Investigando la Dinámica de Gases en Galaxias Espirales
Perspectivas sobre la formación de estrellas a través del análisis de gas en galaxias espirales cercanas.
― 6 minilectura
Tabla de contenidos
- La Importancia del Gas en las Galaxias
- Tipos de Gas
- Relación y Presión del Gas
- Observaciones con MeerKAT y ALMA
- Muestra de Galaxias
- Recolección de Datos
- El Papel del Entorno en la Distribución del Gas
- Retroalimentación Estelar y su Impacto
- Resultados de las Observaciones
- Distribución del Gas
- Observaciones de Galaxias Individuales
- La Significancia de la Masa Estelar y la Tasa de Formación Estelar
- Densidad Superficial de Masa Estelar
- Densidad Superficial de Tasa de Formación Estelar
- Conclusión
- Fuente original
- Enlaces de referencia
Estudiar las galaxias espirales cercanas nos ayuda a aprender sobre los materiales que contienen y cómo forman nuevas estrellas. Una parte clave de esto es entender la relación entre los diferentes tipos de gas: atómico y molecular. El hidrógeno atómico (HI) es a menudo la primera etapa donde se forma el gas, y luego puede convertirse en hidrógeno molecular (H2), que es crucial para la formación de estrellas. La cantidad de cada uno de estos gases puede variar entre galaxias e incluso dentro de diferentes regiones de la misma galaxia.
En este artículo, nos enfocamos en las observaciones realizadas con el telescopio de radio MeerKAT y ALMA para examinar ocho galaxias espirales cercanas. Al observar la interacción entre el Gas Atómico y molecular, podemos aprender más sobre cómo evolucionan las galaxias y forman estrellas.
La Importancia del Gas en las Galaxias
El gas es el ingrediente principal para la formación de estrellas en las galaxias. En muchos casos, las galaxias están rodeadas de grandes cantidades de gas atómico que se extienden más allá de sus partes visibles. Este gas puede eventualmente convertirse en Gas Molecular, que es más denso y frío, facilitando la formación de nuevas estrellas. Entender cómo el gas pasa de estados atómicos a moleculares es vital para captar el proceso de formación estelar.
Tipos de Gas
- Gas Atómico (HI): Este gas se encuentra en nubes más grandes y menos densas, y se puede detectar fácilmente en ondas de radio.
- Gas Molecular (H2): Este gas es más denso y típicamente se forma en regiones donde se están formando estrellas. Generalmente se estudia utilizando las emisiones de monóxido de carbono (CO) como proxy.
Relación y Presión del Gas
La relación de gas molecular a atómico (H2/HI) es crucial para entender la formación de estrellas. Esta relación está influenciada por varios factores, incluida la presión del gas. Presiones más altas pueden llevar a que más gas se convierta en la forma molecular, lo cual es importante para la formación de estrellas.
Observaciones con MeerKAT y ALMA
Usamos datos del telescopio MeerKAT para medir HI en las galaxias y ALMA para medir CO. Al combinar estos conjuntos de datos, podemos crear una imagen más clara de la distribución del gas y sus propiedades.
Muestra de Galaxias
Las ocho galaxias estudiadas incluyen una variedad de tipos y estructuras. Nos interesa cómo se comporta el gas en cada una de estas galaxias, buscando patrones que puedan revelar más sobre el proceso de formación estelar.
Recolección de Datos
Las observaciones se llevaron a cabo durante varios meses, durante los cuales se capturaron imágenes de alta calidad de las galaxias. El telescopio MeerKAT es conocido por su sensibilidad, lo que nos permite detectar emisiones débiles de HI. De igual manera, la alta resolución de ALMA nos ayuda a precisar las ubicaciones de las emisiones de CO, que indican la presencia de H2.
El Papel del Entorno en la Distribución del Gas
Diferentes factores influyen en cómo se distribuye el gas dentro de una galaxia. Por ejemplo, las interacciones de marea con galaxias cercanas pueden afectar la dinámica del gas, llevando a diferentes relaciones de gas atómico y molecular.
Retroalimentación Estelar y su Impacto
Las estrellas jóvenes emiten radiación que puede calentar y dispersar el gas cercano. Este proceso, conocido como retroalimentación estelar, es importante para regular cuánto gas permanece en estados atómicos o moleculares. A medida que se forman estrellas, pueden empujar el gas, lo que puede representar un desafío para la futura formación estelar.
Resultados de las Observaciones
Al analizar los datos recolectados, encontramos varios resultados clave sobre el gas atómico y molecular en nuestra muestra de galaxias.
Distribución del Gas
- Relación de Gas Molecular: En la mayoría de las galaxias estudiadas, el gas molecular es una parte significativa del contenido total de gas.
- Radio de Detección: En ciertas galaxias, se detectó gas molecular lejos del centro, lo que indica que la formación de estrellas puede ocurrir incluso en los bordes.
- Correlación con la Presión: Las presiones más altas en el disco de la galaxia correspondieron con fracciones aumentadas de gas molecular, apoyando la idea de que la presión juega un papel clave en la conversión del gas.
