Roberto González: Satélites de la Vía Láctea en Simulaciones Cosmológicas.

Roberto González es postdoc en el Instituto de Astrofísica de la Pontificia Universidad Católica de  Chile. Roberto realizó su Licenciatura y Doctorado en Astrofisica la misma casa de estudios, y recientemente finalizo un postdoctorado en el KAVLI Institute for Cosmological Physics (KICP), de la Universidad de Chicago. Lo puedes contactar a regonzar at astro dot puc dot cl

Dentro de las galaxias satélites de la Vía Láctea, destacan las Nubes de Magallanes (MCs). Éstas son relativamente masivas y están muy cerca una de la otra. Observaciones y simulaciones numéricas indican que esto es muy poco frecuente: menos del 4% de las galaxias similares a la Vía Láctea presentan un par de satelites similares a las MCs.

En este estudio buscamos halos de materia oscura en la simulación cosmológica Bolshoi  que tengan un par de satélites similares a las MCs, y en un ambiente de densidad local y de gran escala similar al del Grupo Local, teniendo también en cuenta la presencia de la vecina galaxia Andromeda M31 y que las MCs podrian estar ligadas gravitacionalmente.

Con estos análogos de la Vía Láctea que encontramos en la simulación, podemos estimar la distribución de probabilidad de la masa de la Vía Láctea  en base a las propiedades específicas de la órbita de las MCs. Exploramos tambien el efecto del ambiente y de la presencia de M31.  Tenemos que estos análogos, muy escasos en el universo local, también lo son en simulaciones cosmológicas LCDM.

Fig 1; Distribución de probabilidad de la masa para halos analogos a la Vía Láctea, con diferentes restricciones en las propiedades de las MCs: 2 satelites (azul), velocidad circular (rojo), distancia galactocéntrica (naranja), velocidad galactocéntrica (verde). La curva negra indica la probabilidad conjunta considerando todas las restricciones, resultando en una masa estimada del halo de la Via Lactea en un rango estrecho y consistente con otras estimaciones y observaciones.  

La Figura 1 muestra la distribución de probabilidad de la masa para halos análogos a la Vía Láctea, teniendo en cuenta diferentes restricciones en las propiedades de las MCs. Podemos ver que este método entrega una estimación de la masa en un rango bastante estrecho y útil para comparar con otras estimaciones totalmente independientes como curva de rotación, cinemática de estrellas, distribución de satélites, velocidad de escape, o el "Timing argument".

También exploramos la frecuencia de pares cercanos de satélites en una configuración similar a las MCs encontrando que es altamente improbable, lo cual nos impide estimar la masa. Pero sí nos permite inferir que considerando en el cálculo de probabilidades que las MCs estan ligadas, desplazaría la distribucion de probabilidad de masa a valores considerablemente menores. Uno de cada 30.000 halos del tamaño del de la Vía Láctea, tendrían 2 satelites ligados con las propiedades de las MCs en el modelo LCDM, en consecuencia estos pares de satelites son muy raros, consistente con busquedas en observaciones (James & Ivory 2011).

Este método para estimar la masa de la Vía Láctea  utilizando las propiedades de las MCs, es robusto y entrega una masa lo suficientemente acotada para ser considerada junto a otros métodos independientes que entregan masas en rangos similares.

"Satellites in Milky-Way-like Hosts: Environment Dependence and Close Pairs"

Roberto E González, Andrey Kravtsov & Nickolay Gnedin

ApJ 770, 96 (2013). ArXiv:1301.2605

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Macarena Lagos: Perturbaciones Cosmológicas en gravedades modificadas

Macarena Lagos obtuvo su licenciatura y el magíster en Física en la PUC, trabajando con Máximo Bañados. En Octubre del 2013 comenzó su PhD en Imperial College London bajo la supervisión del Prof. Joao Magueijo, además de ser estudiante invitada en la University of Oxford bajo la supervisión del Prof. Pedro Ferreira. Sus intereses incluyen cosmología del Universo temprano y gravedades modificadas, y puedes contactarla a m.lagos-urbina13 at imperial dot ac dot uk

En este trabajo se estudian perturbaciones cosmológicas en un modelo de gravedad modificada llamada teoría Eddington-inspired Born-infeld (EiBI). La teoría de perturbaciones cosmológicas es muy importante para entender cómo era el universo en tiempos tempranos y cómo esto ha afectado a su estado actual, dado que éstas perturbaciones explican el fondo de radiación cósmica y la distribución espacial de las galaxias.

