Credito: ESA/Webb, NASA & CSA, J. Lee and the PHANGS-JWST and PHANGS-HST Teams.
Las estrellas se forman dentro de nubes moleculares densas y polvorientas donde la luz visible no puede atravesar, lo que dificulta su estudio con la mayoría de los telescopios. En la luz visible y utilizando potentes telescopios como el Hubble, hemos podido ver, con exquisito detalle, lo que queda de los capullos que formaron estrellas junto al gas molecular disociado que ahora aparece como material atómico brillante, calentado por la intensa luz. producido por las nuevas bolas de fuego que estos formaron. Sin embargo, cómo se forman las estrellas y qué mecanismos determinan cuántas y dónde se forman han sido una fuente de especulación por mucho tiempo.
Aprender más sobre estas densas nubes y cómo forman estrellas requiere observaciones en el infrarrojo (la luz donde irradian el polvo y el gas molecular). Además, los datos de alta resolución recopilados en este tipo de luz, cerca de nosotros y en otras galaxias, son fundamentales para los científicos que buscan comprender cómo la física del gas y la formación estelar a pequeña escala interactúan y determinan la estructura galáctica, o a gran escala, y la evolución de las galaxias.
Este es el objetivo del estudio multi-instrumento y de colaboración científica PHANGS - Física con Alta Resolución Angular en Galaxias Cercanas (o Physics at High Angular resolution in Nearby GalaxieS, por sus siglas en inglés)[1], que incluye observaciones de alta resolución de galaxias cercanas con varios telescopios como son el Arreglo Milimétrico/Submilimétrico de Atacama (ALMA - Atacama Large Millimeter/submillimeter Array)., el Telescopio Espacial Hubble (HST - Hubble Space Telescope), el Telescopio Espacial James Webb (JWST - Jame Webb Space Telescope) y el Telescopio Muy Grande (VLT - Very Large Telescope).
La colaboración PHANGS ha estado construyendo un conjunto de datos con observaciones de galaxias cercanas. Estos pueden ser usados como datos de referencia para estudiar las diferentes fases de formación estelar y el medio interestelar (ISM - Interstellar Medium) a varias escalas. Las observaciones más recientes de 19 galaxias cercanas obtenidas con JWST permitieron al equipo científico alcanzar escalas sin precedentes (~5-50 pc) en las longitudes de onda infrarrojas. A estas escalas, las observaciones proporcionan un inventario detallado de la formación estelar y una medición precisa de la masa y edad de los cúmulos estelares. Estas también permiten la identificación de las poblaciones estelares más jóvenes y la caracterización del estado físico de los granos de polvo pequeños[2].
Credito: Janice C. Lee et al 2023].
Comparando algunas de estas nuevas imágenes PHANGS-JWST de NCG 628 (paneles de la derecha) con datos tomados previamente con Spitzer (paneles de la izquierda), ilustran los ordenes de magnitud en resolución y sensibilidad que se ganan con JWST. Esta resolución permite estudiar individualmente los cúmulos estelares de estas galaxias, así como las poblaciones estelares que estos tienen. También mejora la caracterización de estructuras estelares extendidas y permite discernir objetos de fondo, que no forman parte de la galaxia, que en la imagen de Spitzer son imposibles de resolver (ver las dos galaxias que aparecen en el panel JWST F335M alrededor de las 7:30).
Credito: NASA/Webb, NASA & CSA, J. Lee and the PHANGS-JWST and PHANGS-HST Teams.
Todos los HST Creditos:NASA/STScI
A medida que revisamos las imágenes de estas galaxias observadas en la luz visible e infrarroja, podemos detectar las diferencias y hacernos una idea de cómo los astrónomos utilizan esta información para explicar cuáles son los procesos que se llevan a cabo en los brazos espirales de estas galaxias y cómo se comparan con los procesos en sus centros. Hay una cantidad enorme de información que se puede extraer cuando los astrónomos comparan las observaciones realizadas con varios filtros en distintos instrumentos a bordo del JWST. Algunos filtros proporcionan información sobre la emisión estelar junto con la contribución de la emisión nebular y el polvo caliente. Otros rastrean la emisión de polvo o la contribución de la absorción de silicatos. Algunos otros capturan la emisión producida por los Hidrocarburos Aromáticos Policíclicos (PAH, un componente siempre presente en el material orgánico), brindando información crucial sobre su tamaño y distribución de carga, y con ello poder caracterizar su evolución a través del ISM, esto es, el ciclo de vida de los PHA.
Credito: ESA/Webb, NASA & CSA, J. Lee and the PHANGS-JWST and PHANGS-HST Teams.
Credito:PHANGS, ALMA (PI: A.Leroy), HST* (PI: Jenkins)
La data de ALMA traza el frío gas molecular.
