Corrientes estelares en la Vía Láctea

Según el modelo hoy día aceptado para la formación del Universo, los primeros sistemas que se crearon fueron pequeños halos de materia oscura dispersos en la estructura a gran escala del Universo. En su interior, la materia bariónica (visible) se agruparía dando lugar a las primeras estrellas y galaxias enanas (galaxias muy poco masivas), que a su vez se fusionarían con otras para formar sistemas cada vez más grandes y más masivos. Y así fue como se formaron la mayoría de las galaxias espirales y elípticas que conocemos, como la Vía Láctea.

Trayectoria de Sagitario alrededor de nuestra Galaxia.
Crédito David R. Law, UCLA.

Pero no solo nuestra Galaxia se formó mediante la fusión de pequeñas galaxias, sino que hoy día este bombardeo aún continúa. En 1994 se descubría una aglomeración estelar hacia la constelación de Sagitario que se movía coherentemente hacia el centro de nuestra Galaxia. Se había descubierto la primera galaxia esferoidal enana alrededor de la Vía Láctea, Sagitario. A fecha de hoy se cree que la Vía Láctea tiene más de 30 galaxias enanas a su alrededor.

La galaxia enana de Sagitario, al igual que el resto, pierde material en el proceso de fusión con nuestra Galaxia. Material que acaba disgregado alrededor de nuestra Galaxia formando parte del halo. Así, aunque algunas de las estrellas y cúmulos globulares que forman el halo de nuestra Galaxia se han formado en ella, otras han sido acretadas provenientes de otros sistemas estelares (galaxias satélites enanas). De esta manera, Sagitario no debía ser más que el remanente central de lo que un día fue la galaxia enana de Sagitario y, por lo tanto, debía haber una corriente o puente estelar asociada a ella alrededor de la Vía Láctea.

Algunas de las corrientes estelares detectadas alrededor de la
Vía Láctea. Belokurov et al. 2006.

Fue en 2002 cuando se descubrió esta corriente estelar. Hoy día hemos sido capaces de mapearla casi por completo. Además, con la ayuda de simulaciones numéricas hechas con ordenador hemos sido capaces de conocer el camino que Sagitario siguió desde hace miles de millones de años hasta nuestros días. Pero Sagitario no es la única galaxia que ha sido engullida por nuestra Galaxia, ni la única corriente estelar descubierta. Nuestra galaxia, al igual que muchas otras galaxias masivas en el Universo, está rodeada de múltiples corrientes estelares, el reto está en su detección debido a su debilidad.

El estudio de estas corrientes en nuestra y otras galaxias es clave para entender cómo se distribuye la materia oscura en ellas y para conocer cómo se forman y evolucionan estos sistemas.

Corrientes estelares en otras galaxias. Martínez-Delgado et al. 2010.

Para más información:

1- "A search for stellar tidal debris of defunct dwarf galaxies around globular clusters in the inner Galactic halo", 2014, Carballo-Bello, J. A. et al. MNRAS, 445, 2971.

2- "Stellar Tidal Streams in Spiral Galaxies of the Local Volume: A Pilot Survey with Modest Aperture Telescopes", 2010, Martínez-Delgado, D. et al,  AJ, 140, 4.

3- "A fork in the Sagittarius trailing debris", 2017, Navarrete, C. MNRAS, 467, 1329.

4- "A dwarf satellite galaxy in Sagittarius", 1994, Ibata, R.A. et al. Nature, 6486, 194-196.

5- "The Observed Properties of Dwarf Galaxies in and around the Local Group", 2012, McConnachie, A. W., AJ, 144, 4.

6- "The Field of Streams: Sagittarius and Its Siblings", 2006, Belokurov, V. et al. AJ, 642, 2, 137.

Ondas gravitacionales y su contrapartida electromagnética

Estoy convencido de que muchos de vosotros (sino todos) seréis conscientes de que en los últimos años astrofísicos han detectado en varias ocasiones "ondas gravitacionales". Y esto debe ser bastante importante ya que ha ocupado portadas de periódicos y telediarios así como su descubrimiento ha llevado a conceder el premio Nobel de Física en 2017 a los científicos que más han trabajado en pro de este descubrimiento (Rainer Weiss, Barry Barish y Kip Thorne).

Pero no solo esto. Durante la última semana la locura ha ido en aumento con la observación de "la contrapartida electromagnética de ondas gravitacionales". Pero, ¿qué implica todo esto? ¿Es merecedor de todo el revuelo que se está montando? Espero que al término de la lectura de esta entrada tengáis las respuestas claras.

