Astrofísica Extragaláctica

Investigadores
  • Patricia Arévalo: Núcleos activos de galaxia, acreción de agujeros negros, cúmulos de galaxias.
  • Graeme Candlish: Cosmología, gravitación, evolución de galaxias, simulaciones numéricas. 
  • Eduardo Ibar: Cosmología observacional, formación y evolución de galaxias, núcleos activos de galaxias,  interferometría en radio y submilimétrico.
  • Verónica Motta: Cosmología, lentes gravitacionales, lentes galacticos y galaxias de alto corrimiento al rojo.
Áreas de Investigación
Lentes Gravitacionales

Durante la última década, las lentes gravitacionales han sido una de las pocas áreas de la investigación astronómica que ha sufrido un gran desarrollo. Las lentes gravitacionales se han convertido en una poderosa herramienta astrofísica en una amplia variedad de campos de investigación, incluida la escala de distancias cosmológicas, la estructura cósmica de la materia a gran escala, la masa y su distribución en cúmulos de galaxias, la física de los quásares y galaxias con alto corrimiento al rojo, los halos de materia oscura en las galaxias, entre muchos otros.

Una lente gravitacional se produce cuando la luz de una fuente distante es desviada por un objeto masivo (por ejemplo, una galaxia o un cúmulo de galaxias) que se encuentra a lo largo de la línea de visión del observador. Este efecto hace que la luz del objeto distante se magnifique y extienda, aumentando la probabilidad de detección e incrementando el brillo de su superficie observada. El efecto de lente gravitacional se ha clasificado en tres clases principales; (a) lente fuerte: la que produce anillos, arcos e imágenes múltiples (con separación entre imágenes de 0,3 a 30 segundos de arco); (b) lentes débiles; la que produce débiles distorsiones de objetos distantes, y se observa estadísticamente en el borde de objetos masivos, por ejemplo, producidos por grupos o cúmulos masivos de galaxias; y (c) microlente; aquello que produce microimágenes de separaciones de milisegundos de arco y se manifiesta por un incremento (o disminución) en el brillo de la fuente cuando se monitorea en función del tiempo.

Para desarrollar este campo, nuestro grupo de investigación ha llevado a cabo diversos proyectos colaborativos que cubren los siguientes aspectos de las lentes gravitacionales:

  •   Galaxias con lentes intensas, tomadas desde H-ATLAS y HerMES usando el telescopio ALMA en longitudes de onda submilimétricas y por los telescopios JVLA, eMERLIN y EVN en longitudes de onda de radio.
  • Fuerte efecto de lente producido por los cúmulos de galaxias identificados en imágenes y espectros tomados con los telescopios Gemini y el Telescopio Espacial Hubble.
  • Efectos de lentes fuertes y débiles utilizando grupos de galaxias identificadas en datos tomados del estudio SL2S (creado por el telescopio CFHT) y analizando espectros tomados con el telescopio VLT.
  • Efecto de microlente producido por objetos compactos (por ejemplo, agujeros negros, estrellas, planetas) a las estrellas de fondo del bulbo galáctico utilizando datos del estudio VVV (tomado con el telescopio VISTA)
  • Efecto de microlente sobre fuentes extragalácticas producidas por objetos compactos (por ejemplo, estrellas o subestructuras en halos de materia oscura) en los halos de la galaxia en primer plano utilizando espectros tomados con el VLT, MMT y WHT.
  • STRong-lensing Insights into the Dark Energy Survey (STRIDES) busca nuevos sistemas de cuásares con lentes para aplicaciones cosmológicas (la evolución de galaxias elípticas, contenido de materia oscura).
  • COSmological MOnitoring of GRAvItational Lenses (COSMOGRAIL) tiene como objetivo medir los retrasos temporales de la mayoría de los cuásares con lentes conocidos (incluido el recientemente descubierto por STRIDES).
Núcleos Activos de Galaxias

Los núcleos activos de galaxias (AGN) funcionan gracias a la acumulación de materia en los agujeros negros supermasivos que residen en los centros de la mayoría de las galaxias. Los agujeros negros en esta fase de crecimiento pueden generar suficiente energía e impulso para afectar grandes regiones de su galaxia anfitriona e incluso el medio dentro de su grupo o cúmulo de galaxias, aunque el motor central sea comparativamente pequeño. El proceso de acreción es extremadamente eficiente a la hora de liberar la energía potencial gravitacional del gas circundante, haciendo que el disco de acreción alrededor del agujero negro brille intensamente en una amplia gama de longitudes de onda. Este disco, junto con otras estructuras en el motor central (corona de rayos X, toro de polvo y chorro), emiten o reprocesan emisiones en todo el espectro electromagnético observable. A excepción del jet, todo el motor central es demasiado pequeño para resolverse directamente, por lo que el proceso de acreción debe estudiarse indirectamente a través de su espectro y variabilidad de flujo.

