Roberto Muñoz: Desarrollando un método fotométrico para la selección eficiente de cúmulos globulares extragalácticos

Roberto Muñoz es postdoc en el Instituto de Astrofísica de la Universidad Católica de Chile (Santiago, Chile). Roberto obtuvo su Doctorado en Septiembre del 2009 en la misma casa de estudios y luego hizo un postdoctorado en el Observatorio astronómico de la Universidad de Estrasburgo, Francia. Lo puedes contactar en rmunoz at astro dot puc dot cl

El cúmulo de galaxias de Virgo es el cúmulo de galaxias más cercano a nosotros. El origen de su nombre de debe a su proximidad a la constelación de Virgo y fue descubierto el año 1781 por el astrónomo Charles Messier. El cúmulo de Virgo contiene más de 2 mil galaxias identificadas a la fecha y cerca de 10 mil cúmulos globulares en su parte central.

Actualmente soy miembro de una colaboración internacional llamada Next Generation Virgo Survey (NGVS), la cual está compuesta por astrónomos de América del Norte, Europa y Chile. El objetivo intermedio del NGVS es hacer un catastro completo del cúmulo de Virgo y así identificar todas las estructuras desde los cúmulos globulares, pasando por las galaxias enanas y hasta llegar a las galaxias elípticas cD.

En este artículo presento las observaciones en el Infrarrojo cercano de la parte central del cúmulo de Virgo (NGVS-IR). Las observaciones consisten en imágenes en el filtro K_s de 4 grados cuadrados centrados en torno a la galaxia M87. Las imágenes fueron adquiridas con la cámara WIRCam instalada en el telescopio de 3,6 metros de diámetro Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT), el cual está ubicado en la cima del volcán Mauna Kea en la isla de Hawai, EE.UU.. La magnitud límite del survey es K=24.4 en el sistema de magnitudes AB y el seeing promedio es 0,54 segundos de arco.

Diagrama color-color de todos los objetos en la dirección del cúmulo de Virgo. El eje x corresponde al color u-i mientras que el eje y corresponde al color i-K, ambos medidos en aperturas circulares de diámetro 4". Los puntos rojos muestran los cúmulos globulares del cúmulos Virgo confirmados mediante la medición de velocidades radiales. Los cúmulos globulares ocupan una región bien definida entre la secuencia de estrellas (secuencia en la parte inferior del diagrama) y la nube de galaxias (nube de puntos en la parte superior).

Lo novedoso de este trabajo fue combinar nuestra fotometría en el filtro K_s con la fotometría en los filtros u e i presentados en el paper de datos ópticos (Ferrarese et al 2012), y así construir por primera vez el diagrama u-i versus i-K_s (diagrama uiK) de la región central del cúmulo de Virgo. El diagrama uiK (ver Figura 1) permite distinguir claramente cuatro secuencias o grupos: estrellas de nuestra Galaxia (MS stars), cúmulos globulares extragalácticos en Virgo (GCs), galaxias elípticas a redshift menor que 0.5 (Passive galaxies) y galaxias con formación estelar a redshift mayor que 0.8 (SF-ing Background). Los objetos que aparecen de color rojo corresponde a los cúmulos globulares identificados espectroscópicamente con los instrumentos HECTOSPEC en el telescopio MMT e IMACS en el telescopio Baade.

Mediante el uso del diagram uiK pudimos identificar aproximadamente 8 mil cúmulos globulares en los 4 grados cuadros centrales de Virgo, de los cuales aproximadamente la mitad eran desconocidos a la fecha. Este diagrama esta siendo utilizado por la colaboración para el diseño de surveys espectroscópicos de resolución media de los cúmulos globulares en Virgo, y cuyos resultados serán empleados para estudiar la distribución de la materia oscura en los halos de las galaxias más masivas en Virgo y determinar la dinámica global del cúmulo de galaxias de Virgo.

"The Next Generation Virgo Cluster Survey-Infrared (NGVS-IR). I. A New Near-Ultraviolet, Optical, and Near-Infrared Globular Cluster Selection Tool"

Roberto P. Muñoz, et. al

ApJS 210, 4 (2014) - ArXiv:1311.0873

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José Luis Nilo Castellón: Propiedades ópticas de Cúmulos de Galaxias de baja luminosidad en rayos-X a bajo redshift

José Luis Nilo Castellón es investigador del Grupo de Astronomía de la  Universidad de La Serena (GAULS). Serenence de cepa, hizo su Licenciatura en Física en la ULS y su Doctorado en Astronomía en el Instituto de Astronomía Teórica y Experimental de la Universidad Nacional de Córdoba. Volvió a Chile en mayo de 2013 donde se ha  integrado al GAULS como investigador postoctoral con un proyecto ALMA-CONICYT. Lo  pueden contactar al correo jnilo at dfuls dot cl

