The centers of galaxies at parsec scalesthe case of m87

Resumen

Los centros de las galaxias muestran algunos de los extremos más fascinantes de la naturaleza. Se puede encontrar en ellos: altas concentraciones estelares, agujeros negros supermasivos, altas concentraciones de gas, fuertes campos magnéticos, poblaciones estelares no convencionales, explosiones de formación estelar, etc. Se piensa que estas regiones son reliquias de intensos episodios de formación estelar que dieron forma a la galaxia en sus inicios (por ejemplo, Thomas et al. 2005). Por esta razón, los centros de galaxias son herramientas muy poderosas para entender la formación y evolución de estos sistemas. Complementando esto, tenemos la información sobre las poblaciones estelares de los cúmulos globulares (GCs, por sus siglas en inglés) en estas regiones centrales que nos ayudan a discriminar entre los escenarios de formación y evolución propuestos. Se cree que los GCs son formados en los episodios de mayor formación estelar de la galaxia, y por esa razón son testigos de su formación. Su gran número, sobretodo en galaxias de tipo temprano, la facilidad para detectarlos y su simplicidad los hacen los indicadores ideales de la historia evolutiva de sus galaxias. Una de las mejores aproximaciones al problema de conocer las poblaciones estelares en objetos extragalácticos es investigar su emisión de energía usando el mayor rango espectral posible. Es decir, sus distribuciones espectrales de energía (SEDs). Los distintos rangos del espectro reflejan las estrellas que dominan en esa determinada longitud de onda. Por ejemplo, el infrarrojo cercano (NIR) depende principalmente de estrellas en la rama horizontal de las gigantes, mientras que en el óptico dominan las estrellas en el codo de la secuencia principal. Por lo tanto, se puede determinar con bastante exactitud propiedades de las poblaciones estelares, como edad o metalicidad, si el rango de longitudes de onda es suficientemente amplio y los errores son pequeños (Anders et al.2004). En este contexto, la alta resolución es crucial para medir de forma precisa las SEDs de poblaciones estelares extragalácticas y para separar entre los mecaniscos que tienen lugar en los centros de galaxias. Estos centros de galaxias son especialmente difíciles de estudiar ya que generalmente son demasiado pequeños para que se resuelvan con telescopios de tierra. Conseguir resoluciones de 0.15 arcsec (~12 pc a una distancia de ~16 Mpc) requiere utilizar telescopios en el espacio y/o telescopios de tierra con sistemas de óptica adaptativa. En esta tesis, nos centramos en el estudio de M87, la galaxia elíptica cerca del centro del cúmulo de galaxias de Virgo, como ejemplo de galaxia masiva. En este sentido, sus partes más internas fueron formadas muy temprano y como consecuencia sus poblaciones estelares deben reflejar la evolución que ha sufrido. Por otra parte, el sistema de GCs de M87 es uno de los mejores estudiados. Sus numerosos cúmulos y la proximidad de M87 los hace un blanco perfecto para estudiar la formación de la galaxia. En este caso, la razón principal para usar imágenes de alta resolución espacial, obtenida con NaCo en el Very Large Telescope y con el Hubble Space Telescope, es superar las dificultades que tiene explorar el centro de una galaxia elíptica masiva. Hemos desarrollado una metodología para estudiar las poblaciones estelares de esta galaxia a través de la fotometría de banda ancha, incluyendo el ultravioleta (UV), óptico y NIR. Esa metolodología consiste en la comparación con modelos de poblaciones estelares simples (SSP) usando una rutina de minimización de chi^2. De esta manera, somos capaces de obtener las edades y metalicidades más probables de las poblaciones estelares de una galaxia o de un sistema de GCs. Con este objetivo, hemos compilado fotometría en diversas longitudes de onda para un total de 110 GCs en los 3x3 kpc^2 centrales de M87. Con estos datos, hemos investigado las edades y metalicidades de esta muestra de cúmulos. Su metalicidad media es <[Fe/H]>=-0.5 dex y su edad media es 12.6 Gaños. Este valor medio de [Fe/H] es acorde con estimaciones previas de la metalicidad de las partes centrales de la galaxia (por ejemplo, Kundu et al. 1999). Las edades medidas están de acuerdo con que los GCs sean una población vieja, compatible con las edades espectroscópicas encontradas en partes más externas (Cohen et al. 1998). Estas edades son similares a las que se encuentran en cúmulos globulares galácticos. Respecto al perfil radial de los GCs de M87, encontramos que es compatible con el perfil de los cúmulos globulares rojos en esta galaxia (ver Strader et al. 2011), sugeriendo que la población de GCs dominante en la región central de M87 es rica en metales. También encontramos que estos GCs parecen ser únicos en lo que se refiere a sus propiedades en el UV. Sólo en cúmulo NGC~6441 podría considerarse análogo en sus colores UV. Usando el potencial de estas imágenes de alta resolución espacial y el rango espectral de nuestros datos, exploramos los perfiles de brillo de M87. Complementamos el conjunto de datos con datos de gran campo provinientes de la literatura de GALEX, SDSS y 2MASS para derivar los perfiles de brillo superficial de M87 hasta un radio efectivo (Re ~8 kpc). Aprovechando el rango espectral del que contamos, confirmamos que las variaciones radiales en colores ópticos observadas en M87 (por ejemplo, Peletier et al. 1990) son debidas a cambios en metalicidad. También, derivamos perfiles radiales de edad y metalicidad hasta un Re. El perfil radial de edad es compatible con no tener ningún gradiente, mientras que la metalicidad presenta tres regiones bien diferenciadas: una meseta a r<1 kpc, un descenso hasta ~5 kpc y otra meseta. Estos resultados son compatibles con los resultados obtenidos en Kuntschner et al. (2010). Además, añdiendo datos de la literatura hasta 5Re confirmamos la meseta en la periferia de la galaxia y se observa un descenso en la edad. Esta última meseta parece consistente con su formación a partir de la acreción de satélites (Coccato et al. 2010). Por otro lado, estudiamos la conexión entre la galaxia y sus GCs. Como el perfil radial es similar al perfil de la galaxia, siguiendo el parecido encontrado a radios mayores (Strader et al. 2011), se espera un origen común para galaxia y cúmulos. Encontramos que, aunque hay una diferencia en los colores ópticos de las dos componentes, las metalicidades son similares. Sugerimos que la evolución dinámica sufrida por los cúmulos globulares y la existencia de una segunda población en los GCs enriquecida en helio, sea la causa de la diferencia de colores. Todas estas evidencias, apuntan a un escenario jerárquico para la formación de M87. Las edad y metalicidades de los GCs y de la galaxia sugieren un origen común para ambos sistemas. Además, los perfiles radiales de edad y metalicidad son compatibles con el escenario actual para la formación y evolución de las galaxias masivas, donde la parte central de la galaxia se formó primero y la parte más exterior fue acretada a través de fusiones menores (por ejemplo, Khochfar et al. 2006, Trujillo et al. 2011)