La teoría EiBI es de bigravedad (tiene 2 métricas, una que describe el espacio-tiempo y una segunda métrica que es un campo de spin-2 interactuando con la métrica física) y en el contexto de cosmología, si se modela la materia del universo como un fluido perfecto con una ecuación de estado convencional, durante la época temprana dominada por radiación (w=1/3) predice un universo con un pasado infinito, tal como se muestra en la figura. Este comportamiento de la evolución del universo es muy interesante porque elimina el Big Bang (divergencia física que marca el inicio del universo), pero además resulve los llamados Flatness problem y Horizon problem. Estos dos problemas fueron las motivaciones iniciales para estudiar la teoría de Inflación, que actualmente es la teoría mas aceptada para describir el universo en tiempos tempranos.

Evolución del factor de escala a(t) como función del tiempo durante la época dominada por la radiación. Se observa un pasado 'infinito' con un valor mínimo asintótico a_B.

El hecho de que la teoría EiBI prediga esta solución tan bien comportada, motiva el estudio de perturbaciones cosmológicas. Sobre el background descrito en la figura se consideran perturbaciones generales de primer orden, las cuales se describen con 10 grados de libertad. Sin embargo,  no todos ellos corresponden a campos físicos, ya que varios se deben a la presencia de una invarianza de gauge mientras que otros sólo son campos auxiliares (no dinámicos). En este paper presentamos un método general y directo para identificar sólo los grados de libertad físicos, que resultan ser sólo 3 cosmológicamente relevantes, para así poder estudiar su comportamiento durante el universo temprano. Aplicamos este método a la teoría EiBI y comparamos las predicciones para las perturbaciones cosmológicas con las observaciones experimentales. En particular, comparamos los valores de la amplitud del espectro de potencias de las perturbaciones (power spectrum), el índice espectral y el tensor-to-scalar ratio. 

"Noether Identities and Gauge-Fixing the Action for Cosmological Perturbations"

Macarena Lagos, Máximo Bañados, Pedro G. Ferreira, Sebastián García-Sáenz
Aceptado en Physics Review D, ArXiv:1311.3828

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David Rebolledo: Nubes Moleculares Gigantes y Formación Estelar en NGC 6946

David Rebolledo estudió su Licenciatura y Magíster en Astronomía en la Universidad de Chile y en 2013 se obtuvo su doctorado en la University of Illinois Urbana-Champaign. Actualmente se encuentra en Australia, en una posición postdoctoral compartida entre University of Sydney y University of New South Wales. Sus intereses incluyen el medio interestelar y la formación estelar en la Vía Láctea y en galaxias cercanas. Si lo quieres contactar directamente le puedes escribir a davidr at physics dot usyd dot edu dot au

La formación de estrellas ocurre frecuentemente en el interior de grandes condensaciones frías de gas y polvo. Se cree que la formación y evolución de estas estructuras, conocidas como nubes moleculares gigantes (GMCs,en inglés) está íntimamente ligada con la propiedades locales de medio interestelar que las rodea y de la estructura galáctica global; pese a que varios mecanismos han sido propuestos, todavía no ha sido completamente comprendida. Entender estos procesos es necesario para el estudio de la evolución de las galaxias en el Universo.

Presentamos observaciones de alta resolución de GMCs en la región este de la galaxia espiral cercana NGC 6946 obtenidas con el telescopio CARMA. Hemos observado las líneas moleculares 12CO(1-0), 12CO(2-1) y 13CO(1-0) logrando resoluciones espaciales de 5.4 x 5.0, 2.5 x 2.0 y 5.6 x 5.4 arcsec2, respectivamente, sobre una region de 6 kpc x 6 kpc (Figura 1).