El hecho:

El pasado 17 de agosto de 2017, a eso de las 13:41:04 en la península, LIGO (proyecto que cuenta con dos observatorios dedicados a la detección de ondas gravitacionales) detectaba el evento GW170817, una onda gravitacional, recibiendo señal durante unos 100 segundos. Tanto el observatorio de Hanford (Washington, EEUU) como el de Livingston (Louisiana, EEUU) detectaban la señal, señal que no era detectada por otro observatorio de similares características (VIRGO) situado en Italia. Exactamente 2.48 segundos después, los telescopios de rayos gamma Fermi (NASA) e INTEGRAL (ESA) detectaban un estallido de rayos gamma (GRB) de corta duración (unos 2 segundos aproximadamente).

Detección de la onda gravitatoria GW170817 (abajo a la izquierda), su contrapartida en rayos gamma (GRB, arriba a la izquierda), localización en el cielo y observaciones antes y después del fenómeno (derecha). Crédito: Proyecto LIGO.

Esto hacía saltar las alarmas. ¿Estaríamos ante el primer caso de contrapartida electromagnética de ondas gravitacionales? Es decir, ¿se corresponderá el GRB con las ondas gravitacionales detectadas? Las detecciones de LIGO, Fermi e INTEGRAL, así como la no detección de VIRGO, situaba la posible fuente en un área de 28 grados cuadrados del cielo. La rápida actuación de observatorios de todo el mundo incluido el telescopio espacial Hubble permitieron encontrar un nuevo "punto de luz" en la zona prevista así como tomar datos durante los siguientes días para confirmar la naturaleza del objeto encontrado. Debemos realzar aquí que, sin esta rápida actuación y sin los datos (fotométricos y espectroscópicos) tomados todo se habría quedado en mera especulación.

Gracias a esto, hoy sabemos que hace 130 millones de años, dos estrellas de neutrones (1.1 y 1.6 masas solares, según el patrón de ondas gravitacionales detectado) que orbitaban una alrededor de la otra en NGC4993 (en la constelación de la Hidra) fusionaron dando lugar a una gran explosión, denominada kilonova, que emitió, además de ondas gravitacionales, una importante cantidad de radiación electromagnética y unas 13000 masas terrestres al espacio de un material rico en elementos pesados como oro o platino a una velocidad igual a un quinto de la velocidad de la luz. No fue hasta agosto de este año que tal evento se dejó percibir en la Tierra, no el primero en el Universo, no el único, pero sí el primero para cuya detección y análisis estábamos preparados.

¿Qué son las ondas gravitacionales?

No tengo que explicaros que, si dejamos caer un cuerpo desde cierta altura, éste caerá al suelo. Evidentemente debido a la gravedad. Y no sólo eso, también la Tierra y el resto de planetas orbitan alrededor del Sol debido al efecto de la gravedad. Gravedad que llevamos conociendo y explicando con ecuaciones matemáticas desde el Siglo XVII de la mano de Sir Isaac Newton. Sin embargo, esta teoría tenía algunos problemas (casi insignificantes). Así, Albert Einstein, en 1915, revisó nuestra forma de entender la gravedad y lo que denominamos el espacio-tiempo en su teoría de la relatividad general. En esencia, esta teoría reemplazaba la fuerza de atracción gravitatoria y generaba una estructura espacio-tiempo que podía ser curvada por la masa. ¡Nosotros mismos curvamos el espacio-tiempo a nuestro alrededor! Pero lo más espectacular de todo esto no era que explicaba lo que ya hacía la teoría de Newton, sino que además predecía comportamientos para nada intuitivos de la materia y la luz que poco a poco iban siendo confirmados. Entre estas predicciones, a caballo entre la ciencia y la ciencia ficción, se encontraban las ondas gravitacionales. 

