Determining the distance to galaxies using planetary nebulae

Abstract

Las observaciones son la forma principal de recolectar datos en astronomía, pero no toda la información es directamente accesible. La medición de algunas propiedades de las galaxias o estrellas, como la luminosidad intrínseca o el tamaño físico, depende de sus distancias. Por lo tanto, es fundamental para nuestra comprensión del Universo conocer tales distancias, pero su medición es una tarea delicada. Las distancias cósmicas abarcan muchas órdenes de magnitud, lo que impide el uso de una única técnica para su medición y en su lugar requiere una combinación de técnicas, conocida como la "escala de distancias cósmicas". Desafortunadamente, las incertidumbres en los diferentes peldaños de tal escalera pueden propagarse a técnicas que cubran los objetos más distantes (Freedman, 2021). Por lo tanto, es deseable encontrar técnicas que sean precisas y fácilmente aplicables a un gran número de objetos. Para galaxias cercanas, el extremo de la rama gigante roja (TRGB), las Cefeidas, las supernovas de Tipo Ia (SNe Ia) y las fluctuaciones en la luminosidad superficial (SBF) son algunas de las técnicas principales utilizadas para obtener distancias precisas, pero métodos redundantes son esenciales para verificar posibles diferencias sistemáticas. Otro método que puede lograr una precisión similar es la función de luminosidad de las nebulosas planetarias (PNLF). Las nebulosas planetarias se caracterizan por estar ionizadas por estrellas con masas entre 1 y 8 M⊙, durante su evolución desde la rama gigante asintótica hasta la fase de enana blanca. Estas PNe albergan estrellas centrales que emiten con una luminosidad que puede superar los 6000 L⊙, con aproximadamente el 12% de su luminosidad total emitida en la línea [O III] λ5007 Å. La [O III] λ5007 Å PNLF es una relación empírica que predice el número de PNe observadas basándose en su luminosidad. El punto cero M∗ , que se determina a partir de la luminosidad de las PNe más brillantes, desempeña un papel crucial en la determinación de distancias con la técnica de la PNLF, mucho más que la forma funcional de la PNLF. Para determinar este valor, se utilizan PNe en galaxias con distancias conocidas, de ahí que la PNLF sea considerada como una candela estándard secundaria. Los instrumentos avanzados de espectroscopía de unidad de campo integral (IFU), como el MultiUnit Spectroscopic Explorer (MUSE) en el Very Large Telescope (VLT), han revolucionado las mediciones de distancias basadas en PNLF al proporcionar una información espectral completa. MUSE ofrece una mayor sensibilidad, un ancho de banda más estrecho y la capacidad de discriminar entre varios tipos de objetos, facilitando que la técnica basada en la PNLF esté teniendo un renacimiento ya que la información espacial y espectral contenida en los cubos de datos ofrece muchas ventajas sobre la técnica clásica conocida como "narrow-band imaging". El objetivo del presente trabajo es la determinación de la distancia a la galaxia espiral NGC 628 mediante la estimación de la PNLF con datos de MUSE. Un reciente estudio por Roth et al. (2021) con datos de MUSE ha demostrado que el uso de la espectroscopía de campo integral permite obtener una precisión sin precedentes en la medición de distancias utilizando nebulosas planetarias. Además, su metodología permite alcanzar distancias de hasta 40 Mpc, el doble de lo que se había podido lograr con anterioridad. En este estudio se ha implementado tal metodología, en particular la técnica denominada Differential Emision Line Filtering (DELF) para la detección de objetos emisores en la línea prohibida de oxígeno [O III] λ5007 Å. La detección de PNe es difícil debido a la emisión del continuo de la galaxia en imágenes de banda ancha. La metodología DELF, para superar esta dificultad, se basa en una adaptación del enfoque tradicional con filtros de banda estrecha introducido por Jacoby (1989), y conocida como onband/off-band, la cual permite eliminar el brillo del continuo. Roth et al. (2021) refinó este método creando una acumulación (stack) de capas de datos centradas en la línea [O III] λ5007 Å, desplazada por el efecto Doppler según el corrimiento al rojo de la galaxia huésped, de tal forma que el ancho de banda efectivo se ve reducido, mejorando la relación señal-ruido en las detecciones de PNe. Además, el uso de IFU mejora la precisión de la fotometría de las PNe. La verificación de los objetos candidatos a PNe es crucial para evitar la contaminación de otros objetos, como regiones H II compactas, galaxias de fondo o remanentes de supernovas (SNR). No poder distinguir con precisión estos objetos puede distorsionar el límite brillante M∗ de la PNLF y subestimar la distancia a la galaxia. Para distinguir estos contaminantes de nuestra muestra inicial de 1009 objetos candidatos a PNe identificados en los mapas de [O III], se han medido también los flujos en las líneas de Hβ λ4861.33, Hα λ6562.82, [N II] λ6583.46, and [S II] λλ6716.44, 6730.81. NGC 628 muestra formación estelar en curso, lo que indica que la emisión de [O III] no se debe únicamente a PNe, sino también a regiones H II compactas y SNR. Por tanto, empleando diagnósticos basados en estas líneas de emisión este estudio ha logrado diferenciar y excluir estas fuentes del catálogo de candidatos a PNe: cada clase de objeto (PNe, regiones H II y SNR) tiene una fuente única de radiación ionizante, lo que se refleja en sus espectros con características distintivas. En este estudio se han implementado varios esquemas de clasificación complementarios para distinguir PNe de regiones H II y SNR. En este estudio se han obtenido tres muestras de PNe en base a estos criterios de clasificación, resultando en ∼200 PNe con magnitudes inferiores a 28.0 mag, el límite impuesto a fin de usar la parte más brillante de la PNLF, respectivamente. Tomando como medida representativa de nuestras estimaciones 29.88 ± 0.06, nuestros resultados concuerdan excelentemente con otras distancias basadas en la PNLF. Nuestros hallazgos apoyan la fiabilidad de la PNLF como una valiosa standard candle. Las distancias obtenidas para NGC 628 en este estudio muestran una excelente concordancia con mediciones anteriores, en particular aquellas basadas en la técnica de la PNLF. Además, en la era de la cosmología de precisión, el uso de la PNLF podría ayudar a abordar la tensión actual entre las medidas locales de la constante de Hubble, a través de la velocidad de recesión de las galaxias cercanas, y los valores derivados del fondo de microondas. En este contexto, la PNLF puede proporcionar una útil verificación cruzada en las mediciones de distancias hasta los ∼40 Mpc.