Fig. 1: Mapa de la intensidad integrada de la linea 12CO(1-0).  Las circunferencias muestran las regiones donde observamos la línea molecular 12CO(2-1) a mayor resolución espacial.

Usando el algoritmo CPROPS, hemos identificado 45 complejos moleculares en el mapa 12CO(1-0), y 64 GMCs en los mapas de 12CO(2-1). Hemos definido como ¨complejos moleculares¨ a las estructuras identificadas en el mapa de 12CO(1-0) debido a que sus tamaños son mayores que los tamaños de las GMCs estructuras encontradas en los mapas de 12CO(2-1), por su resolución espacial más fina.

Aunque la eficiencia de la formación estelar no muestra una correlación con el radio galactocéntrico, algunas nubes y complejos moleculares ubicados en los brazos espirales -los cuales son más luminosas y más masivos que las estructuras ubicadas entre los brazos - están también formando estrellas mas eficientemente que el resto de las nubes identificadas en la región en estudio, basados en la densidad de masa estelar trazada por el mapa de 3.6μm (Figura 2).

Fig. 2: Distribución radial de la eficiencia de formación estelar - definida como la razón entre la tasa de formación estelar y la densidad superficial molecular - de las regiones observadas.  Los puntos negros ilustran a los complejos moleculares y nubes gigantes localizados en los brazos espirales, mientras que los puntos rojos identifican aquellas estructuras ubicadas en las regiones de mayor eficiencia de formación estelar (regiones 6, 7 y 11 en Figura 1).  Las circunferencias muestran a las estructuras ubicadas entre los brazos espirales.

Además, encontramos que éstas nubes están localizadas en dos regiones específicas de los brazos espirales. Una de ellas muestra un fuerte gradiente de velocidad, sugiriendo que ésta región de alta eficiencia de formación estelar pudo ser el resultado de una convergencia de flujos reciente.

Las propiedades de las GMCs de esta galaxia siguen relaciones similares a las encontradas en estudios en otras galaxias. Además, la relación entre masa virial y luminosidad de la linea CO(1-0) muestra que nuestra elección de el factor de conversión Xco (factor usado para convertir luminosidad en masa para observaciones de la molécula CO) es consistente con el valor encontrado en la Vía Láctea. Finalmente, aunque la eficiencia de formación estelar no está correlacionada con el radio galactocéntrico, hemos encontrado regiones donde la eficiencia de la formación estelar muestra valores máximos, las cuales hemos sugerido que pueden ser el resultado de convergencia de flujos recientes en el disco galáctico.

"Giant Molecular Clouds and Star Formation in the Non-grand Design Spiral Galaxy NGC 6946"
D. Rebolledo, et al.
ApJ 757, 155 (2012) - ArXiv:1208.5499

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Paula Jofré: Las primeras estrellas de la Via Láctea

Paula Jofré es Licenciada en Astronomia de la PUC. Fue becada por la International Max Plank Research School (IMPRS) y en Diciembre de 2010 obtuvo su doctorado en el MPA en Garching, Alemania. Su primer postdoc lo realizó en el Observatorio de Bordeaux, Francia y ahora está comenzando su segundo postdoc en el Institute of Astronomy, University of Cambridge. Si quieres saber más de su experiencia e intereses, que incluyen desde estudios de la Galaxia usando grandes muestras de estrellas hasta la compatibilidad de la carrera científica con la familia, contáctala en pjofre at ast dot cam dot ac dot uk.

Este trabajo intenta responder a lo que fue la "pregunta científica" de mi tesis de doctorado: "Cual es la edad de las estrellas del halo de la Vía Láctea?" Si bien las estrellas del halo corresponden a menos de un 1% del total de la Galaxia, son las más viejas y por tanto nos dan información de sus orígenes. Determinar edades es una tarea difícil, ya que ciertos aspectos de los modelos de evolución estelar son muy poco entendidos y no es posible restringirlos cuando los observables tienen errores muy grandes. Las estrellas del halo son lejanas y débiles, lo que hace que sus brillos intrínsecos - o indicadores de  distancias  - no sean conocidos, y, por lo tanto, las edades tampoco. Determinar con precisión la edad de estas primeras y distantes estrellas de la Galaxia de una manera individual es casi imposible.

