Restricciones observacionales al tiempo de formación de bulbos de tipo boxy/peanut (B/P)

Figura 1: Bulbo de tipo "boxy/peanut" en la galaxia 
espiral ESO 597-G036. Podemos ver fácilmente la forma 
de "cacahuete que presenta la estructura central de esta 
galaxia espiral vista de perfil. Crédito: NASA, ESA y el 
Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

La materia bariónica (o visible) se ensambla formando galaxias que, al igual que los seres humanos, nacen, evolucionan y desarrollan características que las definen. Uno de los elementos más comunes que nos muestran las galaxias espirales (además de las estructura espiral de la que reciben su nombre) es la presencia de una barra: una acumulación de estrellas en forma elongada que determina la evolución lenta y secular que experimenta una galaxia tras la violenta fusión de estructuras que forman las primeras etapas de la misma. Además de estas estructuras alargadas, algunas galaxias (incluyendo nuestra Vía Láctea, nuestra Galaxia) muestran los denominados bulbos en forma de "caja" o "cacahuete" (bulbos B/P, del inglés "boxy/peanut"); una acumulación de material cuya forma recuerda a estos objetos dependiendo del ángulo desde el que observemos la galaxia (ver figura 1). El esfuerzo conjunto de observaciones y simulaciones puede ayudar a dar respuesta a preguntas sobre el momento y el proceso de formación de estas estructuras o su estabilidad a lo largo del tiempo. Basándonos en simulaciones, hoy día creemos que la presencia de bulbos B/P está íntimamente relacionada con la formación de una barra. Durante la evolución de una galaxia, existe material que se puede acumular en el centro generando una forma elongada. Esta estructura, bajo las condiciones idóneas, puede crecer hasta convertirse en una barra fuerte y acabar experimentando un rápido crecimiento vertical, fase bien establecida teóricamente de evolución de una barra galáctica pero de la que aún nos queda mucho por aprender. Esta barra continuará creciendo desde entonces radialmente, dejando en su zona central un bulbo B/P consecuencia de dicho crecimiento vertical repentino. Durante estas fases las estrellas se forman en diferentes localizaciones y se mueven de manera distinta. Como consecuencia, diferentes regiones o estructuras dentro de una galaxia dada podrían tener estrellas con diferentes características. Por lo tanto, estudios observacionales que nos muestren cómo se distribuyen y qué características tienen las estrellas en galaxias espirales barradas son claves para confirmar este escenario y para determinar cuándo se formó la barra y el momento en el que tuvo lugar la inestabilidad vertical. Y esto es, precisamente, lo que hemos hecho en este trabajo. Mediante la aplicación de modernas técnicas de análisis espectral aplicadas a datos de espectroscopía de campo integral del proyecto CALIFA hemos analizado la distribución de edades estelares en el bulbo, la barra y el disco de una galaxia espiral barrada que muestra evidencias de un bulbo B/P, NGC6032. La comparación entre nuestros resultados observacionales y modernas simulaciones de galaxias barradas nos han permitido encontrar indicios que sugieren que la barra de NGC6032 es vieja (más de 10 mil millones de años) y que experimentó la inestabilidad vertical hace unos 8 mil millones de años. Además, encontramos pruebas a favor de que las barras crecen a partir de material del disco y de que actúan como "cintas transportadores" mandando material a la zona central desde el disco sin formar estrellas en ellas. Todo esto nos lleva a concluir que estas curiosas estructuras (barras y bulbos B/P) son longevas.

Figura 2: Paneles izquierdo y central: Distribución de edades estelares resueltas espacialmente, pesadas por luz (izquierda) y masa (centro). Colores azules sugieren que no hay (o baja presencia) de estrellas de una edad determinada (eje "y") y que se encuentran a un radio dado (eje "x"). La fracción de estrellas es tal que a cada radio suma la unidad. Las líneas verticales rayadas delimitan las regiones analizadas en este estudio (bulbo, barra interna y externa, y disco). Panel derecho: Distribución de edades estelares promediadas en cada una de las regiones analizadas. Imagen tomada de Pérez et al. 2017.

Más información en:
1- "Observational constraints to boxy/peanut bulge formation time" Pérez, I.; Martínez-Valpuesta, I.; Ruiz-Lara, T.; de Lorenzo-Cáceres, A.; Falcón-Barroso, J.; Florido, E. et al. MNRAS, 470, 1.