Timing the formation of massive bulgeless galaxies

Abstract

Desde sus orígenes, la humanidad se ha maravillado por su entorno, a menudo indagando en el funcionamiento del mismo. No solo el entorno cercano, sino también el cielo. La posición de las estrellas en el firmamento, el periodo de los cuerpos celestes o la sucesión de eventos como los eclipses han sido algunos de los fenómenos que han estimulado las mentes de nuestros ancestros a lo largo de nuestra historia para acercar aquello que está lejos. Este acercamiento sería especialmente notable tras la fabricación de los primeros telescopios en el siglo XVII, lo que permitiría, entre otras cosas, observar con mayor detalle la Vía Láctea y comenzar a forjar así el concepto de galaxia que conocemos hoy en día, abriendo en la década de 1920 el debate sobre la posible existencia de otras galaxias además de la nuestra. Fue Hubble quien, tras estudiar M31 (Andrómeda) en 1923, concluyó que esta no era una nebulosa contenida en la Vía Láctea, sino que se trataba de un objeto externo a la misma: otra galaxia. Tres años después, Hubble clasificaría las galaxias regulares en dos grupos principales: elípticas y espirales, cada una de ellas con sus respectivos subtipos. Mientras que las elípticas son clasificadas según su elipticidad (la relación entre los semiejes mayor y menor de su forma elíptica proyectada en el cielo), las galaxias espirales son clasificadas por la apertura de sus brazos o la presencia de una barra o bulbo central. Los bulbos son estructuras dominadas por movimientos aleatorios, las cuales se pueden encontrar localizadas en la parte central de las galaxias de disco. Se clasifican en clásicos y de tipo disco. Los primeros se caracterizan por ser más redondos que el disco que les rodea en la galaxia, con su cinemática dominada por movimientos aleatorios que a menudo satisfacen la ecuación del plano (Bender et al. 1992; Falcón-Barroso et al. 2002; Aguerri et al. 2005) y por estar compuestos por poblaciones estelares viejas, sin formación estelar reciente. Los bulbos de tipo disco tienen una estructura más plana y su cinemática está dominada por la rotación del disco que lo rodea, clasificándose como ‘outliers’ de baja dispersión de velocidades (σ) de la relación de Faber-Jackson (Faber and Jackson, 1976). Los escenarios de formación y evolución de los bulbos son variados (Eggen et al. 1962; Zavala et al. 2012; Noguchi 1999; Immeli et al. 2004; Ceverino et al. 2015, entre otros). Todos ellos implican la formación de los bulbos a través de nubes masivas de gas, pero el rol de estas en dicho proceso es aún incierto. En general, no se conoce con exactitud la formación de los bulbos ni de las galaxias. El modelo más apoyado actualmente para explicar la formación de las galaxias es Λ Cold Dark Matter (ΛCDM), el cual hace uso de la Teoría General de la Relatividad y asume la existencia de materia oscura fría. Se trata de materia que no ha sido observada, pero que se necesita para explicar fenómenos presentes en el universo, como las variaciones en el fondo cósmico de microondas (CMB) o las curvas de rotación de las galaxias. Se cree que las galaxias se encuentran imbuidas en halos de materia oscura de dimensiones mucho mayores que las que ocupa su materia visible. Si bien ΛCDM consigue explicar algunos aspectos observables del universo, este predice la formación de galaxias a través de procesos de colapso de halos de materia oscura, lo cual conduce a una gran abundancia de galaxias elípticas. No obstante, las observaciones muestran una sobreabundancia de galaxias espirales respecto a esta predicción del modelo. Aunque existen estudios previos de galaxias de tipo espiral con bulbo pequeño (Karachentsev, 1989; Kormendy et al., 2010; Méndez-Abreu et al., 2017), no se ha hecho un estudio en detalle con una gran muestra de este tipo de galaxias. Un proyecto activo que trabaja en esta dirección es Bulgeless Evolution And the Rise of Disks (BEARD), para el cual un total de 66 galaxias masivas, espirales, sin