Astronomia UDP

Back to News

A pair of galaxies in the dust

Manuel Solimano, estudiante de doctorado del Nucleo de Astronomia, UDP

Con el desarrollo de los grandes telescopios, se hizo evidente que algunas galaxias, particularmente aquellas que están activamente formando estrellas, están rodeadas por una tenue luz difusa. Esta luz proviene de la línea espectral de Lyman Alfa (Lyα) del hidrógeno, con longitud de onda de 121.5 nm (ultravioleta), lo que llevó a nombrar este fenómeno como “halo de Lyman Alfa”.

\\\"\\\" Imagen de falso color de un campo profundo del Telescopio Espacial Hubble. En azul se destacan los halos de Lyman Alfa observados por MUSE que rodean las galaxias y que cubren casi toda la imagen. Crédito: ESA/Hubble & NASA, ESO/ Lutz Wisotski et al.

Existen varios mecanismos que pueden producir estos halos. La explicación más común indica que los fotones (partículas de luz) generados al interior de las galaxias se dispersan en el gas hidrógeno que las rodea, como la luz de un foco en una noche con niebla. Sin embargo, debido a la limitada resolución angular de los telescopios terrestres y la dificultad técnica de observar estas débiles señales en galaxias distantes, los halos de Lyman Alfa siguen siendo un misterio.

\\\"\\\"

Fotografía de una calle iluminada en una noche de niebla. La luz difusa se extiende más allá del tamaño de los focos que los originan.

\\\"\\\"

Diagrama que ilustra cómo los fotones escapan de la fuente central rebotando varias veces en el material que se encuentra alrededor. Crédito: Gurung-López,S/MNRAS

En nuestra último artículo de investigación, reportamos el descubrimiento de un halo de Lyman Alfa asociado al par de galaxias nominado SGASJ1226+215220 (SGASJ1226) y realizamos un estudio exhaustivo de sus propiedades. Lo más notable de este sistema es que se encuentra magnificado por el efecto de lente gravitacional, lo que lo hace verse más grande de lo que en realidad es, permitiéndonos analizarlo con un detalle imposible de lograr de otra manera.
El sistema SGASJ1226 tiene un corrimiento al rojo de 2.92. Esto significa que está muuuy lejos, aproximadamente 19 mil MILLONES de años luz 🤯. A esa distancia, lo vemos cómo era cuando el universo tenía “tan solo” 2 mil millones de años de edad (ahora tiene 13.7 mil millones). Un poco más cerca pero en la misma dirección del cielo, se encuentra un cúmulo de galaxias tan pesado (masivo) que el espacio se deforma dramáticamente y produce el efecto de lente sobre SGASJ1226 que ya mencionamos, haciendo que el par de galaxias azules se vean más brillantes y alargadas.

\\\"\\\"

Imagne de falso color obtenida por el Telescopio Espacial Hubble que captura el sistema SGASJ1226, compuesto por las estructuras azules y alargadas que se ven al centro de la imagen. Las galaxias redonditas y amarillas pertencen al cúmulo de galaxias, que produce el efecto de lente gravitacional. Crédito: NASA/ESA Hubble y elaboración propia.

En este trabajo combinamos la ayuda natural que nos brinda la lente gravitacional con las excepcionales capacidades del instrumento MUSE instalado en el Very Large Telescope. MUSE está diseñado para estudiar los halos de Lyman Alfa en tres dimensiones, dos espaciales y una espectral (longitud de onda). Esto produce datos muy ricos en información que nos permiten inferir algunas propiedades del gas que rodea a las galaxias de SGASJ1226.

\\\"\\\" Fotografía del instrumento MUSE acoplado a uno de los telescopios del VLT. El instrumento se ve en primer plano como una armatoste de fierros y cables. El telescopio en segundo plano se encuentra bajo el domo abierto, que deja ver una noche estrellada. A través de la apertura del domo el telescopio lanza rayos láser amarillos al cielo para destruir satélites de St4rl1nk. Mentira, son parte de su sistema de óptica adaptativa para mejorar la calidad de imagen. Crédito: Musevlt, Wikimedia Commons

\\\"\\\"

Gif que alterna cada segundo entre la imagen del Telescopio Espacial Hubble y el mapa de intensidad de Lyman Alfa obtenido con MUSE de la misma región del cielo. Las etiquetas A.1, A.2 y B muestran distintos componentes del sistema. El mapa de Lyman Alfa posee dos núcleos brillantes en A.1 y B rodeados de emisión difusa

Primero, reconstruimos la forma y el tamaño de SGASJ1226 usando un modelo del cúmulo-lente. Esto reveló que las dos galaxias brillantes en el sistema están juntas y muy probablemente interactuando ligadas por su gravedad. Además el halo de Lyman Alfa cubre ambas galaxias, lo que sugiere que el gas también se encuentra entre medio de las dos galaxias.