En el trabajo de mi doctorado tomamos ventaja de los actuales grandes catálogos de estrellas, en particular del Sloan Digital Sky Survey (SDSS), que contiene cientos de miles de estrellas del halo, y determinamos edades de manera estadística, considerando poblaciones estelares. Encontré que el halo está compuesto principalmente de una población dominante, donde estas estrellas son viejas y se formaron  durante el tiempo que la Galaxia estaba colapsando, junto con los primeros cúmulos globulares. Logré también identificar una minoría de estrellas que parecen mas jóvenes, confirmando que algunas vienen de pequeñas galaxias y fueron atraídas por la Vía Láctea después de su formación.

Finalmente, este trabajo permitió estudiar el mecanismo de difusión atómica de helio en los modelos de evolución estelar. Este mecanismo consiste en que el helio tiende a hundirse hacia el centro de la estrella debido a que su peso es mayor que el de hidrógeno, desplazando a este último fuera del núcleo. Esto deja a la estrella con menos combustible y por tanto con menor tiempo en la secuencia principal. Usando modelos de evolución sin difusión atómica, las edades de las estrellas del halo resultan mayores que la edad del Universo. Este ultimo resultado es un argumento fuerte a favor de difusión atómica, un mecanismo cuyo efecto en el interior de estrellas viejas es fuente de debate.

Fig. 1: Diagrama de edad-metalicidad de la población dominante en las estrellas del halo obtenidas con el SDSS. En el  panel A,  la línea negra continua muestra el resultado obtenido con modelos evolutivos sin difusión, mientras que la línea roja discreta muestra el resultado obtenido considerando difusión. El panel B muestra la diferencia de edad como función de la metalicidad entre resultados obtenidos con y sin difusión atómica.

La figura resume el trabajo con un diagrama de edad-metalicidad de la población dominante en las estrellas del halo. En el Panel A podemos ver que la diferencia de los modelos de evolución con (linea roja) y sin (linea negra) difusión atómica es de aproximadamente 4 Gyr (10⁹ años), independiente de la metalicidad, y tampoco hay un gradiente notable en la edad como función de la metalicidad, sugiriendo que en los comienzos de la Galaxia hubo una historia de formación estelar  muy rápida. Finalmente, la relación de edad-metalicidad para el caso no difusivo entrega edades entre 16-18 Gyr, que es imposible dado que el Universo tiene solamente 13.7 Gyr. Concluimos con que la mayoría de las estrellas del halo nacieron 10-12 Gyr atrás. 

"The age of the Milky Way halo stars from the Sloan Digital Sky Survey"

P. Jofre & A. Weiss

A&A 533, A59 (2011) - ArXiv:1105.2022

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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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Carlos Contreras Velásquez: Tasa de Formacion de Grandes Estructuras hasta redshift z=0.8 en el Survey de Galaxias WiggleZ

Carlos Contreras Velásquez es actualmente postdoc en Aarhus University, Dinamarca. Previamente obtuvo su grado de Licenciado en Astronomía en la Pontificia Universidad Católica y su Doctorado en Swinburne University en Melbourne, Australia. Sus intereses se centran en Cosmología, Estructuras de Gran Escala y Supernovas. Puedes contactarlo en carlos dot astro at gmail dot com

La evolucion de la distribución de las galaxias en el Universo proporciona información sobre sus condiciones iniciales y los procesos físicos que han moldeado su forma actual. La formación de grandes estructuras (cúmulos y super cumulos) está finamente sintonizada por los efectos de la Gravedad (colapso) y la Energía Oscura (expansión). En este contexto, conocer la tasa de formación de grandes estructuras agrega condiciones adicionales que una teoria gravitatoria debe cumplir, ya que no sólo debe dar cuenta de la expansión acelerada sino también de la formación de estructura en el tiempo. Además la naturaleza de la Energia Oscura esta íntimamente ligada al resultado de este test, ya que un cambio en la teoría gravitatoria llevaría a una re-evaluación de la naturaleza de la energía oscura, incluso de su mera existencia.