Presentamos el segundo de una serie de publicaciones dedicadas al estudio de cúmulos de galaxias de baja luminosidad de rayos-X, proyecto cuya última finalidad es encontrar el rol que cumplen estos sistemas en la evolución morfológica de galaxias. El presente trabajo está basado en observaciones fotométricas y espectroscópicas de siete cúmulos de galaxias en un rango de redshift entre z=0.18 hasta z=0.7, todos ellos observados en los telescopios Gemini Norte y Sur utilizando el instrumento GMOS en modo image y MOS. La campaña de observación espectrofotométrica duró aproximadamente 4 años, y en el 80% de las veces, las observaciones fueron realizadas bajo condiciones de cielo excelente, algo fundamental en un trabajo que busca observar hasta  las más débiles galaxias miembros de estos sistemas de galaxias. (Figura 1).

Fig. 1: Imagen de falso color (r' + i') del cumulo de galaxias [VMF98]001 (z~0.501).  La detección de las galaxias más débiles en este cúmulo de galaxias es gracias a la calidad de las condiciones del cielo al momento de realizar las observaciones en el observatorio Mauna Kea (seeing 0.47). El cúmulo está dominado por una galaxia elíptica gigante que puede observarse al centro de la imagen.

En base a completos catálogos fotométricos en las bandas g', r' e i', y la determinación de la membresía en base principalmente a clasificación espectroscópica, se lograron determinar propiedades de cada uno de los cúmulos, encontrando que en la muestra de menor redshift, a z<0.3, se observa la presencia de una clara secuencia roja de galaxias, bien definida y que además se extiende por más de 4 magnitudes, fenómeno asociado a estados dinámicos relajados, muy similares a los observados en cúmulos de galaxias de mayor masa en este rango de redshifts (Figura 2, panel derecho).

Fig. 2: Variación de la secuencia roja de galaxias entre el cúmulo [VMF98]097 (z~0.485) y [VMF98]124 (z~0.185), puntos negros pequeños muestran todos los objetos clasificados como galaxias en el campo de visión (FOV) del instrumento Gemini-GMOS, circulos negros muestran aquellos objetos clasificados como miembros en base a redshifts fotométricos mientras que los cuadros rojos indican las galaxias clasificadas como miembros en base a redshifts espectroscópicos. 

Por el contrario, en la muestra de cúmulos a z>0.4, no se logra observar dicha característica del plano color-magnitud (Figura 2, panel izquierdo); sin embargo, los perfiles de densidad radial de galaxias son bien descritos por una ley de simple de potencias. Junto a esto, al hacer una clasificación de la morfología de galaxias miembros de cada cúmulo, podemos  observar que la fracción de galaxias espirales decrece a bajo redshift, a una tasa similar al aumento en la fracción de galaxias lenticulares, a su vez que la fracción de galaxias elípticas muestra una muy leve baja a redshift cercanos a z~0.2.

Esto puede interpretarse como una primera comprobación de lo propuesto por otros autores respecto a que la evolución morfológica de galaxias es mas conspicua en los sistemas de menor masa a z<1, en comparación con los cúmulos de galaxias mas masivos, los cuales propiciarían la evolución morfológica de sus galaxias miembros a z>1.

"Low X-Ray Luminosity Galaxy Clusters. II. Optical properties and morphological content at 0.18 < z < 0.70"
José Luis Nilo Castellón, et al.
Aceptado para publicacion en MNRAS - ArXiv:1311.0788

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Sergio Torres: Gradientes de metalicidad en colas de mareas en la galaxia NGC 92

Sergio Torres Flores es Académico en la Universidad de La Serena. Oriundo de Coquimbo, Sergio obtuvo su Licenciatura en la ULS antes de graduarse como Doctor en Astronomía en la Universidad de Sao Paulo, Brasil y la Universidad de Aix Marseille, Francia. Volvió a ULS como postdoc y desde 2013 es Académico bajo el proyecto CONICYT de inserción de Capital Humano Avanzado. Lo puedes contactar en storres at dfuls dot cl

Uno de los fenómenos más espectaculares en el proceso de interacción de galaxias es la formación de 'colas de marea' (tidal tails en inglés). En múltiples ocasiones estas colas de marea son ricas en hidrógeno neutro, ingrediente necesario para formar estrellas. Modelos recientes de galaxias en interacción sugieren que el gas que forma estas 'colas' puede contener material químicamente enriquecido, el cual provendría de las regiones internas de las galaxias que estarían interactuando.