Si movemos un palo en la superficie de un lago, podemos ver pequeñas subidas y bajadas en el nivel del agua, habremos creado una "onda" u ola si lo preferís así. Si lo que se mueve es la cuerda de una guitarra o nuestras cuerdas vocales, produciremos subidas y bajadas de presión del aire que las rodea, habremos generado una onda sonora. De la misma manera, pero tal vez algo más compleja, las famosas ecuaciones de Maxwell que explican el electromagnetismo tienen como solución unas ondas, las ondas electromagnéticas (luz visible, rayos X, microondas, radio...), que pueden ser producidas por partículas cargadas en aceleración. Así, Einstein propuso unas ecuaciones "de campo" para explicar el Universo que nos rodea, cuya solución también tiene forma (expresión matemática) de ondas que se propagarían a la misma velocidad que las ondas electromagnéticas. Éstas se llamarían ondas gravitacionales, serían generadas por masas aceleradas y producirían cambios en esta estructura espacio-temporal de la que nos hablaba Einstein, provocando cambios en la distancia entre dos objetos aunque dichos objetos NO se muevan.

¿Cómo detectarlas?

Generación de ondas gravitacionales por la fusión de dos
agujeros negros. Crédito: Proyecto LIGO

Constantemente estamos expuestos a ondas gravitacionales, pero ni se nos deforma la cara, ni apreciamos diferencias en las distancias que nos separan de objetos. Esto es debido a que su amplitud, el efecto que tienen sobre el espacio-tiempo, es muy, muy pequeño. Sin embargo, cuerpos muy masivos (estrellas de neutrones o agujeros negros), cuando orbitan el uno alrededor del otro (acelerados), sobretodo en los momentos previos a su fusión (cuando las aceleraciones son mayores), emiten ondas gravitacionales lo suficientemente intensas como para ser detectadas, aunque dicha detección no será para nada sencilla.

Para hacernos una idea, si tenemos una varilla de 4 km de largo, y sobre ella pasa una onda gravitacional, ésta producirá cambios en la distancia entre sus extremos de aproximadamente 0.000000000000000001 metros, o lo que es lo mismo, una milésima parte del diámetro típico de un nucleo atómico. Así pues, el problema de la detección de ondas gravitacionales radica en la tecnología para medir distancias tan pequeñas. Y es que esta sería la forma directa de detectar estas ondas. Pero esto no es factible hoy día. ¿Cómo podemos entonces detectar ondas gravitacionales?

LIGO tiene la respuesta. Y la respuesta es interferometría. Construyamos dos túneles, uno perpendicular al otro, de la misma longitud. Generemos un láser perfecto, de un sólo color (longitud de onda), el más puro posible. Lancemos un haz láser y dividámoslo para que recorra ambos túneles y que vuelva a un detector. Si la distancia recorrida por ambos haces es exactamente la misma (como sería lógico pensar) deberían cancelarse en el receptor y no recibir nada. Sin embargo, si una onda gravitacional pasa por nuestros dos túneles, ésta afectará de forma distinta a cada uno de ellos, cambiando la distancia que ambos haces recorren y produciendo así un patrón de interferencia (interferómetro de Michelson-Morley). La medición de este patrón es lo que nos llevará a la detección de ondas gravitacionales.

Imagen aérea de uno de los dos observatorios que componen LIGO, concretamente el localizado en Livingston (Louisiana, EEUU). Crédito: Proyecto LIGO.

LIGO comenzó a observar el Universo en busca de ondas gravitacionales en septiembre de 2015  y así se mantuvo hasta enero de 2016, cuando terminó su primera campaña de observación. Entonces mejoraron el instrumento para en enero de 2017 comenzar con la segunda campaña hasta agosto de 2017. De momento, LIGO ha observado ondas gravitacionales provenientes de 4 fusiones de agujeros negros y de una fusión de dos estrellas de neutrones. Estas observaciones, sumadas a predicciones teóricas, nos permiten conocer más sobre el Universo que nos rodea y confirmar lo que la teoría nos dice. Una de las grandes incógnitas a las que LIGO se enfrentaba era vislumbrar el fenómeno físico que hay detrás de los conocidos estallidos de rayos gamma (GRB) de corta duración.

¿Qué son los GRBs de corta duración?

Uno de los procesos más energéticos observados en el Universo hasta la fecha son los denominados estallidos de rayos gamma (GRB). Básicamente son detecciones potentes de rayos gamma (ondas electromagnéticas) provenientes de un lugar concreto del Universo y que pueden durar desde milisegundos hasta horas. Desde sus primeras observaciones en los años 60, se ha tratado de encontrar una causa física que los genere. Aquellos cuya duración es superior a 2 segundos han sido extensamente estudiados, y hoy día creemos que se debe al colapso de estrellas muy masivas en rotación que acaban su vida en una explosión de supernova o hipernova dando lugar a una estrella de neutrones o un agujero negro. Sin embargo, aunque la fusión de dos estrellas de neutrones ha sido propuesta para explicar los GRB de corta duración (menos de dos segundos), en un fenómeno llamado "kilonova", no ha sido hasta este estudio conjunto de ondas electromagnéticas y gravitacionales que se ha podido comprobar la naturaleza del evento, las masas de sus progenitores, información de la órbita de la fusión, etc.

