¿Alguna vez te has preguntado cómo se forman y crecen las galaxias —esos remolinos cósmicos de estrellas, gas y polvo— con el tiempo? Entonces estás en el lugar correcto, y tu curiosidad está justificada. Las galaxias tienen diversas formas, con sus propias personalidades, al igual que los humanos, y los astrónomos han detectado diferentes procesos en acto de formación de estas personalidades. Si bien tenemos ideas sobre cómo se forman las galaxias, esto sigue siendo un enigma abierto, debido a la diversidad que observamos en ellas. ¿Cuándo y dónde comienza el crecimiento de una galaxia? ¿Empieza desde el corazón y continúa expandiéndose hacia afuera? ¿O comienza desde el exterior y se expande hasta el corazón?
Estás a punto de leer la versión para público general de la tesis doctoral de Keerthana Jegatheesan . Este trabajo fue presentado el 13 de diciembre de 2024 y llevó a Keerthana a obtener el Doctorado en Astrofísica en el Instituto de Estudios Astrofísicos de la Universidad Diego Portales, Santiago, Chile.
Su investigación se realizó bajo la supervisión de Evelyn Johnston
Forense galáctico: las huellas de las estrellas
Para averiguarlo, utilizo una herramienta fascinante llamada Espectroscopía Integral de Campo (Integral Field Spectroscopy - a partir de ahora la abreviaré como EFI), una técnica que ha revolucionado rápidamente nuestra capacidad para analizar galaxias en las últimas dos décadas. Imagínenla como una cámara sofisticada capaz de capturar miles de imágenes de una galaxia a la vez. La cámara toma cada imagen con un color de luz diferente (lo que llamamos longitud de onda de la luz). Esto produce un espectro para cada punto de la galaxia que, como veremos en breve, esconde valiosos secretos sobre las estrellas y el gas de la galaxia. A este conjunto de espectros le llamamos Cubos de Datos. Las longitudes de onda con las que trabajo se encuentran en el rango ópticoLas longitudes de onda con las que trabajo se encuentran en el rango óptico, donde la luz de las estrellas brilla con mayor intensidad. Por ejemplo, las estrellas más jóvenes son las más calientes y brillan como llamas azules danzantes, mientras que las estrellas más viejas son más frías y brillan como las acogedoras brasas rojas de una chimenea. Mientras una galaxia evoluciona con el tiempo, sus estrellas también evolucionan. A medida que envejecen, cocinan ingredientes pesados (de forma confusa, los astrónomos prefieren llamar “metales” a cualquier elemento más pesado que el helio) en sus núcleos, ¡y todo esto está codificado en los espectros!
ALERTA DE TERMINOLOGÍA
En este artículo, suelo utilizar los términos edad estelar para describir la edad promedio de la galaxia, y metalicidad estelar para describir la cantidad de «cocción química» que ha tenido lugar para enriquecer la galaxia con metales más pesados.
Los datos que utilizo para el IFS se presentan en forma de cubos de datos de Unidad de Campo Integral (Integral Field Unit - IFU) o cubos de datos IFU. Imagínense un álbum de fotos de 4000 páginas, donde cada página es una imagen de la galaxia en una longitud de onda ligeramente diferente. ¿Parece un conjunto de datos enorme y complejo de analizar? Tienes razón, y aquí radica la novedad del enfoque de nuestro grupo. BUDDI (abreviatura de BUlge-Disc decomposition of IFU data- Descomposición de datos IFU del bulbo y del disco) es un software que desarrollamos para desentrañar toda la información de los cubos de datos IFU. SDSS-MaNGA es un sondeo IFS que actualmente cuenta con unos 10 000 cubos de datos de galaxias cercanas. Otro instrumento IFS es MUSE, que proporciona un nivel de detalle increíble de galaxias individuales, tanto cercanas como lejanas. Utilizo observaciones de ambos instrumentos en mi investigación. Por ello, el objetivo principal de BUDDI es modelar la luz de la galaxia en cada imagen del cubo IFU, y veremos por qué esto es relevante en el contexto de las preguntas que quería responder.
