Del mismo modo que los arqueólogos utilizan el C14, para descubrir la edad de un fósil, también los astrofísicos utilizan las proporciones de ciertos elementos químicos para descubrir la historia de las galaxias. El objetivo del presente trabajo es proporcionar la herramienta adecuada para permitir esa conversión entre "química" e "historia". En este sentido, el cocientes de abundancias químicas de hierro con respecto a los llamados elementos-alfa (Mg, Ca, O, etc.) [alfa/Fe] es el parámetro ideal, pues contiene una gran cantidad de información sobre la historia de formación estelar (SFH) de una galaxia. Hasta ahora esa relación entre [alfa/Fe] y SFH ha estado basada en modelos simplificados de evolución química, donde Thomas y colaboradores relacionaban la escala temporal de la SFH con el cociente [alfa/Fe]. Un cociente de abundancias alto indicaba una SFH corta. La incorporación de nuevas técnicas de análisis de poblaciones estelares, como el ajuste del espectro completo, permite obtener, por vez primera, una versión observacional de la historia de formación estelar de las galaxias. Estudiando una muestra de 10.000 galaxias elípticas, este trabajo ofrece la nueva versión empírica de la anterior relación simplificada, confirmando algunas características, discrepando en otras y ofreciendo nuevas perspectivas sobre la evolución de las galaxias. Por ejemplo, en contraste con la versión teórica, encontramos una presencia significativa de población estelar vieja (> 10 Giga-años), incluso para las galaxias elípticas de menor masa, que continuan formando estrellas hasta la actualidad. Eso significa que todas las galaxias datan de una época similar, pero difieren en la rapidez con la que forman la mayor parte de sus estrellas. En este trabajo se ofrece una relación entre el cociente [alfa/Fe] y el tiempo que tarda una galaxia en formar la mitad de sus estrellas. En este sentido, las galaxias con formación estelar más rápida, que construyen la mitad del total de sus estrellas en menos de 2 Giga-años, son las que presentan los mayores valores de [alfa/Fe]. Nuestros resultados apoyan la hipótesis de que las primeras estrellas de las galaxias presentan un cociente elevado de [alfa/Fe], que va disminuyendo a medida que se forman nuevas estrellas a partir de un medio interestelar enriquecido en hierro.
Fecha de publicación
Referencias
Otras noticias relacionadas
-
A pesar del papel fundamental que los halo de materia oscura tienen en nuestro entendimiento teórico de la formación y evolución de las galaxias, la interacción entre estas y sus halos de materia oscura sigue siendo una pregunta abierta desde el punto de vista observacional. Esta falta de evidencia observacional concluyente se debe, en última instancia, a la dificultad inherente de medir de manera robusta las propiedades de la materia oscura. Basándonos en un modelado dinámico detallado de galaxias cercanas, en este trabajo proponemos una aproximación observacional novedosa, explorando laFecha de publicación
-
Desde hace tiempo se sabe que los fulerenos – moléculas de carbono muy grandes y complejas, altamente resistentes y con potenciales aplicaciones en nanotecnología – están mayoritariamente presentes en nebulosas planetarias (NPs); estrellas viejas y moribundas con masas progenitoras similares al Sol. Los fulerenos (principalmente el C60 y C70) se han detectado en NPs en donde su espectro infrarrojo (IR) está dominado por bandas IR muy anchas aún no identificadas. La identificación de las especies químicas (estructura y composición) responsables de esta emisión IR que está ampliamente presenteFecha de publicación
-
Los puntos brillantes cromosféricos son estructuras puntuales que cubren toda la cromosfera en calma, inicialmente detectados en las imágenes del núcleo de la línea de Ca II K. Son eventos repentinos que, durante su tiempo de vida, muestran un abrillantamiento periódico con un periodo de unos 2-4 minutos y, por esto, se creen que son la manifestación de ondas que ascienden a través de la atmósfera solar y se transforman en choques al llegar a la cromosfera. El abrillantamiento ocurriría por la interacción del gas caliente del choque y la atmósfera en caída libre después del paso de un frenteFecha de publicación