Poblaciones Estelares En Galaxias De Primeros Tipos
La luz que observamos de las galaxias evolucionadas está compuesta, casi en su totalidad, por la superposición de la luz emitida por las distintas poblaciones de estrellas que la componen. En las galaxias masivas de primeros tipos (generalmente viejas y rojas en la actualidad) la mayoría de sus estrellas se forman en uno o unos pocos episodios de gran formación estelar durante los cuáles, y de forma muy eficiente, se crean las estrellas que las constituyen. Otros mecanismos acaecidos a lo largo de su evolución, como son las fusiones con otros sistemas menores, completan el censo del contenido estelar de dichas galaxias.
Así pues, la historia evolutiva de las galaxias evolucionadas se puede explicar razonablemente mediante la combinación de poblaciones estelares simples (SSP; del inglés Simple Stellar Populations) de una cierta edad y metalicidad. La estimación de los parámetros de las poblaciones estelares que componen una galaxia se realiza habitualmente mediante el estudio de su distribución espectral de energía (SED; del inglés Spectral Energy Distribution) o mediante un estudio más detallado de ciertas zonas espectrales sensibles a los distintos parámetros (índices de intensidad de líneas).
Con decenas de miles de galaxias detectadas, ALHAMBRA constituye un conjunto de datos idóneo para estudiar, mediante el estudio de las SEDs, las poblaciones estelares de miles de galaxias evolucionadas en el intervalo de redshift 0 < z < 1.5. ALHAMBRA dispone de 20 filtros contiguos de tipo top-hat con una full width half maximum (FWHM) de ~325 angstroms que cubren el rango espectral óptico (3500-9700 angstroms) y que son complementados con tres filtros J, H, Ks en el infrarrojo cercano (NIR). De modo que ALHAMBRA proporciona un foto-espectro de baja resolución en el intervalo del óptico e infrarrojo cercano, la región óptima para el estudio de las poblaciones estelares de galaxias en el Universo Local y hasta redshifts intermedios.
Las técnicas de análisis que hemos desarrollado específicamente para ALHAMBRA y otros cartografiados multi-filtro se basan en encontrar el mejor ajuste de la SED usando la mezcla de distintas SSPs. Con esta técnica, conocida comúnmente como photo-spectral fitting, somos capaces de recuperar los parámetros fundamentales de las poblaciones de las galaxias elípticas (redshift, edad, metalicidad, función inicial de masas estelar o IMF, masa estelar, extinción, presencia de líneas de emisión, etc.), determinando las características de sus poblaciones estelares mediante la comparación con modelos de síntesis evolutiva, como los de MIUSCAT, GALAXEV, etc. Toda esta información nos ayudará a comprender cómo las galaxias más rojas y masivas del Universo han evolucionado con el tiempo y en qué momento han sufrido los principales eventos de su formación.
Figura 1: Ejemplo de una galaxia evolucionada de primeros tipos junto con su foto-espectro en ALHAMBRA y el conjunto de SSPs que mejor describen su SED. El mejor ajuste de la SED corresponde a una población a redshift 0.495 con una edad estimada por luminosidad de 3.5 +- 1.0 Gyr, metalicidad [Fe/H] ~ 0.4 +- 0.1 dex y extinción intrínseca nula.”
Como muestra de ello, en la Figura 1 se ilustra un ejemplo de una galaxia evolucionada de primeros tipos junto con su foto-espectro en ALHAMBRA y el conjunto de SSPs que mejor describen su SED. Los resultados obtenidos hasta el momento demuestran que, con técnicas adecuadas, los cartografiados multi-filtro como ALHAMBRA permiten recuperar los parámetros fundamentales de las poblaciones estelares de galaxias a pesar de su menor resolución espectral. Si bien la incertidumbre en los parámetros determinados es mayor que para diagnósticos basados en índices de líneas espectrales, el gran volumen de datos permite obtener conclusiones significativas. De hecho, dado que cada filtro constituye una observación independiente del resto de puntos que conforman el foto-espectro, la calibración en flujo de los cartografiados multi-filtro como ALHAMBRA es mucho más precisa que en la espectroscopía convencional, lo cuál es determinante a la hora de aplicar técnicas de ajuste a la SED.
Los resultados obtenidos para las galaxias masivas y evolucionadas de ALHAMBRA confirman el escenario de downsizing (Thomas et al. 2005, ApJ 621, 673) mediante el cual las poblaciones estelares de las galaxias más masivas se formaron en una época anterior, y en un periodo de tiempo más breve, que las de galaxias menos masivas, albergando así mismo poblaciones más ricas en metales. Es de destacar que, para las galaxias más masivas, la presente técnica predice la existencia de IMFs con mayor proporción de estrellas de baja masa (bottom-heavy IMFs). Este resultado está en acuerdo con estudios espectroscópicos previos y recientes (ej. Cenarro et al. 2003, MNRAS 339, L12; Conroy & VanDokum 2012, ApJ 760, 71; Ferreras et al. 2013, MNRAS 429, 15) que ponen en entredicho la universalidad de la IMF.
Además del estudio de las propiedades integradas, ALHAMBRA proporciona un foto-espectro para cada pixel del cielo, por lo que es posible realizar estudios en 2D de poblaciones estelares dentro de las propias galaxias, como si se tratara de una unidad de campo integral (IFU; del inglés Integrated Field Unit), lo que permite contrastar los resultados con las principales teorías de formación de galaxias, así como la importancia de las fusiones menores en el crecimiento en tamaño de las galaxias de primeros tipos desde épocas tempranas. En este sentido, se está realizando una teselación de las imágenes en 2D, definiéndose regiones con similar señal a ruido que permitan la obtención fiable de las poblaciones estelares dentro de la galaxia. A modo ilustrativo, en la Figura 2 se muestra la teselación (panel izquierdo) y el consiguiente gradiente de metalicidad de las partes más externas (panel derecho) obtenido para una galaxia elíptica de ALHAMBRA a partir de la técnica presentada.
Figura 2: Estudio de las poblaciones estelares en 2D de una galaxia de ALHAMBRA. Panel izquierdo: teselación para una galaxia elíptica a partir de la técnica descrita en el texto. Panel derecho: gradiente de metalicidad de las partes más externas de la galaxia.
Luis A. Díaz-García
Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón.