Impresión artística de una kilonova. Crédito: ESO.

Llegados a este punto debemos ser honestos y decir que ya el telescopio espacial Hubble en junio de 2013 encontró una contrapartida óptica (kilonova) a un GRB de corta duración. Sin embargo, la enorme distancia que nos separa del lugar de la explosión así como la dificultad de su observación no permitió confirmar su causa física.

Elementos pesados en el Universo:

Pero la significancia del hallazgo va un poco más allá. El carbono que forma nuestros cuerpos, el hierro de nuestras maquinarias o el oro de nuestras joyas se ha forjado en el interior de las estrellas o en fenómenos transitorios como supernovas o las teóricas kilonovas. En particular, de acuerdo a nuestras teorías actuales, la mayoría de los elementos más pesados que el Rubidio que conocemos, incluyendo el 90% del oro que hay en la Tierra, se tuvo que formar en una explosión de tipo kilonova, es decir, en la fusión de dos estrellas de neutrones. Pero esto no dejaba de ser teoría, y toda teoría hay que demostrarla. Pues bien, espectros tomados tras la detección de estas ondas gravitacionales muestran claras evidencias de oro o platino, sugiriendo que, efectivamente, tras la fusión de dos estrellas de neutrones se generan grandes cantidades de metales pesados que son expulsados al medio interestelar.

Entendiendo la significancia del descubrimiento:

Y ahora sí, espero que con toda esta información podamos comprender la magnificencia del fenómeno. No sólo hemos sido capaces de detectar ondas gravitacionales, es decir, de medir de manera indirecta distancias inferiores a una milésima de un nucleo atómico, sino también de deducir, a partir de su patrón, que el causante fue la fusión de dos estrellas de neutrones hace 130 millones de años. De la misma manera, hemos sido capaces de observar que, tal y como la teoría predecía, estos eventos causan lo que conocemos como kilonovas (así como GRB de corta duración) con propiedades características. Y por si esto fuera poco, con este descubrimiento y la observación de su contrapartida electromagnética, hemos sido capaces de confirmar el origen de elementos pesados tan comunes en la Tierra como el oro o el platino.

Así pues, no sólo nos encontramos ante un descubrimiento revolucionario, sino que estamos ante el comienzo de lo que se ha denominado "astronomía multimensajero". A partir de ahora no sólo podremos estudiar el Universo que nos rodea mediante la luz que nos llega, sino también mediante las ondas gravitacionales emitidas por los fenómenos que gobiernan y modelan el mismo.

Más información en:

- Nota de prensa del European Southern Observatory
- Nota de prensa de LIGO
- Nota de prensa de Hubble Space Telescope

Galaxias lenticulares: Espirales "transformadas"

Las galaxias lenticulares vistas de cara
se confunden fácilmente con galaxias
elípticas (M85) mientras que en las de
perfil podemos ver forma de lente y
bandas de polvo (NGC5866).
 Crédito: DSS (izquierda), HST (derecha)

Hoy día sabemos que las galaxias lenticulares son uno de los tipos de galaxias más comunes en el Universo, y por lo tanto, claves para entender la formación, evolución y características del mismo. Sin embargo, el primer astrónomo en hablar de éstas, Edwin Hubble, solo especulaba con su existencia. Tenía que haber unas galaxias que solo presentaran un disco sin estructura espiral y que sirvieran de eslabón entre las galaxias elípticas (redondeadas y ovaladas) y las espirales (aplanadas y con estructura espiral). Actualmente sabemos que estas galaxias existen y que presentan una importante componente esferoidal así como un disco sin ninguna estructura espiral. Además, están dominadas por estrellas viejas y por una ausencia casi absoluta de gas y polvo, lo que imposibilita la formación estelar en éstas. Pero, ¿cómo han llegado a formarse estas estructuras?

Las galaxias lenticulares presentan propiedades en común tanto con las galaxias elípticas como con las espirales, por lo que dos hipótesis para su formación entran fácilmente en juego: i) son galaxias elípticas que han adquirido un disco; o ii) son galaxias espirales que han perdido su capacidad de formar estrellas. Comparando las características de las galaxias lenticulares con aquellas de galaxias elípticas y espirales, astrónomos han concluído que es la segunda hipótesis la más plausible.