La investigación del AGN en la UV se centra en el estudio observacional del sistema de disco de acreción/corona de rayos X/toro de polvo a través de datos IR, ópticos y de rayos X. Utilizamos información espectral y de variabilidad para reconstruir los componentes principales del motor central y la relación entre ellos. En particular, rastreamos la fluctuación en las bandas óptica y NIR de varios AGN para estudiar cómo la ubicación del polvo más caliente alrededor del AGN depende de la luminosidad. Este estudio se puede ampliar en un futuro próximo para complementar los próximos estudios basados en el tiempo en bandas ópticas, como LSST y SDSS-V. También estudiamos la dependencia del toro oscurecedor/reflectante de la luminosidad modelando el espectro reflejado en la banda de rayos X para una amplia gama de tasas de acreción y la forma de la emisión continua en sí para rastrear a qué tasa de acreción transita de corona a dominado por el jet. En escalas mucho mayores, detallamos cómo los AGN pueden impactar su entorno en los cúmulos de galaxias, específicamente mediante qué mecanismo los chorros de AGN pueden ingresar energía en el medio intra-cúmulo que emite rayos X.

Formación y evolución de Galaxias

Comprender cómo se forman y evolucionan las galaxias en función del tiempo cosmológico (z, desplazamiento al rojo) es un objetivo clave de la astrofísica moderna. Los modelos teóricos estándar abordan este problema en un marco que supone una cosmología Lambda-CDM, donde el crecimiento gravitacional jerárquico de los halos de materia oscura traza la estructura a gran escala de la materia bariónica observada. Este marco se rige por un conjunto de ecuaciones diferenciales que pueden resolverse computacionalmente mediante poderosas computadoras modernas. Sin embargo, a escalas galácticas, la evolución está impulsada por procesos disipativos no lineales mucho más complejos de lo que la teoría podría predecir. Es en este punto donde las observaciones de diferentes tipos de galaxias y cúmulos de galaxias, con todos los corrimientos al rojo, se convierten en un ingrediente esencial para alimentar los modelos semianalíticos de formación y evolución de galaxias.

Durante la última década se han logrado avances notables en el estudio de la formación de galaxias, principalmente a través de profundas observaciones ópticas y de infrarrojo cercano. Aunque la historia cósmica de la formación estelar y la acumulación de masa estelar se han cuantificado bien como una función de la masa y el entorno de la galaxia, a través de su máximo en z ∼ 2 y de regreso al borde cercano de la reionización cósmica (z > 6), los mecanismos que dan forma a dicha evolución y generan la variedad de clases morfológicas que observamos en el Universo local están lejos de estar limitados. Si bien el progreso ha sido impresionante, los estudios ópticos de la formación de galaxias se limitan a la emisión estelar y de gas ionizado, y están plagados de incertidumbres en la forma en que los fotones son reprocesados por las partículas de gas y polvo. Se requieren estudios en longitudes de onda centimétricas a submilimétricas para explorar profundamente las primeras fases de formación de galaxias, oscurecidas por el polvo, para revelar el gas frío que constituye el combustible para la formación de estrellas en las galaxias.

Para comprender la evolución de las galaxias es necesario abordar los mecanismos físicos que podrían impedir su formación estelar. En el Universo cercano se ha descubierto que los mecanismos más importantes son el “apagamiento masivo” y el “apagamiento ambiental” de las galaxias. El primero se relaciona con procesos internos como la actividad AGN, mientras que para el segundo se han propuesto varios mecanismos, incluida la limpieza de galaxias por presión de ariete (ram-pressure) por parte del medio intracúmulo y las interacciones gravitacionales entre galaxias.

