Nuevas Perspectivas sobre Galaxias Quietas y Polvo
Estudios recientes revelan niveles sorprendentes de polvo en galaxias en calma a pesar de que la formación de estrellas se haya detenido.
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Tabla de contenidos
- Entendiendo el Polvo y el Gas Frío
- Historia de las Galaxias Quietas
- El Papel de SIMBA en el Estudio de las QGs
- Hallazgos Clave sobre la Abundancia de Polvo en las QGs
- Explorando Diferentes Tipos de QGs
- El Impacto de los Núcleos Galácticos Activos (AGN)
- El Papel de las Fusiones en el Contenido de Polvo
- El Viaje de las QGs a través de Diferentes Fases
- La Relación Entre Polvo y Gas
- Importancia del Entorno
- Direcciones Futuras en la Investigación
- Conclusión
- Fuente original
En el universo, hay muchos tipos de galaxias. Un tipo se llama galaxias quietas (QGs). Estas galaxias tienen estrellas más viejas y poca o ninguna formación de nuevas estrellas. Esto es diferente de las galaxias que forman estrellas, que activamente crean nuevas estrellas. Se suele pensar que las QGs carecen de Polvo y gas. Sin embargo, hallazgos recientes muestran que algunas QGs, especialmente las que están lejos (de alto corrimiento al rojo), contienen un montón de polvo y Gas Frío.
Entendiendo el Polvo y el Gas Frío
El polvo en las galaxias juega un papel crucial en su desarrollo. Está hecho de partículas diminutas y es importante para varios procesos, como enfriar el gas, ayudar a formar nuevas estrellas y absorber y volver a emitir luz. El gas frío es el ingrediente principal para hacer estrellas. Cuando una galaxia deja de formar nuevas estrellas, ese cambio se llama "apagado".
Historia de las Galaxias Quietas
Con el tiempo, los científicos han intentado entender cómo evolucionan las QGs y qué pasa con su polvo y gas a medida que pasan de una formación activa de estrellas a un estado de estar apagadas. Se creía que el polvo y el gas desaparecerían rápidamente después de que se detuviera la formación de estrellas, pero nuevas investigaciones desafían esa idea.
El Papel de SIMBA en el Estudio de las QGs
Para explorar la historia del polvo y el gas frío en las QGs, los investigadores usan simulaciones por computadora llamadas SIMBA. Estas simulaciones ayudan a rastrear cómo cambian las galaxias a lo largo del tiempo, incluyendo cómo ganan o pierden polvo y gas. SIMBA proporciona un modelo de cómo se forma, crece y se destruye el polvo en las galaxias.
Hallazgos Clave sobre la Abundancia de Polvo en las QGs
Presencia de Polvo: Contrario a lo que se creía antes, muchas QGs tienen una cantidad significativa de polvo. Este polvo puede reabastecerse a través de procesos internos incluso después de que la formación de estrellas haya cesado.
Procesos de Apagado: Diferentes mecanismos hacen que las galaxias dejen de formar estrellas. Estos mecanismos no afectan al polvo y al gas de la misma manera o en la misma línea de tiempo.
Crecimiento del Polvo: En las QGs, pequeñas partículas de polvo pueden agruparse para formar granos más grandes, lo que ayuda a mantener los niveles de polvo incluso en ausencia de nueva formación estelar.
Influencia Ambiental: El entorno alrededor de una galaxia (como estar en un cúmulo o en el campo) puede afectar significativamente cómo se comportan el polvo y el gas.
Explorando Diferentes Tipos de QGs
Los investigadores categorizan las QGs según qué tan rápido dejaron de formar estrellas. Algunas galaxias se apagan rápidamente debido a fuerzas fuertes, mientras que otras lo hacen de manera más gradual.
Apagado Rápido vs. Lento
Las galaxias que dejan de formar estrellas rápidamente se llaman QGs rápidas, mientras que las que tardan más se llaman QGs lentas. El tiempo de apagado puede variar mucho, con algunas galaxias tomando solo millones de años y otras hasta miles de millones.
El Impacto de los Núcleos Galácticos Activos (AGN)
Los Núcleos Galácticos Activos (AGN) son regiones en algunas galaxias donde hay agujeros negros supermasivos. Estos agujeros negros pueden influir en la materia circundante, incluyendo el polvo y el gas. Los AGN pueden aumentar las temperaturas y afectar cómo se forma y sobrevive el polvo.
El Papel de las Fusiones en el Contenido de Polvo
Cuando las galaxias interactúan y se fusionan, pueden intercambiar materiales, incluyendo polvo. Estas fusiones son particularmente importantes para entender cómo algunas QGs mantienen sus niveles de polvo.