La fracción de galaxias lenticulares suele ser mayor al acercarnos al centro de
los cúmulos de galaxias, comportamiento opuesto a las galaxias espirales, cuya
fracción es mayor lejos de los centros de los cúmulos como muestran el esquema
de la izquierda (Dressle, 1980) y la imagen del cúmulo Abell1689 (HST).

Las galaxias espirales, prolijas en ambientes de baja densidad galáctica, son ricas en gas y polvo y, por lo tanto, se encuentran formando estrellas a buen ritmo (concentradas en los brazos espirales). Sin embargo, si interacciones gravitatorias hacen que éstas se acerquen a los centros de los cúmulos de galaxias se podrán producir dos fenómenos. Por un lado, podrán interactuar con otras galaxias. En tal caso las estrellas  de ambos sistemas continuarán inmutables, pero el gas y el polvo sí chocará, dando lugar a la formación de nuevas estrellas, perdiendo así la galaxia original su contenido en gas. Por otro lado, una galaxia espiral acercándose hacia el núcleo del cúmulo podrá interactuar con el gas caliente que rodea al mismo (de lo que hablaremos en otra entrada), produciéndose lo que conocemos como "ram-pressure stripping", o lo que es lo mismo, las estrellas seguirán su camino mientras que el gas y polvo interestelar se quedará atrás, formando parte de esta corona de gas caliente rodeando el cúmulo de galaxias.

Ambos escenarios nos llevarán a tener una galaxia espiral a la que se le ha privado de su contenido en gas y polvo, por lo que no podrá formar estrellas. Esto tendrá como consecuencia inmediata el aumento en los movimientos aleatorios de estrellas que llevarán a la disolución de la estructura espiral (en buena parte mantenida por la formación estelar). Así, como consecuencia del paso del tiempo, la galaxia envejecerá y se enrojecerá, transformándose así una galaxia espiral en una lenticular.

Más información en:
1- "Galaxy morphology in rich clusters - Implications for the formation and evolution of galaxies", 1980, Dressler A., ApJ, 236, 351-365.
2- "The Relation between Galaxy Morphology and Environment in the Local Universe: An RC3-SDSS Picture", 2012, Wilman, D. y Erwin, P., ApJ, 746, 160.
3- "Photometric scaling relations of lenticular and spiral galaxies", 2010, Laurikainen, E.; Salo, H.; Buta, R.; Knapen, J. H.; Comerón, S., MNRAS, 405, 1089.
4- "The origin of type I profiles in cluster lenticulars: an interplay between ram pressure stripping and tidally induced spiral migration", 2017, Clarke, A.; Debattista, V.; Roškar, R.; Quinn, T., MNRAS, 465, 79.

Clasificando galaxias I: Morfología

Nuevas estimaciones sugieren que el Universo está compuesto por 2 billones de galaxias. Así, en nuestro afán por alcanzar un completo conocimiento de TODO el Universo que nos rodea, una clasificación de galaxias es una necesidad.

Figura 1: Mosaico de morfologías representativas de galaxias de 

nuestra vecindad. Primera fila: NGC4278 y NGC3377 (elípticas) 

y NGC5866 (lenticular). Segunda  fila: NGC175 (espiral barrada, 

SBa), NGC6814 (espiral de cara, Sb) y NGC4565 (espiral vista 

de perfil). Tercera fila: NGC5364 (espiral, Sc), Ho II (irregular) y 

NGC520 (sistema en interacción). Fuente: Digitized Sky Survey.

Sin embargo, y llegados a este punto, debemos decidir en base a qué realizar esta clasificación. En otras entradas veremos que podemos clasificar galaxias en base a aspectos físicos como su luminosidad (cantidad de luz que emiten), su color, su masa, su capacidad actual para formar estrellas, etc. Sin embargo, la clasificación más sencilla que podemos realizar es basándonos en su morfología (ver figura 1). Sin embargo, aunque esta clasificación sea puramente morfológica, las galaxias no presentan las formas que presentan por casualidad. Estas formas son consecuencia de unas características físicas determinadas.

