Diseccionando galaxias con el sondeo CALIFA

DP ENGLISH: This story belongs to the series “Double Post” which indicates posts that have been written both in English in The Lined Wolf and in Spanish in El Lobo Rayado.

DP ESPAÑOL: Esta historia entra en la categoría “Doble Post” donde indico artículos que han sido escritos tanto en español en El Lobo Rayado como en inglés en The Lined Wolf.

Entre las muchas cosas que tengo pendiente contar por aquí se encuentra describir el proyecto Calar Alto Legacy Integral Field spectroscopy Area (CALIFA), en el que participo desde sus comienzos en 2010. CALIFA pretende obtener datos de unas 600 galaxias cercanas usando el telescopio de 3.5m del Observatorio de Calar Alto (Almería, España). La peculiaridad de este sondeo, que cuenta como Legado de Calar Alto, es que combina las ventajas de dos técnicas observacionales: imágenes y espectros. Las imágenes proporcionan información clave sobre la estructura de las galaxias, mientras que los espectros revelan sus propiedades físicas y químicas: cinemática, masa, edad de las estrellas, composición química, ritmo de formación estelar, etc. Esta técnica observacional, cada vez más importante en Astrofísica, se denomina espectroscopía de campo integral, en inglés, Integral Field Spectroscopy (IFS). Hace casi 9 años os la explicaba en esta historia. Las observaciones usando IFS consisten en obtener al mismo tiempo cientos o miles de espectros de un objeto astronómico, que es "diseccionado" en todas esas partes individuales, permitiendo luego "reconstruir" las imágenes astronómicas a partir de ellos.

Ejemplo que muestra cómo una galaxia es "diseccionada" en cientos de pequeñas regiones individuales usando técnicas de espectroscopía de campo integral (IFS). Cada una de estas regiones posee su espectro individual (wavelength), que puede analizarse de forma independiente. El resultado final es que estas observaciones proporcionan cubos de datos, donde dos de los ejes (x e y) poseen la información espacial (esto es, la "imagen" de la galaxia, que además puede separarse en varios colores) mientras que el tercer eje (wavelength o longitud de onda) guarda la información espectral. Crédito: Marc White (RSAA-ANU).

En concreto, CALIFA usa el instrumento PMAS (Potsdam Multi Aperture Spectrophotometer) en configuración PPAK para obtener los datos. Todas las galaxias son observadas dos veces usando dos configuraciones espectroscópicas distintas: una considera una red de baja resolución pero que permite observar todo el rango visible del espectro (3750-7500 Å), mientras que la otra usa una red de alta resolución para obtener los detalles de las absorciones estelares en el rango azul del espectro (3700-4200 Å) y así conocer mejor qué tipo de estrellas (viejas, jóvenes o de edad intermedia) dominan en cada zona de la galaxia observada.

La ventaja de los datod del proyecto CALIFA es que no sólo permiten conocer las galaxias cercanas con un nivel de detalle hasta ahora inconcebible, sino que también aportan información clave sobre la evolución de cada galaxia en el tiempo: los datos sirven para conocer cuándo y cuánto gas se convirtió en estrellas en cada etapa y cómo evolucionó cada región de la galaxia a lo largo de diez mil millones de años. Así, el equipo del sondeo CALIFA (en el que participo) hemos podido extraer la historia de la evolución en masa, brillo y elementos químicos de esta muestra de galaxias cercanas. Unas de las resultados más importantes encontrados es que hemos podido comprobar observacionalmente es que las galaxias más masivas crecen más rápido que las menores, y que además lo hacen de dentro afuera, formando las regiones centrales en primer lugar. También hemos obtenido resultados sobre cómo se producen, dentro de las galaxias, los elementos químicos necesarios para la vida, o sobre los fenómenos involucrados en las colisiones galácticas. Incluso hemos podido observar directamente la última generación de estrellas que se han formado y que aún se halla dentro de su nido de formación gracias a poder trazar el gas ionizado por las estrellas más jóvenes y masivas, esto es, las nebulosas de esas otras galaxias.

Visión panorámica de las galaxias del sondeo CALIFA (El Mandala de CALIFA). Este diagrama consiste en una representación de las propiedades físicas básicas de galaxias cercanas, todo determinado a partir de datos de este sondeo. Se usan 169 galaxias escogidas de forma aleatoria del "Data Release 2" que se publica hoy, 1 de octubre de 2014, cada una de ellas representada en 6 formas distintas en los seis hexágonos que rodean a la imagen central (el logotipo del sondeo CALIFA). Cada hexágono posee esas 169 galaxias ordenadas según su magnitud (brillo) absoluto en la banda r (color rojo): las galaxias más brillantes se colocan arriba a la derecha en cada hexágono, mientras que las más débiles aparecen en la esquina inferior izquierda. En cierta forma, así colocadas están ordenadas por masa estelar: las más masivas arriba a la derecha y las menos masivas abajo a la izquierda. Cada hexágono dispone además de su escala de color, donde se indica la magnitud física que se representa y los límites (en colores) de sus valores. Comenzando con el hexágono superior y siguiendo el sentido de las agujas del reloj se muestra: 1) la imagen de la galaxia reconstruida en colores, 2) las densidades de masas estelares (rosa es más denso, azul menos denso), 3) las edades de las estrellas (rosa es más viejo, azul más joven), 4) las imágenes reconstruidas trazando la emisión de las nebulosas (la codificación es: H&alpha en verde, [N II] 6584 Å en rojo y and [O III] 5007 Å en azul), 5) la emisión nebular trazada con la línea de H&alpha, y 6) la cinemática del gas nebular (esto es, cómo se mueve la galaxia). Crédito: R. García-Benito, F. Rosales-Ortega, E. Pérez, C.J. Walcher, S. F. Sánchez y equipo CALIFA .

