Presentamos los primeros resultados del proyecto internacional de legado MaNGA-ARO Survey of CO Targets (MASCOT) impulsado por ESO y realizado a través del Radio Observatorio de Arizona (ARO) [1]. Gracias a su antena de doce metros, se ha podido trazar el gas molecular en una muestra de unas doscientas galaxias cercanas seleccionadas desde la base de datos Mapping Nearby Galaxies at Apache Point Observatory (MaNGA) [2]. El objetivo principal de MASCOT reside en investigar el contenido de gas molecular de las galaxias disponible para la formación de estrellas, además de abarcar temas como la estrecha relación entre las propiedades del gas molecular (masa y cinemática) y, por ejemplo, el ritmo de formación estelar y la metalicidad.
En este primer artículo (Wylezalek et al.) presentamos los rasgos globales del proyecto:  luminosidad y cinemática de la línea de emisión de CO (1-0) y las masas de gas molecular [3]. Observamos que la disminución en la tasa de formación estelar de la galaxia en relación con la secuencia principal de formación estelar [4] aumenta con la disminución del contenido de gas molecular, confirmando estudios previos. Al relacionar la masa molecular del gas con los gradientes espaciales de edad estelar (derivados de las observaciones complementarias de MaNGA), encontramos que las galaxias con fracciones de gas de masa molecular más baja tienden a mostrar poblaciones estelares más viejas cerca del centro galáctico, mientras que se observa lo contrario para galaxias con fracciones de masa en gas molecular más altas. Estos resultados nos han proporcionado una primera evidencia de la tendencia de las galaxias hacia una fase evolutiva de “inside-out quenching” [5].
¡Pero esto no se acaba aquí! En trabajos futuros se investigarán las relaciones entre las propiedades del gas molecular y los diagnósticos ópticos proporcionados por los datos de MaNGA.

[1]. ojos milimétricos a discreción

El telescopio ARO es un telescopio de vanguardia para estudiar la luz del universo frío (como el gas molecular). Esta luz tiene longitudes de onda de alrededor de un milímetro (radiación milimétrica o submilimétrica), colocándose entre el infrarrojo y las ondas de radio del espectro electromagnético. ARO trabaja en el rango de uno a cuatro milímetros, lo que en astronomía se llaman ondas “largas”, aunque en la vida cotidiana es un tamaño pequeño, del orden del grosor de los trajes de neopreno para bucear.
Parte de la luz milimétrica de las galaxias proviene de las grandes nubes densas y frías (con temperaturas cercanas al cero absoluto) del espacio interestelar, cunas de la formación de estrellas. Estas llamadas “nubes moleculares” permanecen ocultas en el rango visible de la luz (aparecen como manchas oscuras en las imágenes ópticas), pero brillan con intensidad en el rango milimétrico y submilimétrico del espectro.
MASCOT, como MaNGA, es un proyecto de legado, es decir, sus datos procesados se ponen a disposición del público. Esto significa que cualquier persona puede bajar los datos y usarlos para su investigación, para enseñar o simplemente por curiosidad.
https://wwwstaff.ari.uni-heidelberg.de/dwylezalek/mascot.html

[2] MaNGA, no solo anime japonés

Como decía mi compañera, la astrónoma Mary Lili Martínez Aldama en el número 54 de esta revista, “muchas veces los astrónomos tenemos que trabajar con grandes muestras de objetos para poder describir su comportamiento de forma general”. Y este es exactamente el caso de MaNGA.
Con MaNGA se observaron unas diez mil galaxias gracias a un instrumento de unidad de campo integral que mide espectros resueltos espacialmente, es decir, recopila espectros en muchas regiones diferentes de la galaxia. El objetivo de MaNGA radica en comprender la “historia de vida” de las galaxias actuales. ¿Por qué las galaxias muestran tal variedad de propiedades? ¿qué transformaciones pudieron sufrir las galaxias actuales a lo largo de su historia de vida? Para responder a estas y más preguntas, MaNGA proporciona mapas bidimensionales de, entre otros, la velocidad y edad de las estrellas en las galaxias, abundancia de elementos, propiedades del gas o ritmo de formación estelar.