El primer paso de un experimento tal es obtener un catálogo de redshifts de galaxias de volumen cosmológico que permita hacer mediciones estadísticas de su distribución espacial a gran escala. Nuestro catálogo, el WiggleZ survey, fue el primero en mapear galaxias azules hasta redshift 1.1 en un volumen cosmológico. Luego trasforma los redshifts en distancias usando el modelo cosmológico a testear.

Fig 1: Izquierda: La correlación de 2 puntos de las galaxias WiggleZ ξ(σ,π) a redshift z=0.6. Derecha: Valores para la tasa de crecimiento como función de redshift; puntos rojos corresponden a resultados de este trabajo, los puntos verdes provienen de un análisis independiente de los mismos datos usando el espectro de potencia de la distribución de galaxias y pentágonos negros indican resultados de otros surveys (click para ampliar).

El segundo paso es medir la función de autocorrelación bidimensional del catálogo ξ(σ,π) en la dirección transversal y paralela (σ,π) a la línea de visión, para secciones de distinto redshift (distintas épocas en la vida del Universo). Si los redshifts fueran puramente cosmológicos, usando un modelo cosmológico aproximadamente correcto, el resultado seria una función ξ(σ,π) con simetría esférica. Pero en la práctica, las velocidades peculiares de las galaxias (provocadas por la presencia de las grandes estructuras), distorsionan la forma de la función ξ(σ,π) del catalogo, imprimiéndole un patrón característico (ver Figura 1, izquierda) que puede ser modelado y del cual se puede obtener la tasa de formación de estructura ademas de otros parámetros.

El tercer paso es ajustar un modelo a ξ(σ,π) conteniendo parámetros consistentes con la cosmología inicial, y la tasa de formación de estructura.

En este artículo medimos ξ(σ,π) en 200.000 galaxias del WiggleZ survey, en 4 secciones de distinto redshift z = [0.2, 0.4, 0.6, 0.76], ajustamos el ‘modelo de Kaiser’ para la distorsión por las velocidades peculiares, y obtenemos valores para la tasa de crecimiento de estructura. Los resultados se muestran en la Figura 1 (derecha), donde aparecen ademas las curvas de valores teóricos predichos por la Cosmología Standard, y mediciones de otros Surveys.

Los resultados del WiggleZ dan cuenta por primera vez de la tasa de formación de estructura para una serie de intervalos desde aproximadamente la mitad de la vida del Universo, y sus resultados son consistentes con la Gravedad descrita por la teoría de la Relatividad General, con la Energía Oscura siendo una constante cosmológica. Ademas WiggleZ usa galaxias azules (con formación estelar) como trazador de la distribución de la materia, lo que implica que sus resultados son independientes de otros surveys, con los cuales se puede combinar para mejorar las mediciones.

"The WiggleZ Dark Energy Survey: measuring the cosmic growth rate with the two-point galaxy correlation function"
C. Contreras V., et al.
MNRAS 430, 924 (2013) - ArXiv:1302.5178

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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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Nicola Astudillo-Defru: Detección de Calcio y otros elementos en la atmósfera del exoplaneta HD 209548b

Nicola Astudillo-Defru es estudiante de doctorado en el Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble, Francia, con X. Delfosse y X. Bonfils. Nicola se graduó de Licenciado y Master en Astronomía en la Universidad de Chile, trabajando con Patricio Rojo. Si quieres saber más de sus temas de investigación, que incluyen detección y caracterización de exoplanetas puedes contactarlo en astrodillo at gmail dot com

Descubiertos por primera vez mediante el método de velocidades radiales hace dos décadas, al día de hoy se han confirmado más de mil planetas en otros sistemas estelares, o exoplanetas. Adicionalmente, se deseaba encontrar aquellos que, en nuestra linea de visión, transiten frente a su estrella, pues en esa configuración se puede estudiar la atmósfera de éstos planetas, si es que tienen. Transcurridos siete años del descubrimiento del primer exoplaneta, se detectó la presencia de una atmósfera exoplanetaria.