En este trabajo, analizamos las propiedades químicas de 20 regiones de formación estelar localizadas en la cola de marea de la galaxia NGC 92 (Figura 1, cuadrados inferiores rojos), una galaxia que pertenece al grupo compacto, gravitacionalmente ligado,  denominado el cuarteto de Robert, que se encuentra a una distancia de aproximadamente 45 Mpc, tiene un diámetro proyectado de ~40 kpc, y las interacciones de sus galaxias dan pasos a episodios de gran formación estelar.

Figura 1: Imagen de NGC 92 obtenida a partir de los filtros u', g' y r'. La cola de marea en NGC 92 presenta diversas regiones de formación estelar, las cuales se caracterizan por sus colores azulados. Pequeños rectángulos rojos indican la posición de las regiones estudiadas espectroscópicamente (haz click para agrandar)

Haciendo uso de espectroscopía obtenida con el telescopio Gemini-Sur, se ha estimado la abundancia de oxigeno para estas regiones, permitiendo así obtener el gradiente de metalicidad para esta galaxia, el cual es presentado en la Figura 2. Aquí se muestra que la cola de marea de NGC 92 presenta una distribución de metalicidades plana, la cual presenta el mismo nivel de oxígeno que las regiones internas de NGC 92.

Figura 2: Distribución de metales para las regiones localizadas en NGC 92. Círculos negros representan las regiones localizadas en el interior del radio óptico de la galaxia. Círculos azules corresponden a regiones localizadas en la cola de marea. Como comparación se presenta el gradiente de metales para las galaxias NGC 1512 y NGC 3621 (Bresolin et al. 2012). Haz click para agrandar

Este resultado es consistente con los modelos que predicen gradientes de metalicidad “achatados” para galaxias en interacción, los cuales serian el resultado de una mezcla de gases químicamente enriquecidos (regiones centrales) y no enriquecidos (regiones externas de las galaxias). No obstante, es importante considerar que la formación estelar que esta ocurriendo en la cola de marea puede contribuir a un aumento en la abundancia química de esta. Con datos espectroscópicos tipo IFU o Fabry-Perot se podrían confirmar cinemáticamente flujos de gas en este tipo de sistemas en interacción.

Nota: Sergio está continuando este proyecto con dos alumnos de Magíster en Astronomía en ULS. Comentarios, ideas e interesados en este tipo de estudios pueden contactarse con él en el correo storres at dfuls dot cl

"Star-forming regions and the metallicity gradients in the tidal tails: The case of NGC 92"

Sergio Torres-Flores et al. 

Accepted for publication in MNRAS - ArXiv: 1312.0812

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Nicolás Tejos: Estudiando el medio intergaláctico dentro y fuera de vacíos de galaxias

Nicolás Tejos es investigador postdoctoral en la Universidad de California, Santa Cruz trabajando en colaboración con Prof. J. X. Prochaska. Nicolás estudió su Licenciatura y Master en la Universidad de Chile y el 2013 se graduó de doctor en la Universidad de Durham, en Inglaterra. Visita su pagina web www.ucolick.org/~ntejos para contactarlo y conocer sus temas de investigación.

Las galaxias contienen alrededor del 10% de la materia bariónica (i.e. átomos) del Universo. El restante 90% se encuentra en el medio intergaláctico (IGM por sus siglas en inglés), cuyas bajas densidades y alto grado de ionización hacen su observación una tarea difícil. En este paper usamos líneas de absorción de hidrógeno neutro (HI) en espectros de quásares en el UV (a partir de datos de telescopios espaciales como HST y FUSE) para caracterizar el IGM.

Debido a la acción de la gravedad, la distribución de galaxias en el Universo no es homogénea y sigue un patrón intrincado de planos, filamentos y nodos. Esta distribución produce vastas regiones en el Universo conteniendo una fracción muy baja del total de galaxias observadas, llamadas 'galaxy voids' ('vacíos de galaxias'). En este articulo investigamos las propiedades del IGM dentro y fuera de estos vacíos a redshifts z<0.1.

Encontramos un exceso significativo de lineas de HI en los bordes de estos vacíos, a escalas de 5 Mpc/h, consistente con lo que se espera de la distribución de galaxias. Sin embargo, al interior de estos vacíos de galaxias encontramos una distribución casi homogénea de HI. Nuestros resultados muestran que estos vacíos de galaxias no son lugares donde hay ausencia total de materia bariónica, ya que contienen una fracción significativa del total de hidrógeno en el Universo.

Fig. 1: Densidades de columna (a y b) y parámetros Doppler (c y d) observados dentro (círculos negros) y en los bordes de (cuadrados rojos) vacíos de galaxias, usando dos sistemas de coordenadas para asociar una línea a un vacío de galaxia (ver paper; los triángulos azules no se han tomado en cuenta en el estudio). Observamos un déficit de líneas de HI con densidades de columna N_HI< 10¹³ cm^-2 en los bordes de los vacíos comparado con lo que se encuentra dentro de éstos. Esto se traduce en que las distribuciones de densidades de columna dentro y fuera de vacíos de galaxias son tentativamente diferentes (a un 98% de nivel de confianza estadística). Para los parámetros Doppler, esta tendencia es menos significativa (90% de nivel de confianza estadística). Sin embargo, ambas tendencias son teóricamente esperadas.