Fusiones Mayores y Menores
Las fusiones pueden ser categorizadas como mayores (cuando dos galaxias grandes se juntan) o menores (una galaxia pequeña fusionándose con una más grande). Las fusiones menores son especialmente significativas para las QGs, ya que pueden introducir nuevo material, incluido el polvo.
El Viaje de las QGs a través de Diferentes Fases
La evolución de las QGs se puede dividir en fases clave:
- Fase de Formación: Esta es cuando la galaxia aparece por primera vez.
- Fase de Formación Estelar Máxima: La galaxia alcanza su punto máximo de formación de estrellas.
- Fase de Apagado: El período cuando se detiene la formación de estrellas.
- Fase de Gas Eliminado: La etapa cuando la galaxia tiene muy poco gas frío.
La Relación Entre Polvo y Gas
La relación entre el polvo y el gas en las QGs es compleja. Mientras que el polvo puede disminuir con el gas, los procesos de reabastecimiento de polvo pueden operar independientemente. La investigación indica que las QGs pueden retener polvo durante largos períodos después de detener la formación de estrellas.
Implicaciones de la Retención de Polvo
Tener polvo en las QGs tiene implicaciones para cómo entendemos las galaxias y su desarrollo. Desafía la visión de que una vez que una galaxia deja de formar estrellas, también pierde su polvo y gas.
Importancia del Entorno
El entorno local de una galaxia, ya sea en un cúmulo denso o en el campo, juega un papel crucial en su evolución. Los cúmulos pueden despojar de polvo y gas más eficazmente que las galaxias más aisladas del campo.
Diferencias en Cúmulos y Campos
Las galaxias en cúmulos a menudo muestran un agotamiento más rápido del polvo en comparación con aquellas ubicadas en áreas menos densas. Esto exige una visión más matizada de cómo evolucionan las galaxias según su entorno.
Direcciones Futuras en la Investigación
A medida que nuestras herramientas para observar galaxias distantes mejoran, hay una necesidad de refinar nuestro entendimiento de cómo se comportan las QGs. La participación de instrumentos como el Telescopio Espacial James Webb (JWST) y el Array Atacama de Milímetros (ALMA) puede ayudar a proporcionar imágenes más claras del polvo y gas en estas galaxias.
Conclusión
El estudio de las galaxias quietas, particularmente en lo que respecta a su polvo y gas, es un campo en evolución. Los hallazgos muestran que las QGs pueden tener una cantidad considerable de polvo y que los procesos que influyen en la retención y crecimiento del polvo son complejos y multifacéticos. Entender estos mecanismos será clave para futuras investigaciones destinadas a descubrir los ciclos de vida de las galaxias y sus materiales interestelares.
Título: Tracing the evolutionary pathways of dust and cold gas in high-z quiescent galaxies with SIMBA
Resumen: Recent discoveries of copious amounts of dust in quiescent galaxies (QGs) at high redshifts ($z\gtrsim 1-2$) challenge the conventional view that these objects have poor interstellar medium (ISM) in proportion to their stellar mass. We use the SIMBA cosmological simulation to explore the evolution of dust and cold gas content in QGs in relation to the quenching processes affecting them. We track the changes in the ISM dust abundance across the evolutionary history of QGs identified at $0 \lesssim z \lesssim2$ in the field and cluster environments. The QGs quench via diverse pathways, both rapid and slow, and exhibit a wide range of times elapsed between the quenching event and cold gas removal (from $\sim650$ Myr to $\sim8$ Gyr). We find that quenching modes attributed to the feedback from active galactic nuclei (AGN) do not affect dust and cold gas within the same timescales. Remarkably, QGs may replenish their dust content in the quenched phase primarily due to internal processes and marginally by external factors such as minor mergers. The key mechanism for re-formation of dust is prolonged grain growth on gas-phase metals, it is effective within $\sim100$ Myr after the quenching event, and rapidly increases the dust-to-gas mass ratio in QGs above the standard values ($\delta_{\rm DGR}\gtrsim1/100$). As a result, despite heavily depleted cold gas reservoirs, roughly half of QGs maintain little evolution in their ISM dust with stellar age within the first 2 Gyr following the quenching. Overall, we predict that relatively dusty QGs ($M_{\rm dust}/M_{\star}\gtrsim10^{-3}-10^{-4}$) arise from both fast and slow quenchers, and are prevalent in systems of intermediate and low stellar masses ($9
Autores: G. Lorenzon, D. Donevski, K. Lisiecki, C. Lovell, M. Romano, D. Narayanan, R. Davé, A. Man, K. E. Whitaker, A. Nanni, A. Long, M. M. Lee, Junais, K. Małek, G. Rodighiero, Q. Li
Última actualización: 2024-04-16 00:00:00
Idioma: English
Fuente URL: https://arxiv.org/abs/2404.10568
Fuente PDF: https://arxiv.org/pdf/2404.10568
Licencia: https://creativecommons.org/licenses/by/4.0/
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