Anatomía galáctica: ¿qué hay dentro de una galaxia?
"Las galaxias vienen en una variedad de formas"; en términos generales, existen las galaxias con forma de disco y las galaxias con forma esferoidal. Si las galaxias de disco, como las impresionantes espirales, son como pizzas planas que giran, entonces las galaxias esferoidales, como las elípticas, son como albóndigas más redondas. Si profundizamos en estas galaxias, encontraremos más componentes, como el bulbo central y el disco extendido en las espirales. Sin embargo, en las elípticas, la cosa es menos sencilla. Podrían albergar múltiples componentes esferoidales o incluir un disco oculto en su interior.
Este es el núcleo de mi investigación: descomponer una galaxia en sus componentes y estudiar sus espectros individuales para comprender cómo se entrelazan para formar la galaxia. Con esto, abro las puertas al proyecto BUDDI-MaNGA, con el que ahora podemos desvelar las capas de una galaxia dentro de grandes cubos de datos IFU.
UNA DANZA DE BULBOS Y DISCOS: DESCODIFICANDO EL ORÍGEN ESTELAR DE LAS GALAXIAS ESPIRALES EN BUDDI-MaNGA
Para este estudio, utilizamos BUDDI en varias galaxias del sondeo SDSS-MaNGA y, por primera vez, creamos la mayor muestra de espectros de bulbos y discos de galaxias: para casi 1500 galaxias. A partir de esto, analizo en profundidad las galaxias espirales, que son 968 en la muestra. Al analizar la luz de los bulbos y discos, descubro cómo estos componentes crecen y evolucionan con el tiempo. Una vez obtenidos los espectros utilizo una técnica llamada ajuste espectral completo para extraer un "registro fósil" de las estrellas. Este método nos permite rastrear cómo y cuándo se formaron y se agruparon las estrellas en bulbos y discos desde el Big Bang hasta la actualidad. Permítanme explicarles lo que encuentro:
¿Qué estamos observando?
Las "historias de ensamblaje de masas" de bulbos y discos en espirales. Comencemos con la Figura 3, donde muestro aproximadamente cuánto de la masa total de la galaxia (sus estrellas) se forma con el tiempo. El tiempo va del pasado al presente, y nos indica a qué distancia temporal nos encontramos del Big Bang. 1 Gyr (abreviación en Inglés para Giga-años) se refiere simplemente a mil millones de años: 13 Gyr es un tiempo cercano al Big Bang, mientras que 0 Gyr corresponden a la actualidad. Desde el Big Bang, la galaxia va formando estrellas y con ello crece (en masa y tamaño), hasta llegar a la actualidad, donde una galaxia como nuestra Vía Láctea puede llegar a tener la masa de alrededor de 3000 trillones de billones de soles.
¿Qué nos dice realmente este gráfico?
Muestro un gráfico más científico de este concepto en la Figura 4, para las espirales Sa de tipo temprano (estas presentan un bulbo central prominente y brazos espirales muy enrollados). Las galaxias más masivas formaron sus estrellas más rápido, mientras que las galaxias más ligeras se tomaron su tiempo.
¿Cómo leer los gráficos?
Las líneas muestran la proporción de bulbos (o discos) formados en retrospectiva, lo que significa que este número cambia a medida que retrocedemos en el tiempo. A partir del Big Bang, hace 14.000 millones de años, a medida que avanzamos en el tiempo, el valor aumenta hasta llegar a 1, cuando la el bulbo (o disco) está completamente formado, pero lo hace en momentos diferentes, dependiendo de si las galaxias tienen bulbos (o discos) masivos o ligeros.
Los bulbos "más pesados" han ensamblado sus estrellas muy rápidamente en un rápido episodio de formación estelar, creando la mayor parte de la masa en las primeras etapas de la vida de la galaxia. Los bulbos más ligeros se han tomado su tiempo, aumentando lentamente la masa de las estrellas, y esto ocurre incluso en la actualidad.