También encontramos evidencia tentativa de que las propiedades de las lineas de HI dentro y fuera de estos vacíos son diferentes. Líneas al interior de vacíos de galaxias poseen sistemáticamente menores densidades de columna (intensidad de la linea) y parámetros Doppler (ancho de la linea) que las encontradas en los bordes de estos vacíos (ver Figura). Nuestros resultados observacionales apuntan a que del total de líneas de HI con densidades de columna N_HI>10^12.5 cm^-2, un 25-30% se encuentran al interior de vacíos de galaxias, un 55-60% se encuentran en los bordes de estos vacíos y son correlacionadas con galaxias porque siguen la misma distribución de gran escala pero no necesariamente los mismos halos, y solo un 12-15% correlacionadas con galaxias porque pertenecerían a los mismos halos.

Debido a limitaciones computacionales todavía no existe una simulación hidrodinámica lo suficientemente grande para contrastar nuestros resultados observacionales con la teoría de una manera directa. Cabe notar que estos vacíos de galaxias tienen tamaños característicos de 10 Mpc/h. Aun así, presentamos un estudio de HI en diferentes medioambientes cósmicos a partir de datos provenientes de una la simulación hidrodinámica (GIMIC) y corroboramos que al menos estas tendencias son esperadas dentro del paradigma ΛCDM.

"Large-scale structure in absorption: gas within and around galaxy voids"
N. Tejos, et al.

MNRAS 425, 245 (2012) - ArXiv:1205.2697

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Edo Ibar: Revelando la formación estelar oscurecida en galaxias a z=1.47 con el el telescopio espacial Herschel

Edo Ibar es investigador postdoctoral FONDECYT en la Pontificia Universidad Católica de Chile. Obtuvo su Licenciatura en la Universidad de Chile y el 2009 obtuvo su PhD en la Universidad de Edimburgo, ciudad donde realizó su primer postdoc, en el UK Astronomy Technology Centre. Prontamente empezará como profesor adjunto en la Universidad de Valparaíso. Puedes encontrar mas información sobre sus temas de investigación y contactarlo en su página edoibar.wix.com

Para entender la formación y evolución de galaxias es de gran importancia poder medir sus tasas (actividad) de formación estelar, siendo su trazador clásico la emisión de la línea Hα. Esta emisión, sin embargo, sufre de un considerable oscurecimiento debido al polvo que rodea a las regiones de formación estelar, implicando que lo visto es sólo una fracción de la luz originalmente emitida por la galaxia.

En el Universo Local se usa la razón entre intensidades de las líneas Hα y Hβ (el llamado "decremento de Balmer") para trazar el nivel de extinción de la línea Hα. Sin embargo en galaxias distantes, a alto redshift, la línea Hβ no es detectable, por lo que los niveles de extinción de la línea de Hα son largamente inciertos.

En esta publicación describimos estadísticamente las propiedades de galaxias del catalogo HiZELS, basados en los surveys PEP y HERMES, que presentan tasas 'normales' de formación estelar del orden de 30 masas solares por año a redshift z=1.47. El análisis se basa en observar en el infrarrojo lejano (far-IR) para medir el nivel de obscurecimiento de la luz, i.e. el nivel de extinción sufrida por la línea Hα.  En el estudio usamos imágenes profundas tomadas por la cámara milimétrica AzTEC y por los telescopios espaciales Spitzer y Herschel.

Fig 1: Flujo promedio obtenido por una estimación estadistica de "stacking", (rombos con barras de error) como función de la longitud de onda para toda la muestra de galaxias detectadas en Hα a z=1.47. Arriba a la izquierda se dan las propiedades físicas obtenidas al ajustar un modelo de radiación de cuerpo negro modificado. La distribución espectral se compara visualmente con dos galaxias, una local M82 y otra a redshift z=2.3.

La figura arriba muestra las características infrarrojas de estas galaxias. Encontramos que muchas de las correlaciones empíricas encontradas en galaxias cercanas se mantienen incluso en tiempos cuando el Universo tenía tan solo un tercio de su edad. Esta corroboración permite asumir que propiedades de galaxias cercanas son válidas también para sus análogos a alto redshift.

"Herschel reveals the obscured star formation in HiZELS Hα emitters at z=1.47"
E. Ibar, et al.
MNRAS 434, 3128 (2013) - ArXiv:1307.3556

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