\\\"\\\" \\\"\\\"

Reconstrucción de la emisión ultravioleta de las galaxias en el sistema SGASJ1226. La galaxia A (arriba a la izquierda) se encuentra a unos 50 mil años luz de la galaxia B (abajo a la derecha). Los “grumos” brillantes en cada una corresponden a (súper)cúmulos de estrellas jóvenes.
Reconstrucción del brillo superficial de Lyman Alfa en celdas irregulares. Las zonas más brillantes están cerca de la emisión UV de las galaxias, indicada con los contornos celestes.

Examinando cuidadosamente los datos, descubrimos una tercera galaxia–mucho pequeña que las otras dos–que se escondía detrás de una galaxia del cúmulo. Este descubrimiento es interesante ya que algunos autores han propuesto que las galaxias que poseen halos de Lyman Alfa están rodeadas de pequeñas e indistinguibles galaxias satélite que contribuyen una parte importante del brillo difuso de Lyman Alfa. En este contexto, esta detección se trataría del primer ejemplo de tales galaxias.

[Adaptación de la figura 2 del artículo. Los tres paneles muestran una región de la imagen del Hubble donde se ubica la nueva galaxia descubierta. En el primer panel se ven dos galaxias elípticas que pertenecen al cúmulo. En el segundo panel, un modelo suave de la luz de las galaxias elípticas. Y en el tercero la diferencia entre los datos y el modelo, revelando un exceso de emisión señalado dentro de un cuadrado amarillo. Los contornos rojos indican la emisión de Lyman alfa en esa región. \\\"\\\"

Después analizamos propiedades de la línea Lyα en distintas regiones del halo. Observamos, por ejemplo, que la línea es más delgada (menos procesada por el gas) cerca de las galaxias brillantes que en la periféria. Esto puede deberse a una mayor transparencia en las zonas interiores, ya que cerca de las galaxias el gas está más expuesto a la radiación ionizante y por lo tanto densidad de átomos en estado neutro (no ionizado) es menor.

\\\"\\\"

[Mapa de ancho de línea Lyman Alfa reconstruido. Las zonas más oscuras corresponden a una línea más delgada. Esto ocurre preferentemente en la galaxias A y B más que en el halo. La estrella celeste marca la posición de la galaxia enana descubierta en nuestro estudio.]

Luego utilizamos un modelo de viento galáctico simple para interpretar la señal en cada una de las regiones. Este tipo de modelos pertenece a la categoría de “vaca esférica” 🐄: son poco realistas pero nos ayudan a inferir algunos aspectos de la física del sistema. Con estos modelos pudimos estimar la velocidad a la que se expande el gas en el halo. El promedio es de ~210km/s pero con variaciones locales de ~100 km/s. La velocidad promedio coincide con lo que indica el espectro de absorción de la galaxias, lo que valida la presencia de vientos de gas neutro. El gas se mueve con menor rapidez en el eje que conecta las dos galaxias. Interpretamos este resultado como producto de la interacción, ya que los vientos encuentran menos resistencia al alejarse de las galaxias que entre medio de ellas.

\\\"\\\"

[Mapa reconstruido de la velocidad de expansión inferida para el gas del halo. La velocidad es más baja a lo largo del eje que conecta las galaxias A y B.]

Finalmente, discutimos mecanismos alternativos para la formación del halo en SGASJ1226. Bajo ciertas simplificaciones y supuestos, la radiación UV del sistema sería suficiente para excitar los átomos de hidrógeno en el halo directamente mediante fluoresencia. Es decir, con los datos que tenemos no es posible descartar que el halo se encienda por fluoresencia, en lugar o además de la dispersión. Afortunadamente, SGASJ1226 será observado con el JWST y ALMA 🤩, lo cual proporcionará más pistas sobre la naturaleza del sistema.
Este proyecto fue posible gracias al apoyo y dirección de mis guías de tesis Manuel Aravena y Jorge González López (ambos miembros del Núcleo de astronomía UDP). Debo destacar a cada uno de las y los co-autores por sus contribuciones, especialmente a Evelyn Johnston (UDP) quien preparó los datos de MUSE que usamos en este trabajo.
Bonus: A pesar de que quedó relegada al apéndice, esta es mi figura favorita del artículo 🎃. Es un mapa de “ancho equivalente” o intensidad relativa de Lyα respecto al continuo UV (sin corrección por lente gravitacional).
\\\"\\\"

Leave a Comment

Your email address will not be published. Required fields are marked *