Nuestro grupo de investigación ha llevado a cabo diversas campañas para caracterizar la formación y evolución de galaxias en función del corrimiento al rojo, la masa y el entorno cósmico. Actualmente, las colaboraciones más destacables en las que estamos involucrados son:

  •  Campañas de seguimiento de ALMA (por ejemplo, VALES en z<0,35) para caracterizar los terrones de gas y polvo de galaxias seleccionadas de los estudios extragalácticos más grandes realizados por el Observatorio Espacial Herschel, H-ATLAS y HerMES.
  • Imágenes combinadas de VLT IFU y ALMA en una resolución de menos de un segundo de arco de galaxias «normales» que emiten H-alfa y forman estrellas en el pico de la densidad cósmica de la tasa de formación de estrellas (de los estudios HiZELS y KGES).
  • Observaciones de ALMA para obtener imágenes submilimétricas de campo amplio y profundo y espectroscopía en campos previamente observados por el Telescopio Espacial Hubble, incluidos el HUDF y los Frontier Fields.
  • El estudio Gas Stripping Phenomena in galaxias (GASP) de galaxias “medusas” con MUSE/VLT, que recopiló datos de 114 galaxias seleccionadas del estudio WINGS.
  • El estudio ambiental Blind Ultra Deep HI (BUDHIES) de galaxias dentro y alrededor de cúmulos en z~0,2.
  • Imágenes combinadas de VLT IFU y ALMA con una resolución de menos de un segundo de arco de galaxias «normales» que emiten H-alfa y forman estrellas en el máximo de la densidad de la tasa de formación de estrellas cósmica (de los estudios HiZELS y KGES), mientras que también con corrimientos al rojo más altos (z ~4,5 – 5,5) para galaxias seleccionadas con UV extraídas del estudio ALPINE.
Simulaciones

Las simulaciones numéricas se han convertido en las últimas décadas en una herramienta crucial para la física, la astrofísica y la cosmología. En particular, las simulaciones numéricas ofrecen la única posibilidad de investigar el proceso no lineal de formación de estructuras debido a la inestabilidad gravitacional en la distribución de la materia oscura en nuestro Universo, así como la compleja interacción de esta formación de estructuras con los procesos astrofísicos que afectan al espectro visible, material (bariónico) en nuestro Universo (formación estelar, supernovas, retroalimentación AGN). Tales simulaciones proporcionan las predicciones teóricas de nuestro modelo cosmológico estándar, que luego pueden compararse con la amplia gama de datos disponibles sobre agrupación de galaxias, evolución de galaxias, lentes fuertes y débiles y otros observables.

Además, las simulaciones brindan una oportunidad única para investigar las consecuencias de las teorías que intentan explicar el todavía misterioso sector oscuro de nuestro Universo (materia oscura y energía oscura). Un ejemplo es el paradigma de la Dinámica Newtoniana Modificada (MOND), que intenta explicar los aspectos fenomenológicos de la materia oscura mediante una modificación de la fuerza gravitacional newtoniana. Las consecuencias de tal modificación son profundas e impactarían todos los aspectos de la evolución de nuestro Universo, desde la cosmología hasta la formación y evolución de galaxias. Muchos investigadores han propuesto modelos alternativos para explicar la energía oscura, incluidas modificaciones de la teoría de la gravedad de Einstein, la Relatividad General y la inclusión de nuevos componentes de materia/energía, como un campo escalar denominado «quintaesencia». Finalmente, puede haber interacciones dentro del sector oscuro que unan tanto la materia oscura como la energía oscura, dando lugar a otras consecuencias fenomenológicas interesantes que pueden examinarse en simulaciones y compararse con observaciones.

Las simulaciones numéricas son una incorporación bastante reciente al grupo extragaláctico de IFA, aunque existen varias líneas de investigación para investigar modelos cosmológicos no estándar:

  •  Investigaciones numéricas de MOND: El Dr. Graeme Candlish ha investigado las consecuencias de MOND en las galaxias utilizando el código RAyMOND desarrollado por él en colaboración con investigadores de la Universidad de Concepción, Chile y KASI, Corea.
  • Las consecuencias de MOND para la evolución de las galaxias: las galaxias dentro de ambientes densos estarían sujetas a un efecto MOND conocido como “efecto de campo externo” sin contrapartida en la gravedad newtoniana. Varios miembros de nuestro grupo (Dr. Graeme Candlish, Dra. Yara Jaffé), en colaboración con investigadores de la Universidad de Sao Paolo y KASI, Corea, han investigado las consecuencias de este efecto en las galaxias dentro de cúmulos.
  • Cosmología MOND: todavía no existe una teoría completa de una cosmología MOND. Por lo tanto, uno de nuestros proyectos implica la búsqueda de un posible modelo cosmológico MOND completo, que luego pueda usarse para construir una simulación cosmológica MOND totalmente autoconsistente.
  • Acoplamientos energía oscura/materia oscura: como se indicó anteriormente, es muy posible que el sector oscuro contenga sorpresas ocultas esperando ser descubiertas. En este proyecto, estamos investigando las posibles consecuencias cosmológicas de diferentes tipos de acoplamientos entre energía oscura y materia oscura y sus posibles impactos a escalas más pequeñas.

 

 

 

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