bulbo y en el universo cercano han sido seleccionadas. Este trabajo hace uso de las observaciones de dicho proyecto que han empleado la técnica espectroscópica de rendija, las cuales suponen 33 galaxias del total en la fecha de entrega de este documento. Para cada una de las galaxias de la muestra, se ha estudiado su espectro a distintos radios. Se ha llevado a cabo un proceso de bineado, donde se ha establecido un límite inferior en la señal-ruido (S/N) obtenida, con el fin de obtener resultados fiables en todos los radios estudiados. Por otra parte, se ha integrado el bulbo de aquellas galaxias que poseen dicha estructura, haciendo uso de la descomposición fotométrica realizada por Zarattini et al. (in prep), de la cual se ha obtenido el radio dentro del cual la luz del bulbo domina: rbd. Para las galaxias sin bulbo, se ha tomado el espectro central. Tanto para los bines como para los bulbos/centros, se ha exigido una S/N mínima de 30 para ser analizados. A cada uno de los espectros resultantes se les ha aplicado el algoritmo Penalized PiXel-Fitting (pPXF), desarrollado por Cappellari (2002), con la finalidad de obtener información sobre la cinemática y las poblaciones estelares. Dicho algoritmo ajusta el espectro dado a los modelos elegidos. En nuestro trabajo se han seleccionado los modelos desarrollados por Vazdekis et al. (2015), a partir de los datos de MILES (Sánchez-Blázquez et al., 2006). Estos modelos presentan un amplio rango de edades y metalicidades, además de dos valores distintos de [α/Fe], parámetro que permite medir la duración de los procesos de formación estelar ocurridos en las galaxias y es inversamente proporcional a la misma. Estos modelos son novedosos en cuanto que utilizan este último parámetro como una variable, pues muchos trabajos actuales hacen usos de modelos con un único valor del mismo. Si bien se ha obtenido información tanto para el bulbo de las galaxias de la muestra (o centro, para aquellas sin bulbo) como para distintos radios, el análisis de resultados se ha centrado en el estudio de los primeros. Esto se ha decidido así debido a las limitaciones tanto del espacio de la memoria como del tiempo de realización del TFM. Pese a ello, el estudio de los bulbos por sí mismo amerita un trabajo de esta categoría. Los resultados de la muestra han sido divididos en distintos subgrupos: galaxias con bulbo, galaxias sin bulbo, galaxias con barra (todas ellas con bulbo) y NGC1087 (pues se trata de una galaxia con un centro complejo). Esto se ha hecho con el objetivo de detectar tendencias o desviaciones de las mismas para los distintos grupos. Se ha encontrado que las galaxias barradas parecen tener una dispersión de velocidades a lo largo de la línea de visión más baja que el resto de la muestra, pudiendo ser esto un indicador de la presencia de bulbos de tipo disco. En su mayoría, las galaxias con bulbo simple muestran una formación estelar rápida (es decir, con valores altos de [α/Fe]) de sus poblaciones más viejas, seguida por una formación más extendida en el tiempo (bajo [α/Fe]), a menudo producida hace menos de ∼ 8 Gyr. Por lo general, las poblaciones de toda la muestra tienden a valores por encima de la metalicidad solar. Parece haberse encontrado una relación directamente proporcional entre la masa del bulbo y la duración de los procesos de formación estelar para los bulbos más masivos de la muestra (contrario a lo ocurrido para galaxias elípticas, ver Fig. 4 de Thomas and Davies 2006), si bien este resultado no es concluyente al verse limitado el rango de masa de los bulbos por emplear la muestra de BEARD. Con el fin de corroborar nuestros resultados, se han comparado estos a los de CALIFA DR3 (Sánchez et al., 2016) y a los trabajos de Morelli et al. (2008, 2016), encontrándose que son coherentes con los de este estudio. No se han visto tendencias para los subtipos de la muestra total. No obstante, es posible que el estudio en profundidad de los perfiles radiales arroje algo de luz a este respecto.