Edwin Hubble publicó la primera clasificación morfológica de galaxias en el año 1936 en su libro titulado "The realm of the nebulae". En este libro, Hubble resumía todo el conocimiento que hasta la época se conocía de las galaxias (incluyendo su descubrimiento). A esta primera clasificación de galaxias (ver figura 2) se le conoce comúnmente con el nombre de "diapasón de Hubble". Como es de esperar, esta clasificación es válida para galaxias cercanas, para aquellos sistemas brillantes de los que, allá por los años 20 del siglo pasado, se podían obtener imágenes de la suficiente calidad como para discernir detalles morfológicos.

De esta manera, las galaxias del Universo Local pueden ser clasificadas en estas cuatro categorías:

• Galaxias elípticas (E): Presentan formas suaves, con formas redondeadas o en forma de balón de rugby. Las galaxias elípticas están formadas por estrellas fundamentalmente viejas moviéndose de manera algo aleatoria. La ausencia de gas y polvo frío impide que en ellas se formen nuevas estrellas.
• Galaxias espirales (S): Tienen dos componentes morfológicos fundamentales, un disco aplanado y un bulbo+halo (componente esferoidal). Esta componente esferoidal presenta las características morfológicas y físicas de las galaxias elípticas. Por el contrario, el disco es rico en polvo y gas frío y, por lo tanto, la formación estelar en él es importante y se concentra especialmente en sus característicos brazos espirales. Las estrellas (fundamentalmente jóvenes) en los discos de las galaxias espirales se encuentran en rotación ordenada. Algunas de estas galaxias presentan una estructura alargada en el centro (barra) que da lugar a las dos ramas que podemos ver en el "diapasón de Hubble".

Figura 2: Secuencia de galaxias propuesta por Hubble en su libro "The realm of the nebulaae".

• Galaxias lenticulares (S0): Las galaxias conocidas hasta la época permitían una transición suave tanto a través de la parte izquierda (E) como de la derecha (S). Sin embargo, la transición E-S no era tal. De esta manera, Hubble las unió mediante una hipotética clase de galaxias con propiedades intermedias que denominó "lenticulares" porque deberían tener una forma similar a una lente. Hoy día sabemos que sí existe una familia (muy común de hecho) de galaxias que presentan una componente esferoidal (bulbo+halo) muy importante así como un disco que no presenta ni gas, ni polvo, ni formación estelar, ni estructura espiral (propiedades intermedias entre elípticas y espirales).
• Galaxias irregulares: La clasificación original de Hubble no incluía esta clase de galaxias sin regularidad en su forma, que fue añadida posteriormente. Estos sistemas están dominados por estrellas jóvenes, gas y  polvo, por lo que la formación estelar en ellos es importante.

Hubble entendía este diagrama como una evolución temporal. Los astrónomos de la época pensaban que las galaxias nacían E0 y que poco a poco se iban aplanando y desarrollando estructura espiral hasta acabar en las bellas Sd. Por ello, en la actualidad se conoce a las galaxias elípticas también como "galaxias tempranas" y a las espirales, "galaxias tardías". Sin embargo, actualmente sabemos que la evolución galáctica es mucho más complicada y que esta secuencia propuesta por Hubble no tiene nada que ver con cómo las galaxias evolucionan con el tiempo. En próximas entradas ahondaremos en este tema.

Hoy día, gracias a mejoras en la instrumentación, hemos sido capaces de obtener imágenes de gran calidad de galaxias que se encuentran a grandes distancias de nosotros (es decir, en sus primeras etapas de evolución), sugiriendo que en el Universo temprano las galaxias eran fundamentalmente irregulares. De la misma manera, hemos sido capaces de detectar sistemas poco masivos (galaxias enanas) así como los sistemas más débiles (dominados por materia oscura) hasta hoy conocidos (galaxias Ultra difusas). Os animo a seguir leyendo el blog para descubrir más sobre estos objetos.

Más información en:
1- "The Realm of the Nebulae", Edwin Hubble, 1936.
2- "Galactic Astronomy", James Binney y Michael Merrifield.
3- "Galaxy formation and evolution", Houjun Mo, Frank van den Bosch y Simon White.
4- " The cosmic perspective", Bennett, Donahue, Schneider y Voit.

