la galaxia; por lo que, la mayoría de las estrellas en el halo nacieron originalmente en otras galaxias que se fusionaron con la galaxia principal. Por lo tanto, los halos estelares ofrecen una ventana hacia las fusiones y las acreciones de galaxias y sus efectos en la evolución de una galaxia.

Podemos investigar cuándo se fusionaron dos galaxias estudiando la historia de formación estelar (una medida de la masa total de las estrellas formadas en función del tiempo durante la vida de la galaxia) del halo de la galaxia principal. Existe una clara firma observacional producida por la acreción de una galaxia en la historia de formación estelar.

Esto se debe a que cuando una galaxia acreta a una satélite, el “ram pressure stripping” (la pérdida de gas debido a la interacción con el medio circumgaláctico de la galaxia principal, el gas que rodea a cada galaxia; N. del T.: es un término técnico que podría traducirse como “remoción por presión de ariete” o “por presión de arrastre”. ) hace que se detenga la formación de estrellas en la galaxia satélite acretada. Por lo tanto, el momento en el que se detiene la formación de estrellas en una galaxia satélite es una pista útil para determinar cuándo se produjo la acreción de dicha galaxia.

La forma más sólida de investigar la historia de formación estelar de una galaxia es a través de sus poblaciones estelares resueltas (N. del T.: es decir, que pueden distinguirse unas de otras). En resumen, podemos reconstruir las luminosidades y colores de las estrellas observadas mediante la comparación de modelos con observaciones. Por ejemplo, si vemos una abundancia de estrellas del apelotonamiento rojo (“red clump”; N. del T.: estrellas en sus etapas más evolucionadas) en un determinado color y luminosidad, podemos reconstruir cuándo se formaron esas estrellas porque entendemos su evolución. Normalmente, las mejores estrellas para reconstruir historias de formación estelar son las estrellas del apelotonamiento rojo y las estrellas de la secuencia principal en el punto de apagado (MSTO, por sus siglas en inglés. N del T: el punto de apagado “turn-off point” es el momento en el que las estrellas pasan de la secuencia principal a sus etapas más evolucionadas, aunque no se “apagan” realmente.). Sin embargo, las mediciones fotométricas profundas necesarias para resolver las estrellas del apelotonamiento rojo y las MSTO y determinar la edad de los halos estelares solo están disponibles en galaxias cercanas de nuestro Grupo Local, que se extiende solo hasta aproximadamente 2 Mpc de distancia de nosotros.

Este artículo propone un nuevo método para investigar las historias de formación estelar utilizando estrellas de la rama asintótica de las gigantes (AGB, por sus siglas en inglés) y estrellas de la rama de las gigantes rojas (RGB, por sus siglas en inglés) en lugar de las estrellas del grupo rojo y del MSTO. Las estrellas AGB son estrellas evolucionadas de masa intermedia (1-8 M_☉) y las estrellas RGB son estrellas antiguas de menor masa (<2 M_☉). Debido a que las estrellas RGB tienen una vida mucho más larga que las estrellas AGB, la razón de estrellas AGB/RGB en una galaxia determinada es una medida aproximada de su edad, donde una razón AGB/RGB más alta indica una edad más joven. Por ejemplo, en la Figura 2, la galaxia más joven, Fornax, tiene muchas estrellas AGB, mientras que la galaxia más antigua, Andrómeda I, es la que tiene menos estrellas AGB.

En particular, este artículo utiliza por primera vez la relación AGB/RGB como una medida aproximada de cuándo se detiene la historia de formación estelar en un halo. En primer lugar, los autores calibraron la relación entre la razón AGB/RGB y t₉₀, el tiempo en el cual el 90% de la masa estelar de una galaxia se formó. Los autores eligieron usar t₉₀ porque, dado que las estrellas AGB tienen al menos 300 millones de años, no serán sensibles a las historias de formación estelar dentro de los últimos 300 millones de años. Utilizaron datos archivados de galaxias que ya habían tenido sus historias de formación estelar medidas utilizando el método del apelotonamiento rojo/MSTO. De hecho, se encontró una relación significativa (aunque con una gran dispersión) entre el parámetro t₉₀ y la razón AGB/RGB, que se muestra en la Figura 3.

Después de calibrar este método con los datos archivados, se utilizó la relación (mostrada en la Figura 3 como la línea roja) para medir el t₉₀ de tres galaxias con masas similares a la Vía Láctea: M81, NGC 253 y NGC 891, a través de imágenes del Telescopio Espacial Hubble. Descubrieron que NGC 253 y NGC 891 tenían un número elevado de estrellas AGB, mientras que M81 tenía menos, lo que indica que M81 tenía un t₉₀ mayor y por lo tanto formó la mayor parte de su masa antes que NGC 253 y NGC 891.

A partir de estos resultados, se encontró una relación tentativa entre la edad y la masa del halo estelar en estas galaxias, donde las galaxias (con masas similares a la Vía Láctea) con halos estelares más grandes tienden a ensamblarse más recientemente. El equipo de investigación a cargo del estudio planea extender este estudio a más galaxias para poner a prueba aún más este método. Además, los modelos de estrellas AGB todavía son relativamente inciertos; una mejor comprensión teórica de la evolución de las estrellas AGB también mejorará este trabajo.

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