Agencias/Ciudad de México.- Observaciones con el VLT (Very Large Telescope) de Chile desmienten una vieja ‘conspiración’ en astronomía, según sus autores: la de que las estrellas y la materia oscura interactúan de maneras inexplicables.
Es el hallazgo de un estudio publicado en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society por un equipo internacional de astrónomos con base en Australia, el Reino Unido, Austria y Alemania.
La ‘conspiración’ surgió para explicar un fenómeno que había desconcertado a los astrónomos durante un cuarto de siglo. La densidad de materia en diferentes galaxias parecía estar disminuyendo al mismo ritmo desde su centro hasta los bordes exteriores. Esto era desconcertante porque las galaxias son diversas, con muchas edades, formas, tamaños y cantidades de estrellas diferentes. Entonces, ¿por qué tendrían la misma estructura de densidad?
“Esta homogeneidad sugería que la materia oscura y las estrellas deben compensarse entre sí de alguna manera para producir estructuras de masa tan regulares”, dice la Dra. Caro Derkenne, primera autora del artículo e investigadora de ASTRO 3D de la Universidad Macquarie.
Ningún investigador ha podido dar con un mecanismo. Si la materia oscura y las estrellas pudieran interactuar de esta manera, entonces tendríamos que cambiar nuestra comprensión de cómo se forman y evolucionan las galaxias. Pero tampoco han podido encontrar una razón alternativa para explicar lo que estaban viendo, hasta ahora.
Derkenne y sus colegas descubrieron que la similitud en la densidad podría no deberse a las galaxias en sí, sino a cómo los astrónomos las estaban midiendo y modelando.
El equipo observó 22 galaxias de mediana edad (que se remontan a unos cuatro mil millones de años en el pasado debido a su gran distancia) con extraordinario detalle, utilizando el Very Large Telescope del Observatorio Europeo Austral en Chile. Esto les permitió crear modelos más complejos que captaban mejor la diversidad de galaxias en el universo.
“En el pasado, la gente construía modelos simples que tenían demasiadas simplificaciones y suposiciones“, dice Derkenne.
“Las galaxias son complicadas y tenemos que modelarlas con libertad o vamos a medir cosas equivocadas. Nuestros modelos se ejecutaron en la supercomputadora OzStar de la Universidad de Swinburne, utilizando el equivalente a unas 8.000 horas de tiempo de computación de escritorio”.
El proyecto utilizó MUSE (Multi Unit Spectroscopic Explorer) en el VLT para analizar las galaxias del estudio MAGPI (Middle Ages Galaxy Properties with Integral field spectroscopy). MUSE recopila cubos de datos espectrales en los que cada píxel es en realidad un espectro.
Los dos requisitos básicos para construir un modelo de Schwarzschild son una cinemática estelar 2D con tantos momentos de orden superior como sea posible (dependiendo de la calidad de los datos espectrales) y una descripción del brillo de la superficie de la galaxia. En las siguientes secciones describimos nuestro modelado del brillo de la superficie de la galaxia y nuestra extracción de la cinemática estelar 2D. Además, para nuestro enfoque de modelado, transformamos los modelos de brillo de la superficie en modelos de masa estelar a través de mediciones espectrales de las relaciones masa-luz estelar.
“El proyecto MAGPI es un gran ejemplo de cómo los talleres de formación y el espacio colaborativo dentro de ASTRO 3D han aprovechado la asociación estratégica de Australia con el Observatorio Europeo Austral“, afirma la directora de ASTRO 3D, la profesora Emma Ryan-Weber.
“Los datos complejos del Very Large Telescope de ESO no solo han resuelto un problema de larga data en astronomía, sino que también han permitido a científicos jóvenes, como la Dra. Caro Derkenne, contar con una plataforma desde la que lanzar sus carreras para resolver problemas del mundo real”, afirma.
Las propiedades observables de cada órbita, almacenadas en una cuadrícula de coordenadas intrínsecas, se transforman en coordenadas proyectadas. Las propiedades orbitales (brillo de la superficie y momentos cinemáticos estelares de orden superior) son luego perturbadas aleatoriamente por la PSF antes de ser asignadas a las aperturas de observación (los contenedores de Voronoi). De esta manera, los modelos intrínsecos se convolucionan con la misma PSF que los datos de observación.
El objetivo principal de este trabajo es utilizar los datos cinemáticos de alta calidad del sondeo MAGPI para investigar los perfiles de densidad estelar y total de galaxias masivas utilizando un enfoque de modelado dinámico muy general en un tiempo de retrospección cosmológicamente significativo. No hemos demostrado ninguna correspondencia entre las fracciones de materia oscura central y los perfiles de densidad estelar, mientras que la materia oscura está altamente correlacionada con el gradiente del perfil de densidad total. Estos resultados contrastan con los estudios de lente gravitacional, que informan sistemáticamente una baja dispersión intrínseca en los valores de la pendiente de densidad total medidos, lo que apunta a una homogeneidad para las estructuras de densidad de masa de galaxias (de tipo temprano).
En lugar de suponer una ley de potencia para el potencial gravitatorio, como se hace comúnmente en los estudios dinámicos y de lentes de galaxias, medimos el perfil de brillo de la superficie estelar y lo transformamos en un perfil de masa estelar utilizando mapas espectrales de la relación masa-luz estelar a partir de datos MAGPI. Para construir el potencial, combinamos el perfil de masa estelar con un halo de materia oscura NFW de escala libre, con el fin de probar la llamada conspiración bulbo-halo. Numerosas observaciones han recuperado perfiles de densidad total (bariónica y oscura) casi isotérmicos para poblaciones de galaxias, con una pequeña dispersión intrínseca. Este hallazgo requiere que los componentes de masa oscura y luminosa de alguna manera conspiren para producir una homogeneidad notable en las estructuras de masa de galaxias observadas a pesar de las variadas estructuras de luz estelar. A partir de nuestros modelos, obtenemos perfiles de masa estelar y perfiles NFW restringidos.