Recuperando historias de formación estelares: Resolviendo lo no resuelto

En astronomía estudiamos objetos que se encuentran a distancias que se escapan al entendimiento humano. El espacio entre nosotros y los sistemas estudiados no se mide en centímetros ni metros, ni siquiera en kilómetros. ¡El espacio que nos separa de los astros se mide en años luz! Es decir, usamos como unidad espacial el espacio que recorre la luz en un año (luz que viaja a la impresionante velocidad de 300000 km/s). En particular, en astronomía galáctica estudiamos galaxias: sistemas que, simplificando mucho, están formados por miles de millones de estrellas, y enormes cantidades de gas y polvo (así como por materia oscura). Como os podéis imaginar, la composición y propiedades de dichos sistemas es uno de los principales problemas que hoy día abordamos en astrofísica. Unos astrofísicos se encargarán de estudiar la componente gaseosa, otros las estrellas, habrá quién se dedique a la zona central en busca de estructuras o agujeros negros supermasivos y habrá quién lo haga en rangos muy dispares del espectro electromagnético (radios, infrarrojo, rayos X, etc.). Lo que está claro es que todos estaremos intentando responder a las mismas preguntas pero desde puntos de vista distintos: Cómo se han llegado a formar estas estructuras y por qué poseen las características que hoy observamos. En esta entrada nos centraremos en el estudio de la componente estelar, es decir, las estrellas que conforman estos sistemas.

NGC4414 es una galaxia espiral (comparable a  nuestra Vía Láctea)
que está formada por miles de millones de estrellas. Sin embargo, debido
a la gran distancia  que nos separa de ella (63 millones de años-luz) no
podemos distinguir las estrellas individuales que la componen (ver zoom).
Cada pixel de esta imagen nos muestra la luz proveniente de millones de
estrellas. Crédito: hubblesite.org. Montaje propio.

En las galaxias más cercanas podremos discernir estrellas individuales, pudiendo así hacer censos estelares con "sencillas" observaciones y apoyándonos en las actuales teorías de evolución estelar (análisis de diagramas Color-Magnitud, como el famoso diagrama HR). De esta manera seremos capaces de entender lo que conocemos como sus  "historias de formación estelar", es decir, cómo han ido formando estrellas estos sistemas a lo largo de su vida. Sin embargo, ¿qué sucede con objetos que se encuentren más alejados? ¿Qué sucede con las galaxies en las que no podemos resolver estrellas individualmente? ¿No las estudiamos? Nada más lejos de la realidad, la diferencia radicará en las técnicas utilizadas, pero seguiremos estando interesados en el estudio de su composición y su historia de formación estelar. Pero el problema es evidente… ¿Son fiables estas técnicas de obtención del contenido estelar utitilizando información “integrada”? 

Por si no nos damos cuenta de la repercusión de la pregunta pongamos un ejemplo del día a día. Estadio Santiago Bernabéu, Madrid. Octavos de final de la Champions league. 80000 espectadores llenan las gradas del estadio. A las puertas, un grupo de sociólogos realizan una encuenta, persona a persona, sobre su sexo y estatura. Como resultado encuentran que el 55% de los presentes son hombres, el 45% restante mujeres. De la misma manera, encuentran la estatura promedia para hombres y mujeres (pongamos 1.80 m para los hombre y 1.70 m para las mujeres, soy astrofísico, me he inventado estos datos :). ¿Imagináis ser capaces de obtener los mismos resultados pero usando como únicos datos una imagen tomada a 5 kilómetros de distancia? Ni que decir tiene que en dicha imagen no se ve más que una "mancha" multicolor.

A la izquierda podemos ver una imagen de la conocida como Gran Nube de Magallanes. A la derecha una imagen de la zona central de la que tenemos datos de estrellas individuales (datos del Telescopio Espacial Hubble, rojo) y datos en los que lo hemos mezclado todo como si no fuésemos capaces de diferenciar estrellas individuales (espectro integrado, azul). El análisis de las poblaciones resueltas (Hubble) y de las poblaciones integradas arrojan los mismos resultados. Demostrando que ambas técnicas, aunque muy diferentes son compatibles.

Pues eso es exactamente lo que comprobamos en un artículo publicado en 2015. Las técnicas de análisis de poblaciones integradas (el estudio de la mancha multicolor en nuestro símil) arrojan los mismos resultados que el análisis detallado de poblaciones resueltas (la encuesta a la entrada del estadio realizada por los sociólogos en nuestro ejemplo). Este hallazgo aumenta considerablemente el grado de confianza que teníamos en lo que conocíamos sobre sistemas localizados más allá de nuestra vecindad galáctica (el Grupo Local). 

