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Acaba de publicarse una nueva biografía estelar de la galaxia triangular

Título: Tesoro pancromático de Andrómeda de Hubble: la región del triángulo extendido (PHATTER) II. La reciente historia de formación estelar espacialmente resuelta de M33

Autores: Margaret Lazzarini, Benjamin F. Williams, Meredith J. Durbin, Julianne J. Dalcanton, Adam Smercina, Eric F. Bell, Yumi Choi, Andrew Dolphin, Karoline Gilbert, Puragra Guhathakurta, Erik Rosolowsky, Evan Skillman, O. Grace Telford, Daniel Weisz

Institución del primer autor: Instituto de Tecnología de California, 1200 E California Blvd., Pasadena, CA 91125, EE. UU.

Estado: Aceptado en el Astrophysical Journal, en prensa.

El equipo Panchromatic Hubble Andromeda Treasure (PHAT) ya ha logrado lo imposible. Dirigido por la profesora Julianne Dalcanton (¡Lee nuestra entrevista con ella de #AAS233 aquí!), PHAT ha revolucionado por completo la astronomía observacional al obtener imágenes de más de 117 millones de estrellas en el Galaxia de Andromedadisco de (M31). Imágenes M31 tomadas dos semanas de El Telescopio Espacial Hubble tiempo, un logro sin precedentes dado que muchos astrónomos observacionales tienen la suerte de tener incluso unas pocas horas preciosas en el Hubble.

Ahora el equipo PHAT está listo para la segunda ronda. Se trasladaron a la vecina Andrómeda y la tercera galaxia más masiva de nuestro grupo local: la galaxia triangularo M33. Y, por supuesto, este programa de observación no estaría completo sin un nuevo acrónimo pegadizo: el Pancromático Hubble Andrómeda Tesoro: región extendida del triángulo, Dónde «PADRE.” Estudiar M33, además de M31, es beneficioso porque M33 tenía cantidades más altas de formación de estrellas en general y, por lo tanto, puede proporcionar más información sobre un nuevo espacio de parámetros no explorado previamente en M31. M33 también tiene una densidad de superficie estelar más baja (menor relación estrella-superficie AKA), por lo que resolver estrellas individuales es mucho más fácil en M33 que en M31. El equipo de PHATTER generosamente ha puesto sus datos a disposición del público, proporcionando fotometría (es decir, el flujo medido de objetos astronómicos) para más de 22 millones de estrellas que cubren 38 kpc2 de M33.

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Este artículo, el segundo de la serie PHATTER (donde el primero describía observaciones y fotometría), midió la historia de formación estelar de M33. Medir la historia de formación de estrellas de una galaxia puede proporcionar información crucial sobre los fenómenos astrofísicos que dan forma a la formación de galaxias; por ejemplo, cómo cambia la estructura de una galaxia con el tiempo.

Históricamente, para medir las tasas de formación estelar de las galaxias, los astrónomos han utilizado dos métodos diferentes. El primer método consiste en estudiar la emisión UV de estrellas jóvenes masivas. Debido a que las estrellas jóvenes emiten principalmente en longitudes de onda ultravioleta, el flujo ultravioleta se utiliza a menudo como indicador de la formación estelar reciente durante los últimos 200 millones de años. El segundo método es estudiar emisión de H-alfaa Serie Balmer línea de emisión que ocurre cuando los electrones de hidrógeno pasan de su tercer a su segundo nivel de energía más bajo. La emisión de H-alfa a menudo indica que el hidrógeno está ionizado, generalmente por jóvenes oh estrellas. Por lo tanto, las trazas de emisión de H-alfa reciente formación estelar en los últimos 5 millones de años. Sin embargo, ambas técnicas están limitadas por el enfriamiento del polvo, que puede ser difícil de corregir.

Los autores de este artículo utilizan un tercer método innovador para medir la historia de la formación de estrellas, llamado «modelado basado en CMD». El principio básico de esta técnica es que si tiene fotometría de alta precisión, puede usar diagramas de amplitud de color (CMD, la versión del observador del diagrama de recursos humanos, donde en lugar de Brillo vs. Temperatura, tienes Magnitud vs. Color) para inferir las tasas de formación de estrellas a lo largo de la historia que habrían producido una determinada población observada. Por ejemplo, las estrellas más jóvenes pasan menos tiempo en un área dada del diagrama color-magnitud que las estrellas gigantes rojas más viejas. Otra ventaja útil de la técnica de modelado CMD es que se adapta simultáneamente a la extinción del polvo, a diferencia de los métodos UV/H-alfa.