Para detectar atmósferas de exoplanetas, tradicionalmente se analizan regiones espectrales donde múltiples modelos atmosféricos predicen fuertes transiciones de ciertos elementos, como por ejemplo el doblete del Sodio en el óptico. En este artículo hicimos una búsqueda "a ciegas", esto es, buscamos posibles evidencias en todo el rango espectral de datos públicos procedentes del High Dispersion Spectrograph montado en el Subaru Telescope del NOAJ. Estos datos fueron tomados con un telescopio terrestre, por lo que hubo que hacer correcciones a los datos para que variaciones en los espectros producidas por la atmósfera de la Tierra nos afecten lo menos posible. Para ello usamos una corrección que previamente no se había aplicado en este contexto, que fue buscar correlaciones entre la masa de aire a la que se tomaron los datos y la solución de la ecuación de transferencia radiativa para absorciones. Con este método logramos reproducir la detección de Sodio que ya se había hecho en estos datos.

Figura: Absorción del calcio a 6162.27 Å usando tres anchos de banda proporcionales al ancho de la linea estelar (voigtian width). Las barras de error representan la desviación estándar de las distribuciones del análisis bootstrap. Además de las absorciones, se observa que a menor el ancho de banda mayor es la absorción, que es de esperar al acceder a distintas alturas en la atmósfera del exoplaneta.

Se analizaron, de forma automática, unas 2200 transiciones de distintas especies atómicas donde se buscan pequeñas diferencias (absorciones a ciertas longitudes de onda) entre datos tomados mientras el exoplaneta transitaba (datos IN) y cuando no lo hacia (datos OUT). De este análisis dos lineas espectrales de calcio mostraron claras absorciones en distintos anchos de banda y que son atribuibles a la atmósfera de este exoplaneta, mientras que el escandio y el hidrógenos mostraron absorciones cuya explicación no es tan evidente. Es la primera vez que se encuentran evidencias de Calcio en la atmósfera de un exoplaneta, posiblemente la primera vez que en este exoplaneta se encuentra Escandio y se confirma la presencia se Hidrógeno. De confirmarse las detecciones de Calcio y/o Escandio, no solo se conocerá un poco mejor la composición de esta atmósfera, si no que esto permite constreñir la física que describen estas atmósferas mediante modelos.

"Ground-based detection of calcium and possibly scandium and hydrogen in the atmosphere of HD 209458b"

N. Astudillo-Defru & P. Rojo

A&A 557, A56 (2013), ArXiv:1306.5475

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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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Raúl Angulo: Simulaciones computacionales de universos dominados por materia oscura tibia

Raúl Angulo es investigador del Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón, en Teruel, España. Raúl obtuvo su licenciatura en la Universidad Católica de Chile, y su doctorado en la Universidad de Durham, Inglaterra, en 2008. Luego, realizó estancias postdoctorales en el Instituto Max Planck de Astrofísica en Alemania, y en la Universidad de Stanford en EEUU. Puedes contactarlo en rangulo at cefca dot es.

En la cosmología estándar, el principal componente gravitatorio en el Universo es la materia oscura -- una hipotética partícula elemental aún no descubierta y que interacionaría principalmente sólo a través de la gravedad. Tradicionalmente, la materia oscura se ha considerado 'fría' (CDM por sus siglas en inglés), es decir, con una velocidad termal cero en el universo temprano.

Sin embargo, la materia oscura también puede ser 'tibia' (WDM por sus siglas en ingles). Con una velocidad termal no despreciable, el campo de perturbaciones en densidad primordiales es suavizado con WDM. En particular, mientras más caliente la materia oscura, más grande es la escala donde las perturbaciones desaparecen -- lo cual repercute en la formación de galaxias y otras estructuras en el Universo local. Recientemente, WDM ha recibido mucha atención en la comunidad cosmológica, pues podría solucionar varios problemas presentes en CDM relacionados con la cinemática, formación y abundancia de galaxias pequeñas.

Figura 1: Mapa de la densidad cósmica predicha en una simulación donde la materia oscura es considerada "tibia". Colores amarillos indican zonas con alta densidad, mientras que colores blancos indican aquellas zonas con baja densidad.

