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La historia en detalle de la formación de un cúmulo de galaxias

Crédito de la portada: Figura 1 del artículo original

Datos del artículo científico:

Conozcamos a GS5001

En el astrobito de hoy vamos a hablar de un sistema candidato a ser un protocúmulo de galaxias (es decir, el estado evolucionario anterior a la formación de un cúmulo de galaxias). Concretamente, GS5001 es la galaxiamás brillante de este sistema que se encuentra a un corrimiento al rojo de 3.5 (o equivalentemente, observamos la luz que emitió este sistema cuando el Universo era casi 8 veces más joven de lo que es hoy). Posteriormente al descubrimiento de GS5001, el telescopio espacial Hubble detectó otra galaxia cercana al sur de GS5001. Estas galaxias se encuentran en una zona de alta densidad de galaxias por lo que este sistema es la parte más densa e interna de una estructura a gran escala en proceso de acreción. El equipo investigador ha vuelto a observar la zona donde se encuentra GS5001 con el telescopio espacial James Webb, JWST, y han detectado con mayor detalle la estructura donde reside GS5001. Aparte de esta galaxia principal (marcada como ‘main’ en la Figura 1), han encontrado en la región norte tres subestructuras (n1, n2 y n3) seguidas de una larga cola y en la parte sur hay otras tres componentes (s1, s2 y s3) y posiblemente una cuarta en proceso de ser acretada por la galaxia principal (s4).

Mapa del brillo detectado en el sistema, del rojo al amarillo indicando las zonas más brillantes. Las componentes principal, norte y sur están marcadas por óvalos verdes y las subestructuras dentro de ellas con círculos azules.
Figura 1: Estructura completa de los alrededores de la galaxia GS5001 (main). Al norte hay tres estructuras seguidas de una cola y al sur hay otras tres y una posible cuarta en proceso de acreción. Crédito: Figura 1 del artículo original.

¿Cómo se mueve la materia en este sistema?

Además de entender la distribución de luz del protocúmulo, es importante saber cómo se mueve la materia dentro de él para obtener más información sobre su evolución. Para ello, les astrónomes de este trabajo han seleccionado la línea de emisión Ha y han estudiado su desplazamiento Doppler para saber si la materia emisora de luz se acerca o se aleja de nosotros y también cuán ensanchada está la línea como medida de la velocidad de dispersión (es decir, en las zonas donde la línea sea más ancha, implicará que hay más mezcla de distintas velocidades en esa región). En la Figura 2 a la izquierda se muestra la velocidad de cada región y en la derecha la anchura de la línea. El mapa de velocidad muestra que la zona norte se acerca hacia nosotres mientras que la zona sur se aleja, por lo que la dirección de rotación de las componentes externas se da de norte a sur. Sin embargo, la dirección de rotación de la galaxia principal es diferente ya que el noreste se acerca mientras que se aleja en la dirección suroeste. De la anchura de la línea, les investigadores han concluido que el aumento de la anchura en la región este y oeste de la galaxia principal se debe a que esta galaxia está expulsando material por estas zonas que son perpendiculares a la dirección de elongación de la galaxia, característica típica de expulsión de material debido a la formación estelar. Mediante el análisis conjunto de las líneas de emisión, el grupo investigador ha constatado que se expulsan unas 23 masas solares (o equivalentemente 4.5·1031 kg) al año con una velocidad de unos 400 km/s.

A la izquierda, mapa de velocidades del sistema, en azul las zonas que se alejan y en rojo las que se acercan. En general, la estructura norte y la zona derecha de la galaxia principal se acercan mientras que la parte sur e izquierda de la galaxia principal se alejan. A la derecha, la anchura de la línea se representa por colores de morado a amarillo indicando mayor anchura. En general la anchura es similar en todo el sistema excepto en la zona izquierda y derecha de la componente principal donde es más ancha.
Figura 2: Mapa de velocidades del protocúmulo a la izquierda y ensanchamiento de la línea de Ha a la derecha. Crédito: Figura 4 del artículo original.

¿Y qué más podemos averiguar?

A partir de otras líneas de emisión como las del hidrógeno, oxígeno o nitrógeno, se pueden inferir las propiedades del medio interestelar del sistema. Por ejemplo, se puede obtener la metalicidad (proporción de elementos distintos al hidrógeno y al helio) de las diferentes regiones del sistema como se muestra en la Figura 3. Las componentes norte y sur tienen menor metalicidad que la galaxia principal lo cual es esperable ya que tienen menos estrellas para enriquecer de metales el medio interestelar. También es interesante el gradiente de metalicidad dentro de la propia galaxia principal. Les autores dan dos posibilidades para este gradiente, o bien en el sur tiene menor metalicidad de la que debería porque se está acretando una galaxia de menor metalicidad (la posible s4) o en el norte hay una mayor metalicidad por un episodio de formación estelar anterior o el aumento se debe a ondas de choque debido a la interacción con las componentes del norte que distorsiona la inferencia de la metalicidad. Además, se puede inferir que la luz que emite el sistema proviene de la formación de estrellas. La tasa de formación estelar (cuánta masa se transforma en estrellas al año) de la galaxia principal es de unas 100 masas solares al año, mientras que las componentes norte y sur usan 106 y 76 masas solares al año para formar estrellas.

El mapa de metalicidad se muestra de azul (menor) a rojo (mayor). Las subestructuras norte y sur tienen menor metalicidad que la galaxia principal y la metalicidad es especialmente elevada entre la galaxia principal y la zona norte.
Figura 3: Mapa de metalicidad del sistema candidato a protocúmulo. Crédito: Figura 9 del artículo original.

Toda esta información revelada por el JWST sobre este protocúmulo es de mucha utilidad para comprender las fases tempranas de formación de cúmulos de galaxias. Además, los resultados se pueden usar como punto de partida para simular la evolución del cúmulo de galaxias y examinar las propiedades de su evolución.

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