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Para medir la historia de la formación de estrellas en contenedores en la cara de M33, los autores dividieron su fotometría en ~2000 regiones, cada una con un promedio de 4000 estrellas. Para medir la historia de la formación de estrellas, ajustan diagramas de magnitud de color en cada región utilizando el software MATCH, que encuentra la combinación de poblaciones estelares que mejor produce el diagrama de magnitud de color observado. Usando este software, los autores pudieron reconstruir la historia de formación estelar de M33 midiendo la tasa de formación estelar en cortes desde alrededor de 50 Myr, hasta hace 630 Myr. Si bien el método basado en CMD requiere fotometría de alta resolución, puede estudiar la tasa de formación de estrellas a lo largo de la historia, mientras que las técnicas UV/H-alfa solo miden reciente formación estelar.

Figura 2: Una galaxia espiral escamosa como M33 versus una galaxia espiral de diseño grande como M101. Las galaxias espirales esponjosas, o galaxias espirales «esponjosas», tienen brazos espirales menos definidos que las galaxias espirales de gran diseño. Crédito: NASA

La estructura de la M33

Una de las cosas para las que puede usar historias detalladas de formación de estrellas es para medir cómo ha cambiado la estructura estelar de una galaxia con el tiempo. M33 se ha caracterizado generalmente como un galaxia espiral escamosalo que significa que sus brazos espirales están menos definidos que los de un galaxia espiral de gran diseño como M101 (consulte la Figura 1 para ver una comparación de los dos). Sin embargo, al estudiar la tasa de formación estelar a través La historia de M33 (a diferencia de la formación estelar reciente), los autores pudieron reconstruir la evolución de la estructura espiral de M33 utilizando la tasa de formación estelar medida en intervalos de tiempo de aproximadamente 50 Myr. Descubrieron que, si bien M33 tiene una estructura espiral escamosa que se formó hace unos 79 millones de años, antes de eso, M33 tenía dos brazos espirales distintos. Brevemente, las poblaciones estelares más jóvenes (menos de 80 Myr) ocurren como una estructura espiral escamosa y las poblaciones estelares más viejas ocurren principalmente en dos brazos espirales separados. En la Figura 2 se puede ver claramente la separación entre estas dos poblaciones estelares. Los autores también detectan claramente una bar en M33, que tiene más de 79 millones de años, lo cual es importante porque ha habido mucho debate reciente en la literatura sobre si M33 tiene una barra. La detección de barras en galaxias tiene fuertes implicaciones para la historia de la formación de galaxias.; las varillas fuerzan una gran cantidad de gas hacia el centro de la galaxia, alimentando la formación de nuevas estrellas, creando protuberancias estelares centrales y alimentando agujeros negros masivos. En particular para M33, una pequeña barra podría explicar las discrepancias entre los modelos y las velocidades del gas observadas en el disco interior. Los autores sugieren que se realicen más modelos para explicar por qué las poblaciones estelares más jóvenes no se formaron en una barra, mientras que las poblaciones estelares más antiguas sí lo hicieron.

Figura 2: La estructura en espiral evoluciona claramente desde hace 79-631 millones de años hasta hace 0-79 millones de años, lo que indica una transición en la estructura en espiral de M33 hace aproximadamente 79 millones de años desde una estructura en espiral barrada de dos brazos (derecha) a la estructura en espiral más esponjosa que vemos hoy. . Figura 10 en papel.

Finalmente, los autores compararon su tasa general de formación estelar (que tiene unidades de M⊙/año y mide la masa total de estrellas añadidas a la galaxia cada año) con la medida por métodos convencionales que utilizan emisión UV y H-alfa. El autor descubrió que su valor medido era aproximadamente 1,6 veces mayor que la medición de UV/H-alfa, lo que indica que las mediciones de UV/H-alfa pueden no capturar la tasa completa de formación de estrellas de una galaxia. En el futuro, los autores planean ampliar este análisis centrándose en medir el gradiente de edad de los brazos y la barra espiral de M33.

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Crédito de la imagen destacada: NASA, editado por Abby Lee

Astrobite editado por Isabella Trierweiler

Acerca de Abby Lee

Soy estudiante de posgrado en UChicago, donde estudio escalas de distancia cósmica y voltaje de Hubble. Además de la astronomía, me gusta jugar al fútbol, ​​correr y aprender diseño de moda.