 Por esto nos gustaría poder entender en detalle la evolución del Universo cuando la materia oscura es tibia y entender las diferencias con respecto a CDM. La mejor forma de hacer esto es a través de simulaciones numéricas. Desafortunadamente, la mayoría de las simulaciones actuales no pueden describir con precisión la evolución de estructuras en WDM, pues los errores numéricos dominan sobre los efectos físicos. Esto es un problema que ha estado sin solución por más de 25 años!

 En este artículo, proponemos una nueva forma de atacar el problema de N-cuerpos, el cual demostramos soluciona los problemas de simulaciones de WDM, y por lo tanto nos permite entender mejor estructuras compuestas de WDM. El resultado se puede ver en la Fig.1, la cual muestra la densidad proyectada de materia oscura en una área de 80x160 Mpc. Aquí se puede ver, por ejemplo, que filamentos no están fragmentados como en las antiguas simulaciones. También se puede ver que no hay pequeños cúmulos tal como se espera en estos modelos.

Figura 2: Número de estructuras colapsadas ("halos") como función de su masa. Lineas de diferentes colores indican el resultado considerando diferentes definiciones de un halo.

Estas nuevas simulaciones nos permitieron, por primera vez, estudiar como la abundancia de 'halos' cambia entre escenarios donde la materia oscura es tibia o fría. El resultado se ve en la segunda figura: mientras que en CDM el número crece exponencialmente cuando miramos a masas más pequeñas, en WDM vemos que el número de halos decae exponencialmente por debajo de 10¹² masas solares. Esto es consecuencia de la velocidad termal mencionada anteriormente, y se espera que impacte en muchas propiedades observables de nuestro universo. Simulaciones como estas nos darán en el futuro más información de como podemos estimar las propiedades de la materia oscura, uno de los pilares en nuestra concepción moderna del Universo.

"The warm dark matter halo mass function below the cut-off scale"
Raúl E. Angulo, O. Hahn & T. Abel, 2013
MNRAS 434, 3337 (2013) - ArXiv:1304.2406

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Bárbara Rojas-Ayala: Indicadores de Metalicidad y Temperatura en el espectro infrarrojo cercano de las enanas M

Bárbara Rojas-Ayala actualmente es postdoc en el Centro de Astrofísica de la Universidade do Porto, Portugal. Bárbara cursó su Licenciatura en Astronomía en la Universidad de Chile. En Enero del 2012 obtuvo su Doctorado en Cornell University e hizo su primer postdoc en el AMNH, en Nueva York. Más de ella puedes ver en su página web: http://www.barbararojasayala.com

Este artículo presenta métodos para estimar la temperatura efectiva y metalicidad de las enanas M basados en líneas de absorción presentes en la banda K, en infrarrojo. La metalicidad de las estrellas enanas M ha sido un problema difícil de atacar, ya que estas estrellas al ser pequeñas y no muy masivas, tienen atmósferas lo suficientemente frías como para permitir la formación de moléculas como TiO, CaH, VO en el óptico, y FeH y H2O en el infrarrojo cercano. Esto no permite la utilización de los métodos ocupados en las estrellas F, G y K para estimar la metalicidad de las enanas M. 

Demostramos que las líneas de NaI y CaI y la deformación del espectro de enanas M debido a las moléculas de H2O pueden ser utilizados para estimar las metalicidades de estas estrellas. Nuestras calibraciones reproducen las correlaciones esperadas con los movimientos espaciales galácticos de 133 de las enanas M cercanas, y con la intensidad de sus líneas de emisión de H-alpha.

Fig. 1: La intensidad del ancho equivalente de las líneas de NaI y CaI  permiten discriminar entre las estrellas con metalicidades [M/H] menores que la del sol (puntos azules) y las con [M/H] mayores que la del sol (puntos rojos). Las líneas punteadas representan las líneas de isometalicidad obtenidas con nuestra calibración. Las estrellas con planetas en este trabajo están representadas por estrellas negras, y todas, salvo dos, tienen metalicidades mayores que la solar. 

La metalicidad de las estrellas juega un rol importante en la formación de planetas y con nuestras calibraciones verificamos para las enanas M los resultados empíricos obtenidos en las estrellas F, G, y K, donde las estrellas con Júpiters tienden a ser más ricas en metales, que las estrellas con sólo Neptunos o súper-Tierras. 