Más información en:

1- “Recovering star formation histories: Integrated-light analyses vs. stellar colour-magnitude diagrams”, 2015, T. Ruiz-Lara; I. Pérez; C. Gallart; D. Alloin y colaboradores, A&A, 583, 60.

Desvelando la formación de galaxias desde fuera

Las galaxias son consideradas los ladrillos en los que se estructura la materia bariónica (que se ve, no la oscura) en el Universo. En particular, las galaxias espirales (formadas por estrellas, gas, polvo y materia oscura fundamentalmente) constituyen un subgrupo de estos sistemas con unas características bien definidas. La mayoría de su materia visible se encuentra distribuida en un plano, el disco de la galaxia, y en rotación ordenada. Generalmente, este disco presenta una importante formación estelar a lo largo de unas estructuras dinámicas denominadas brazos espirales, así como un decrecimiento exponencial de la luz, desde el brillante centro hasta la oscura periferia, donde nuestros instrumentos observacionales son puestos a prueba.

Galaxia espiral NGC6814 tomada por el Telescopio Espacial
Hubble. Podemos distinguier claramente la estructura espiral
así como el decrecimiento radial del brillo de la galaxia.
Crédito: ESA/Hubble & NASA.

Ha sido con la venida de grandes telescopios y precisos detectores que hemos podido caracterizar la luz en estas partes más externas. Lejos del monótono decrecimiento exponencial en su luz (o perfil) del que se hablaba en los años 70, los discos de las galaxias verifican en las partes externas comportamientos que varían desde un decrecimiento más pronunciado de la luz hasta un exceso con respecto al patrón exponencial esperado. Surgen así truncamientos (más o menos suaves) y perfiles “rotos” (dos perfiles exponenciales consecutivos con distinta pendiente).

Pues bien, durante mi tesis esto es precisamente lo que estuve tratando de entender: ¿Qué hace que unas galaxias espirales se comporten de una manera y otras de otra? Mi tesis se tituló “Characterisation of the stellar content in the outer parts of spiral galaxies”, o lo que es lo mismo, "Caracterización del contenido estelar en las partes externas de galaxias espirales". En este trabajo decidimos estudiar la componente estelar ya que las estrellas son consideradas restos fósiles que nos dan información sobre la evolución y formación de las galaxias. Además, una de las causas fundamentales propuestas para explicar la falta de luz en las partes externas (perfiles tipo II) es la presencia de estrellas viejas que emiten menos luz a longitudes de onda cortas del rango visible (hacia el azul), afirmación que había que corroborar observacionalmente.

En un trabajo sin precedente, hemos analizado la componente estelar de 88 galaxias espirales mediante datos espectroscópicos del proyecto CALIFA (Calar Alto Legacy Integral Field Area, del que algún día tendré que hablar en este blog). Aplicando una novedosa metodología (también testeada ampliamente durante mi tesis) se obtuvieron perfiles de edad estelar hasta las partes externas de las galaxias analizadas. Así fué como comprobamos que no hay una relación clara entre perfiles de tipo II y presencia de estrellas viejas en sus partes externas. El envejecimiento de las partes externas no es algo característico de los sistemas de tipo II, sino que también aparece en otros sistemas con perfiles de luz distintos. Con la intención de darle una base teórica a estos hallazgos, también analizamos el contenido estelar en galaxias simuladas confirmando los resultados observacionales: los perfiles de luz y de edad no parecen estar acoplados, otros procesos deben de dar lugar a los perfiles de luz observados.

Como conclusión del proyecto de tesis, no sólo encontramos el desacople entre la luz y la edad estelar, sino también obtenemos claras evidencias que sugieren que la presencia de estrellas viejas en las partes externas es algo común en todas las galaxias fruto de una temprana formación estelar extendida a lo largo de todo el disco. Algo que aún estamos intentando demostrar, pero de lo que cada vez tenemos más indicios a su favor.

Más información en:

1- “Recovering star formation histories: Integrated-light analyses vs.stellar colour-magnitude diagrams”, 2015, T. Ruiz-Lara; I. Pérez; C. Gallart; D. Alloin y colaboradores, A&A, 583, 60.

2- “No direct coupling between bending of galaxy disc stellar age andlight profiles”, 2016, T. Ruiz-Lara; I. Pérez; E. Florido y colaboradores, MNRAS, 456L, 35-39.

3- “The imprint of satellite accretion on the chemical and dynamicalproperties of disc galaxies”, 2016, T. Ruiz-Lara; C.G. Few y colaboradores, A&A, 586, 112.