¿Por qué cuento todo estoy hoy? Porque precisamente hoy, 1 de octubre de 2014, el equipo de CALIFA hemos liberado 400 cubos de datos correspondientes a las observaciones de 200 galaxias cercanas, en lo que se ha llamado Second Data Release (DR2) (Segundo Lanzamiento de Datos). Todo esto se hace público y disponible de forma gratuita a cualquier astrónomo (o a cualquiera que "sepa cómo mirar esos datos", no es nada trivial). Los números, y eso que es 1/3 parte de todo el sondeo CALIFA, asustan: como cada cubo de datos contiene unos 1000 espectros independientes, en total el DR2 de CALIFA proporciona unos 400 mil espectros independientes (equivalen a alrededor de millón y medio de espectros después de la reconstrucción de los cubos). Los detalles científicos del DR2 se han descrito en este artículo científico liderado por el astrofísico español Rubén García-Benito (IAA-CSIC).

Con motivo del DR2 de CALIFA muchas instituciones científicas europeas (y en concreto españolas) publicarán hoy notas de prensa sobre este sondeo. Por ejemplo, la nota de prensa emitida por el Observatorio de Calar Alto es una visión sin precedentes de doscientas galaxias del universo local. Además, el Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC) ha preparado un video muy didáctico sobre todo esto, que reproduzco a continuación:

Vídeo que acompaña la Nota de prensa del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC) sobre el DR2 del sondeo CALIFA y cómo funciona la espectroscopía de campo integral (IFS) a la hora de diseccionar galaxias. Crédito: IAA-CSIC.

Más información sobre el sondeo CALIFA y el DR2 (casi todo en inglés):


- Nota de prensa de Calar Alto: http://www.caha.es/an-unprecedented-view-of-two-hundred-galaxies-of-the-local-universe_es.html>

- Nota de prensa del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC): Una visión sin precedentes de doscientas galaxias del universo local.

- Página web del sondeo CALIFA: http://www.caha.es/CALIFA/public_html

- Página web del DR2 de CALIFA: http://califa.caha.es/DR2

- Artículo científico sobre el DR2 de CALIFA: García-Benito et al. (2014): http://arxiv.org/abs/1409.8302


Historias relacionadas en el blog

- OASIS en el Observatorio (3 de enero de 2006).

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1	De: rvr Fecha: 2014-10-01 13:54
Quizás deberías explicar qué es un "cubo de datos" ;) Ahora en serio, me ha llamado la atención lo que cuentas de que las galaxias crezcan de dentro hacia afuera. ¿Podrías desarrollar la idea un poco más?

2

De: angelrls, El Lobo Rayado Fecha: 2014-10-02 01:24

Bueno, el "cubo de datos" se ve en la primera imagen: digamos que es como una "película": tenemos una imagen bidimensional (una fotografía) que "se mueve" con el tiempo durante cierto intervalo. En estos cubos de datos lo que tenemos es la imagen de la galaxia (bidimensional) para cada longitud de onda (o color "monocromático"), en el intervalo azul (longitud de onda de 3750 Å) y rojo (longitud de onda de 7500 Å). Podemos "cortar" el cubo de forma que sólo tengamos una longitud de onda (por ejemplo, alrededor de 6563 Å, que equivale a la línea de Hα) o simplemente "extraer" todo el espectro de una region (o conjunto de regiones) concreta. Sobre lo de que las galaxias crezcan de dentro hacia afuera se puede ver en los dos diagramas derechos del "Mandala de CALIFA". Se me olvidó apuntar (lo añado) que las galaxias que se representan ahí están ordenadas de acuerdo a su magnitud absoluta en el color rojo (banda r), que en cierta forma es equivalente a decir que están ordenadas en masa: las más masivas arriba derecha dentro de cada hexágono y las menos masivas localizadas abajo izquierda. Gracias al análisis de las edades estelares con los datos de CALIFA se ha comprobado (porque ya había indicios de otros estudios y modelos teóricos de que esto parecía ser así) de que primero se construyen los centros de las galaxias (los que tienen las poblaciones de estrellas más viejas, colores rosados-rojizos en panel 3), con edades de unos 8 mil millones de años, y luego se van construyendo las partes externas (en azul), que suelen tener no sólo estrellas más jóvenes (aún formación estelar) sino que las estrellas más viejas tienen mucha menos edad (pocos cientos de millones de años en muchos casos, color azul).

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