Observaciones de Galaxias Individuales
- NGC 1512 muestra una estructura espiral bien definida con una presencia significativa de gas molecular.
- NGC 4535 tiene emisiones de gas más compactas y una clara transición de formas atómicas a moleculares.
- NGC 7496 tuvo menos gas detectado, sugiriendo que no está formando estrellas tan activamente como las otras galaxias.
La Significancia de la Masa Estelar y la Tasa de Formación Estelar
Entender cómo se comporta el gas está estrechamente ligado a la masa de las estrellas en una galaxia y la tasa a la que se forman nuevas estrellas.
Densidad Superficial de Masa Estelar
La cantidad de estrellas presentes en diferentes áreas de una galaxia influye en cómo se procesa el gas. Una mayor masa estelar puede llevar a una mayor formación estelar, lo que a su vez afecta las relaciones de gas.
Densidad Superficial de Tasa de Formación Estelar
Esta métrica nos ayuda a entender qué tan rápido se están formando nuevas estrellas dentro de la galaxia. Tasas más altas pueden llevar a más gas molecular, ya que las estrellas se forman de estas ubicaciones más densas.
Conclusión
El estudio del gas atómico y molecular en galaxias espirales cercanas proporciona ideas sobre el proceso de formación estelar. Al utilizar técnicas de observación avanzadas, hemos comenzado a desentrañar las complejidades de cómo se comporta y cambia el gas a lo largo de la vida de una galaxia. Entender estas dinámicas es crucial para comprender cómo evolucionan las galaxias y forman estrellas a lo largo del tiempo.
El trabajo futuro probablemente se enfocará en expandir esta investigación para incluir más galaxias y utilizar nuevas tecnologías de observación, ofreciendo incluso más ideas sobre la danza intrincada de gas y estrellas en el universo.
Título: PHANGS-MeerKAT and MHONGOOSE HI observations of nearby spiral galaxies: physical drivers of the molecular gas fraction, $R_{\mathrm{mol}}$
Resumen: The molecular-to-atomic gas ratio is crucial to the evolution of the interstellar medium in galaxies. We investigate the balance between the atomic ($\Sigma_{\rm HI}$) and molecular gas ($\Sigma_{\rm H2}$) surface densities in eight nearby star-forming galaxies using new high-quality observations from MeerKAT and ALMA (for HI and CO, respectively). We define the molecular gas ratio as $R_{\rm mol} = \Sigma_{\rm H2} / \Sigma_{\rm HI}$ and measure how it depends on local conditions in the galaxy disks using multi-wavelength observations. We find that, depending on the galaxy, HI is detected at $>3\sigma$ out to 20-120 kpc in galactocentric radius ($r_{\rm gal}$). The typical radius at which $\Sigma_{\rm HI}$ reaches 1~$\rm M_\odot~pc^{-2}$ is $r_{\rm HI}\approx22$~kpc, which corresponds to 1-3 times the optical radius ($r_{25}$). $R_{\rm mol}$ correlates best with the dynamical equilibrium pressure, P$_{\rm DE}$, among potential drivers studied, with a median correlation coefficient of $=0.89$. Correlations between $R_{\rm mol}$ and star formation rate, total gas and stellar surface density, metallicity, and $\Sigma_{\rm SFR}$/P$_{\rm DE}$ are present but somewhat weaker. Our results also show a direct correlation between P$_{\rm DE}$ and $\Sigma_{\rm SFR}$, supporting self-regulation models. Quantitatively, we measure similar scalings as previous works and attribute the modest differences that we find to the effect of varying resolution and sensitivity. At $r_{\rm gal} {\gtrsim}0.4~r_{25}$, atomic gas dominates over molecular gas, and at the balance of these two gas phases, we find that the baryon mass is dominated by stars, with $\Sigma_{*} > 5~\Sigma_{\rm gas}$. Our study constitutes an important step in the statistical investigation of how local galaxy properties impact the conversion from atomic to molecular gas in nearby galaxies.
Autores: Cosima Eibensteiner, Jiayi Sun, Frank Bigiel, Adam K. Leroy, Eva Schinnerer, Erik Rosolowsky, Sushma Kurapati, D. J. Pisano, W. J. G de Blok, Ashley T. Barnes, Mallory Thorp, Dario Colombo, Eric W. Koch, I-Da Chiang, Eve C. Ostriker, Eric J. Murphy, Nikki Zabel, Sebstian Laudage, Filippo M. Maccagni, Julia Healy, Srikrishna Sekhar, Dyas Utomo, Jakob den Brok, Yixian Cao, Mélanie Chevance, Daniel A. Dale, Christopher M. Faesi, Simon C. O. Glover, Hao He, Sarah Jeffreson, María J. Jiménez-Donaire, Ralf Klessen, Justus Neumann, Hsi-An Pan, Debosmita Pathak, Miguel Querejeta, Yu-Hsuan Teng, Antonio Usero, Thomas G. Williams
Última actualización: 2024-07-01 00:00:00
Idioma: English
Fuente URL: https://arxiv.org/abs/2407.01716
Fuente PDF: https://arxiv.org/pdf/2407.01716
Licencia: https://creativecommons.org/licenses/by/4.0/
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