ALERTA DE TERMINOLOGÍA
Este fenómeno, en el que los objetos más masivos forman estrellas antes que los menos masivos, se denomina en astronomía "downsizing" . Esto significa que las estrellas de las galaxias grandes se formaron más rápido y fueron más numerosas en el pasado, mientras que las galaxias más pequeñas continuaron formándose estrellas en épocas posteriores.
En la figura 4a observamos claramente la misma tendencia de "downsizing" en los discos, excepto que la forma en que ensamblan sus estrellas, en general, es más lenta que en los bulbos.
El estudio MaNGA nos proporciona una gran cantidad de galaxias, lo que me permite observar diferentes tipos de espirales. Ya hemos visto los tipos Sa tempranos, y también estudio los tipos Sb, Sc y Sd, y todos los que se encuentran entremedio - los intermedios. Sin embargo, para los fines de este artículo, me gustaría mostrar a continuación los tipos Sd tardíos (estos tienen un centro menos prominente y brazos espirales muy sueltos).
El "downsizing" aún prevalece en los bulbos. El tiempo de ensamblaje es mucho mayor que en los bulbos Sa; existe una preferencia por un crecimiento lento y constante tanto para los bulbos más pesados como para los más ligeros. El "downsizing" se desmorona en los discos: las curvas se superponen, y no podemos determinar con certeza cuál se produjo primero. Este es uno de nuestros principales resultados, que muestra la transición en las historias de formación estelar en los diferentes tipos de galaxias espirales. Con un análisis adicional que no muestro aquí, confirmo un claro patrón de crecimiento de adentro hacia afuera para la mayoría de las espirales, siendo las galaxias más masivas las que muestran esta tendencia con mayor intensidad. Por otro lado, observo que las espirales Sc y Sd no tienen preferencia en la dirección de crecimiento.
¿Qué significa que una galaxia haya crecido de adentro hacia afuera o de afuera hacia adentro?
El patrón de crecimiento está estrechamente vinculado al pasado de la galaxia y a los procesos que llevaron a la formación de sus componentes. Por un lado, cuando una enorme nube de gas colapsa rápidamente, tiende a formar un bulbo concentrado con estrellas que giran rápidamente en órbitas aleatorias. El disco se construye lentamente a partir del gas sobrante tras enfriarse, lo que explica la vía de formación de adentro hacia afuera. Por otro lado, una galaxia puede comenzar como un disco puro y, con el tiempo, verse perturbada por procesos internos. Entonces, empuja el gas hacia el centro, donde lentamente forma lo que llamamos un "pseudobulbo", donde las estrellas no son tan caóticas y se mueven en una rotación ordenada. Esto explica la vía de formación de afuera hacia adentro.
¿Por qué es importante?
Comprender cómo se forman las galaxias y cómo ensamblan sus estrellas, cómo se comunican y crecen los diferentes componentes, nos ayuda a reconstruir la historia estelar del Universo, poco a poco. Si bien el modo de crecimiento de adentro hacia afuera es bastante común, considero que no es universal. Las galaxias espirales son más que lo que sus imágenes aparentemente simples de "pizza giratoria" podrían sugerir: son diversas y se forman mediante diversos procesos a lo largo del tiempo cósmico. En mi investigación, al estudiar los bulbos y los discos por separado, estamos limitando estos factores estadísticamente por primera vez mediante espectroscopia de campo integral. Y aunque aquí respondo algunas preguntas, siempre hay más por explorar.