Cuando el equipo examine en detalle las regiones de formación estelar observadas por JWST, ellos podrán determinar con más precisión las escalas de tiempo y la eficiencia de las primeras fases de formación estelar en los diversos entornos galácticos. Con JWST, podrán comprender mejor cómo la retroalimentación de la intensa luz producida por las nuevas estrellas altera la nube natal e incluso podría detener o acelerar la formación de estrellas y nubes. También podrán construir modelos empíricos para las condiciones locales del ISM y cómo éstas condiciones se ven influenciadas por las propiedades de los granos de polvo pequeños. Además, podrán intentar comprender mejor cómo el polvo observado rastrea la actividad de formación estelar en la diversidad de entornos galácticos observados[2][3].
Credito: ESA/Webb, NASA & CSA, J. Lee and the PHANGS-JWST and PHANGS-HST Teams.
Al comparar los datos de luz visible y ultravioleta del HST con los datos infrarrojos del JWST, podemos ver que las regiones de color marrón oscuro en la luz visible, aparecen iluminadas en tonos de naranja y rojo en el infrarrojo medio. Las estructuras que oscurecen toda la luz dentro y detrás de él en las imágenes en la luz visible se deben al polvo que no deja pasar este tipo de luz. En el infrarrojo, esta emisión proviene principalmente de los granos de polvo pequeños, mencionados anteriormente, que absorben y re-emiten la luz generada por las estrellas jóvenes que fueron formadas recientemente en las nubes moleculares oscuras cercanas[4].
Las imágenes también muestran características notables en forma de filamentos, conchas, burbujas y fuentes compactas. Estas se encuentran en redes complejas que tienen poblaciones estelares jóvenes en sus bordes. Estas estrellas jóvenes proporcionan la energía de retroalimentación que, junto con la dinámica galáctica, da forma al ISM que las rodea. Además, en estas imágenes podemos ver fuentes compactas infrarrojas sin contrapartes ópticas, lo que indica los sitios en donde se tienen las primeras etapas de formación estelar[2].
Credito: ESA/Webb, NASA & CSA, J. Lee and the PHANGS-JWST and PHANGS-HST Teams.
El objeto rojo brillante parecido a una estrella en el centro de algunas imágenes de Webb, como la de NGC 7496, no es una estrella sino más bien un objeto brillante y compacto que produce picos de difracción. Picos de difracción similares a este son comunes en cualquier telescopio que observe una fuente brillante. En este caso, la fuente que produce esta luminosidad intensa probablemente sea deba a un agujero negro supermasivo, que en la imagen en luz visible obtenida por el HST, probablemente oscurecido por el polvo, no es más que una nebulosidad brillante en el centro de la galaxia. Sin embargo, no todos los picos de difracción de gran tamaño en los núcleos de estas galaxias son causados por agujeros negros. A veces aparecen cuando una serie de cúmulos de estrellas muy brillantes se encuentran en la región central de las imágenes tomadas por Webb.
Credito: NASA/STScI HST and JWST]
En estas imágenes, el tono azul indica luz procedente de concentraciones de estrellas viejas que emiten luz en el lado más azul del rango de Webb. Estas emiten más luz en el lado rojo del rango visible, por lo que en las imágenes de HST, estas aparecerían en tonos amarillos. Las imágenes de Webb también muestran estrellas recién formadas que aparecen de color azul a lo largo de los brazos espirales de las galaxias. Esto se debe a que estas estrellas jóvenes han expulsado el gas y el polvo que las rodea, permitiendo que su luz, que cae dentro del rango azul de Webb, escape hacia nosotros. Estos también aparecerán en azul en las imágenes del HST, ya que su luz se encuentra principalmente en el lado azul de la luz visible. Similarmente, hay grupos de estrellas más jóvenes que aparecen como estrellas anaranjadas en las imágenes de Webb. Esto se debe a que estas estrellas son estrellas jóvenes, todavía encerradas en sus capullos de gas y polvo en donde continúan reuniendo material de su nube madre, material que les servirá como combustible para mantenerlas vivas durante mucho tiempo. Estos aparecen en color púrpura o rosa en las imágenes del HST[5].
Credito: ESA/Webb, NASA & CSA, J. Lee and the PHANGS-JWST and PHANGS-HST Teams.
El equipo PHANGS planea utilizar las imágenes tomadas con JWST para probar estrategias de selección, así como para producir catálogos completos que les permitan responder muchas de las preguntas que siguen motivando a los astrónomos a realizar este tipo de observaciones.
Puede encontrar estas observaciones del JWST en el sitio de Productos Científicos de Alto Nivel (HLSP) del Archivo Barbara A. Mikulski para Telescopios Espaciales (MAST) [https://archive.stsci.edu/hlsp/phangs
[2] Lee, Janice C. et al. 2023, ApJ,944, 17