Estas calibraciones de metalicidad y temperatura también han sido utilizadas para obtener los tamaños y las zonas de habitabilidad de las enanas M con posibles planetas detectados por el telescopio Kepler, lo que nos permite caracterizar mejor sus planetas.

"Metallicity and Temperature Indicators in M Dwarf K-band Spectra: Testing New and Updated Calibrations with Observations of 133 Solar Neighborhood M Dwarfs"

Bárbara Rojas-Ayala, Kevin R. Covey, Philip S. Muirhead, and James P. Lloyd, 2012

ApJ 748, 93 (2012) - ArXiv:1112.4567

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Felipe Marín: Determinando la evolución de la estructura a gran escala usando la correlación de 3-puntos del WiggleZ survey

Felipe Marín es postdoc en Swinburne University, en Melbourne, Australia. Felipe hizo su Licenciatura en Astronomía en la Universidad de Chile, y en Junio del 2010 obtuvo su Doctorado en la Universidad de Chicago. Lo puedes contactar en fmarin at astro dot swin dot edu dot au

En este artículo estudio la estadística de la distribución espacial de galaxias del WiggleZ Dark Energy Survey. Este muestreo obtiene espectros de  200.000 galaxias a un redshift medio z=0.6 (distancia co-móvil: 2200 Mpc). Usando las líneas de emisión de estas galaxias se obtiene su redshift cosmológico, que es un indicador de distancia y así se crea un mapa tri-dimensional de la estructura a gran escala. 

En mi caso he medido la  ‘correlación de tres puntos’ (3PCF). La 3PCF mide la probabilidad de encontrar tres galaxias formando un triángulo de una escala y forma dada. En la parte izquierda de la figura de abajo muestro, en símbolos azules, la 3PCF de las galaxias de WiggleZ en configuraciones donde el segundo lado del triángulo es el doble del primero, como función del ángulo entre estos dos lados, ϑ (theta).

La 3PCF (reducida) de las galaxias WiggleZ (símbolos azules), en la muestra de galaxias a z=0.55 y de la materia total (incluyendo materia oscura) en una simulación de N-cuerpos (línea negra). En rojo muestro el modelo de 'bias' que conecta la 3PCF de la materia con la de las galaxias WiggleZ. En todos los sub-gráficos muestro la 3PCF para triángulos con dos lados fijos, y en función de theta que da el tercer lado.

Se puede ver que la 3PCF como función de theta tiene forma de U: significa que es posible encontrar más triángulos (correlacionados) en configuraciones  colapsadas o casi elongados, que es una consecuencia de la concentración de galaxias y materia en filamentos, en la ‘cosmic web’.  

La 3PCF sirve para discriminar diferentes modelos de formación de estructura a escalas cosmológicas. Utilizando un modelo que relaciona la densidad de materia total con la densidad de galaxias mido como las estructuras evolucionan con el tiempo. Encuentro que ésta concuerda con las predicciones del modelo Lambda-CDM  estándar de evolución cosmológica.

"The WiggleZ Dark Energy Survey: constraining galaxy bias and cosmic growth with 3-point correlation functions."
Felipe Marín et al., 2013
MNRAS 232, 2654 (2013) - arXiv:1303.6644
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Luis Chavarría: Agua en Regiones de Formacion de Estrellas Masivas con HIFI

Luis Chavarría actualmente es postdoc en el Centro de Astrobiologia en Madrid. El obtuvo su doctorado en la Universidad de Chile en el año 2009.

En este articulo estudio la emisión de la molécula de agua en la region de formacion de estrellas masivas W3-IRS5. Los perfiles de las lineas de agua muestran que esta es excitada o absorvida en tres regiones distintas: outflow, envoltorio caliente o interno y envoltorio frio o externo.  A traves de un modelo simple en 1D, muestro que es posible reproducir las principales características de las lineas de agua. De esta manera, podemos estimar su abundancia con respecto al Hidrogeno y estudiar la dinámica del gas en este tipo de regiones.

Link al articulo.

"Water in massive star-forming regions: HIFI observations of W3 IRS5"
L. Chavarria et al., 2010.

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