 |
Introducción
Fluctuaciones de Brillo Superficial
Resultados
Los Cúmulos Globulares (CG) están compuestos típicamente por un enjambre de 100.000 a 1.000.000 estrellas, distribuidas con simetría esférica y ocupando, aproximadamente, unos pocos parsecs. En la figura 1 podemos ver estas propiedades en el CG NGC6093, uno de los CG más densos de nuestra Vía Láctea. Los CG son viejos, aunque se pueden ver algunos objetos jóvenes similares a los CG en fusiones de galaxias (mergers). Su metalicidad puede variar entre [Fe/H] = -2.5 dex y [Fe/H] > 0.5 dex. Como objetos individuales, constituyen laboratorios aislados en los que estudiar evolución estelar, ya que están formados por estrellas de la misma edad y muy diferentes masas, y situadas a la misma distancia.
Figura 1: Imagen del CG NGC6093.
El importante papel que los CG desempeñan en diferentes areas de la astronomía no es reciente. Un ejemplo histórico es el estudio los CG de la Vía Láctea para determinar el tamaño y la forma de nuestra galaxia, que culminó con el debate entre Shapley y Curtis en 1920. Más tarde, en los años 40, Baade inició el estudio de las poblaciones estelares, notando la distinción entre estrellas de Población I, como las de la vecindad solar, y estrellas de Población II, como las presentes en los CG. El trabajo observacional sobre poblaciones estelares y el estudio de los diagramas Color-Magnitud de los CG condujo a grandes avances en las teorías de evolución estelar. A principios de los 70 se observaron CG en otras muchas galaxias, ademas de la nuestra, y empezó a estar claro que todas las galaxias brillantes y muchas galaxias enanas tienen Sistemas de Cúmulos Globulares (SCG). Nosotros nos referimos a un SGC como la totalidad de los CG presentes en una galaxia. Actualmente sabemos que los CG se encuentran entre los objetos más antiguos del Universo, por esta razón se espera que guarden información sobre los procesos de formación y evolución de las galaxias. Nuestro objetivo al estudiar los SCG es, por tanto, extraer la memoria del sistema. Si sabemos cuándo se formaron los CG y si constituyeron un evento único o múltiple, entonces conoceremos la historia de formación estelar de la galaxia a la que pertenecen. En este sentido, el estudio de los SCG ha permitido, por ejemplo, determinar la presencia de dos o más periodos de formación estelar en galaxias elípticas gigantes. Por otra parte, el número total de CG por unidad de luminosidad de la galaxia que los contiene, nos da cuenta de la eficiencia de esa galaxia formando y manteniendo sus CG. A principios de los 80 se pensaba que todas las galaxias habrían formado sus CG con, aproximadamente, la misma eficiencia. Sin embargo, las observaciones más recientes demuestran todo lo contrario. ¿Por qué hay galaxias que han formado CG de manera mucho más eficiente que otras de similares características?. Este es el conocido problema de la Frecuencia Específica. Actualmente no hay una teoria completamente satisfactoria capaz de contestar a esta pregunta. La solución a este enigma llegará cuando conozcamos con detalle los procesos de formación y la posterior evolución de las galaxias.
Fluctuaciones de Brillo Superficial:
En este proyecto pretendemos observar SCG en Galaxias elípticas pertenecientes al cúmulo de galaxias de Coma (ver figura 2), situado a unos 100 Mpc. Para observar estos CG directamente son necesarios telescopios de gran resolución, como el telescopio espacial Hubble, o bien tendremos que utilizar una técnica alternativa más potente que nos permita deducir las propiedades de estos SCG sin necesidad de observarlos directamente: Las Fluctuaciones de Brillo Superficial.
Figura 2: Imagen de la región central del cúmulo de galaxias de Coma tomada con el telescopio INT (La Palma), de 2.5 m.