LAS MÚLTIPLES CARAS DE LAS GALAXIAS ELÍPTICAS: DESVELANDO LA COMPLEJIDAD ESTRUCTURAL Y LAS HISTORIAS ESTELARES
Las galaxias espirales son hermosas; sin embargo, en otro proyecto, me centro en las galaxias elípticas "simples", a menudo ignoradas. Utilizando un enfoque similar al del proyecto BUDDI-MaNGA, ahora exploro los múltiples componentes que podrían tener estas elípticas de la época actual, aparentemente simples. Tres galaxias observadas con el instrumento MUSE sirvieron de base para esto, y utilizo BUDDI de nuevo para desgranar las posibles capas de estas galaxias.
¿Cuántos componentes encontramos?
Creo que cada galaxia se describe mejor con dos componentes: un núcleo interno compacto y una región exterior más hinchada y dispersa.
¿Cómo se formaron?
Nuevamente, a partir de los gráficos de ensamblaje de masas (Elípticas A, B, C), encontramos una clara diferencia en cómo cada componente ensambló sus estrellas a lo largo del tiempo. El componente interno se formó primero, cuando el Universo aún era joven, hace más de 10 mil millones de años. Probablemente se formó a partir de procesos intensos, como cuando una nube masiva de gas colapsó rápidamente y dejó tras de sí un núcleo pequeño y denso de estrellas viejas. El componente externo parece haber crecido más lentamente y probablemente se formó mediante fusiones menos intensas (cuando las galaxias cercanas se combinan entre sí) a lo largo del tiempo. Esto simplemente añadiría estrellas de las galaxias más pequeñas a las afueras.
¿Qué tipos de estrellas tienen?
Observo que la mayoría de las estrellas en ambos componentes son bastante antiguas, con más de 8 mil millones de años. Sin embargo, las poblaciones estelares que encontramos son claramente diferentes en ambos, lo que nos indica que son componentes verdaderamente distintos con sus propias historias. En la figura de población estelar, los componentes internos de las tres elípticas se encuentran en la esquina superior derecha: una región de estrellas muy antiguas y ricas en metales. La alta metalicidad indica que este componente se formó muy rápido, lo que permitió que sus estrellas envejecieran y evolucionaran rápidamente, y quemaran los elementos más pesados que contienen. Por otro lado, al observar los componentes externos, se observan más dispersos en la figura; sin embargo, la diferencia constante radica en que este componente es relativamente ligeramente más joven que el componente interno y presenta metalicidades notablemente diferentes. Este resultado nos indica que el componente externo probablemente se formó absorbiendo estrellas de las galaxias circundantes más pequeñas (con sus propias poblaciones estelares). Este proceso de dos pasos se denomina escenario de dos fases en los modelos de formación de galaxias.
¿Cómo leer este gráfico?
Para ambos componentes de cada una de las 3 galaxias se calcula una edad promedio (eje horizontal), y una metalicidad promedio (eje vertical) de sus estrellas: Estos valores se representan identificando cada galaxia con una figura distinta y cada componente con un color (el interior en rojo, y el exterior en azul), uniendo los valores de los componente internos y externos con una línea.
¿Por qué es importante?
Este estudio piloto ofrece una forma nueva y original de comprender la estructura de las galaxias elípticas al descomponerlas en sus componentes individuales. Nos ayuda a asociar cada componente con las diferentes fases de formación de la galaxia en las distintas etapas de su vida. La combinación del concepto de vanguardia de espectroscopía de campo integral MUSE con la novedosa técnica de análisis BUDDI nos permite profundizar más que estudios anteriores y ofrece grandes perspectivas para continuar este camino con otros tipos diversos de galaxias elípticas.
Junto con el proyecto BUDDI-MaNGA, esta investigación de cuatro años ha ayudado a construir un marco para el análisis estadístico y profundo de galaxias individuales en la era de la espectroscopía de campo integral, específicamente en el contexto de desglosar las capas de diferentes tipos de galaxias y comprender cómo todas ellas están intrincadamente conectadas en la estructura del Universo.
Este póster fue diseñado por los compañeros de doctorado de Keerthana para anunciar la defensa de su tesis, como una tradición que combina el tema de la tesis con las preferencias personales y la historia de la estudiante, a los ojos de sus compañeros de clase.