[3]. Del gas molecular a las estrellas: la línea de emisión de CO (1-0)

Las observaciones en radio y milimétricas arrojan luz sobre las nubes moleculares donde nacen las estrellas. Las estrellas se forman cuando el gas frío y denso de esas nubes colapsa bajo su propio peso. Por lo tanto, no es extraño pensar que la tasa de formación estelar y la cantidad de gas puedan estar correlacionadas. Aun así, estimar el ritmo de formación estelar es una tarea delicada, y es fundamental encontrar un buen trazador para observar.
La mayor fuente de información acerca de las nubes moleculares proviene del análisis de líneas de emisión de moléculas, como la del monóxido de carbono (CO) o sulfuro de carbono (CS), que se observan sin mucha contaminación atmosférica en la llamada “ventana de 3 milímetros” (72-116 GHz).
Estudios de nuestra propia galaxia y de las galaxias cercanas han establecido que la línea CO (1–0), observada a una frecuencia de 115.271 GhZ, es buen indicador para rastrear el hidrógeno molecular (H2) el mayor constituyente de las nubes moleculares.
La intensidad de la línea de CO (1-0) se convierte en masa de gas molecular (a través de factores empíricos) para trazar la reserva de gas disponible para formar estrellas nuevas.

[4]. Secuencia principal de las galaxias

Observaciones del universo local han revelado que la masa en estrellas de una galaxia puede estar estrechamente relacionada con muchas de sus otras propiedades físicas.
La estrecha correlación entre la tasa de formación estelar y la masa estelar (la “secuencia principal”) ha sido ampliamente estudiada durante la última década. Dicha relación sugiere que las galaxias convierten el gas en estrellas en tiempos escalas muy largos (“evolución secular”). Pero es cierto que no se trata de una ley universal, y puede variar según el tipo de galaxia. Determinar las razones físicas subyacentes de esta relación empírica y explicar los procesos que pueden hacer que galaxias individuales o familias de galaxias se desvíen de ella es un área activa de investigación en la evolución de galaxias. Esos procesos podrían estar relacionadas con una combinación de eventos que ocurren en escalas de tiempo cortas, como estallidos violentos de formación estelar y/o el agotamiento rápido de la reserva de gas para formar estrellas.
 

[5] Evolución galáctica

Las galaxias que observamos en el universo actual exhiben una notable variedad de propiedades, como morfología, luminosidad y dinámica. Y, por lo general, encontramos que son rojas o azules, es decir, las primeras no están formando activamente estrellas (galaxias apagadas), mientras que las segundas sí. Solo algunas tienen características intermedias y se localizan en el llamado valle verde. Las estrellas se forman a partir del gas frío intergaláctico y, si el proceso de evolución fuera simplemente una cuestión del lento gastar el gas con el tiempo, esperaríamos ver muchas más galaxias en el valle verde.
La formación de estrellas y la fusión de galaxias son, sin duda, motores de la evolución galáctica. Pero, en cambio, algún proceso debe estar terminando rápidamente la formación de estrellas, haciendo que la transición del azul al rojo sea relativamente rápida. 
Una posibilidad que se está explorando mucho en la última década es la retroalimentación debida a la intensa actividad de los agujeros negros supermasivos, y/o a la violenta formación de estrellas. Estos procesos pueden desencadenar la formación de grandes movimientos de materia (los supervientos galácticos) y calentar el medio interestelar frío.
De esta manera se ralentiza o, en los casos más extremos, se detiene la formación de estrellas, ocurriendo antes en el centro de las galaxias y luego en las zonas más periférica, de allí en nombre “inside-out quenching”.