La técnica del análisis de las Fluctuaciones de Brillo Superficial (FBS) fue introducida por Tonry y Scheider en 1988. Ellos desarrollaron esta herramienta con la finalidad de medir distancias. Midiendo las FBS producidas por la población estelar de la galaxia y, comparando con modelos sintéticos, podín estimar con precisión distancias de hasta 80 Mpc. Dándole la vuelta al análisis, si se supone conocida la distancia a la que se encuentra una galaxia, se pueden deducir propiedades de la población estelar que la compone, como la edad y la metalicidad. En todos estos casos, se resuelven la mayoría de los CG, y los que no podemos resolver, contribuyen con una perturbación corregible a las FBS producidas por la población estelar. Sin embargo, para mayores distancias, la señal producida por los CG no resueltos se vuelve dominante y es la población estelar la que contribuye como pertubación. Asíi que las FBS nos permiten estudiar algunas propiedades de los SCG de galaxias situadas incluso más lejos de 100 Mpc. Para observar estos CG directamante hacen falta telescopios de gran resolución, como el telescopio espacial Hubble, y elevados tiempos de integración. Sin embargo, las FBS nos van a permitir deducir algunas de las características de estos SCG con un telescopio mediano basado en tierra y moderados tiempos de integración.
En la figura 3 se puede ver el ajuste que hemos hecho de las FBS en distintas regiones de la galaxia NGC4874. Los puntos corresponden a las FBS de la imagen, y el trazo contínuo es nuestro ajuste teórico.
Figura 3: Ajuste de las FBS en NGC4874.
En la figura 4representamos gráficamente la distribución espacial del SCG de NGC4874 que hemos obtenido mediante el análisis de las FBS y con el telescopio de 2.5 metros INT (La Palma). También aparecen los resultados obtenidos por Harris y colaboradores en 1999. Es de notar que el estudio de Harris está hecho con el telescopio espacial Hubble y elevados tiempos de integración (20940 segundos en V y 8720 segundos en I). Ambos estudios nos conducen a los mismos resultados, lo que muestra la potencialidad del método de las FBS para este tipo de trabajos. Además, hay que tener en cuenta que con el gran campo del telescopio INT podemos observar varias galaxias de una vez, con lo que el ahorro de tiempo se multiplica. Con una hora de observación en el INT podemos estudiar varias galaxias, tantas más cuanto más cerca del centro del cúmulo de Coma nos encontremos.
Figura 4: Distribución radial del SCG en NGC4874.
El número total de CG que hemos obtenido en nuestro estudio es de 12000 CG. Si extrapolamos a la región central no estudiada, el número total de CG de NGC4874 es 14000. El número de CG total observado por Harris es de 9200, ligeramente inferior al nuestro. Sin embargo, hay que notar que el campo del Hubble sólo se extiende hasta 130 segundos de arco del centro de NGC4874, y a esas distancias aún hay CG pertenecientes a la galaxia. Según nuestros resultados, el SCG de NGC4874 se extiende hasta distancias galactocéntricas de 205 segundos de arco. Como se puede apreciar en la figura 4, el telescopio espacial, al tener mayor resolución, permite definir mejor la región central del SCG, mientras que el telescopio INT tiene la ventaja de poseer más campo, por lo que con él es posible estudiar el halo del SCG.
Como principal conclusión de este estudio preliminar, es de señalar
la tremenda potencia que esta técnica tiene para estudiar SCG extragalácticos.
Las FBS nos han permitido estudiar con relativo detalle las propiedades
del SCG de NGC4874 utilizando un telescopio terrestre mediano y tiempos
de integraci\'on de una hora. Las técnicas de fotometría
tradicionales necesitan muchas horas de integración en el telescopio
Hubble para llegar a resultados similares. Para este tipo de estudios,
trabajar con el telescopio INT y la WFC tienen un gran número de
ventajas. En primer lugar, son suficientes tiempos de integración
de una hora para poder aplicar satisfactoriamente la técnica de
las FBS. Además, la gran ventaja del INT frente a otros telescopios,
incluido en particular el Hubble, es su gran campo. El INT y la WFC nos
permiten observar completamente el halo externo de cada galaxia. El estudio
del halo de cada galaxia es crucial en este análisis, ya que, aunque
la densidad de CG es baja en esta región, el halo se extiende hasta
grandes distancias del centro galáctico, con lo que el número
total de CG presentes en el halo es una importante fracción del
total de la galaxia. Como se ha visto, el telescopio Hubble tiene un campo
limitado y no permite analizar el halo de NGC4874, esto conduce a diferencias
en los resultados sobre el número total de CG: Harris y colaboradores
obtienen un 30% menos CG que lo que se deduce con el INT y las FBS. Otra
gran ventaja de trabajar con el INT y la WFC es que, si observamos un cúmulo
de galaxias como el de Coma, podremos estudiar varias galaxias en cada
imagen tomada, con lo que el ahorro de tiempo de telescopio se multiplica.
Si tienes alguna duda o curiosidad, no dudes en mandarme un e-mail.