Press Releases

This page shows our various press releases. We will try and provide the texts at least in English and in Spanish.


Two of our professors on Chilean TV

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Anillo ACT172033 "Formation and Growth of Supermassive Black Holes"

A new Conicyt-Anillo project exploring the formation and growth of supermassive black holes has been approved on December 29 2017. The program is led by Prof. Dominik Schleicher, and will make use both of state-of-the-art numerical simulations, as well as world-leading observational techniques, including activities related to the Event Horizon Telescope and the NuSTAR satellite. The program includes professors from Universidad de Concepcion (Neil Nagar, Stefano Bovino), Universidad de Valparaiso (Patricia Arevalo) and Pontificia Universidad Catolica de Chile (Ezequiel Treister). More information can be found on the webpage of the Anillo: www.astro.udec.cl/black_hole_anillo/


Tidal Tails as Probes of the Milky Way Dark Matter Content

Por favor, encuentre la versión en español después de la figura, más abajo.

The Milky Way is surrounded by a multitude of small objects (star clusters and dwarf galaxies), which orbit around the centre of our Galaxy. The gravitational forces of our Galaxy not only keep them on their path around it but also slowly disrupt the small entities. The stars, which get lost do not simply fly away but stay collimated in two arms (or tails) in front and behind the smaller object. These tails are faint and hard to detect observationally but with modern techniques it is now possible to reveal them.

The way the lost stars are moving can be described by theoretical equations called epicyclic theory, a method used by the old Greeks and still very useful. In these equations one sees that the orbits of the stars in tidal tails depend on the properties of their original object as well as the distribution of mass of the Milky Way. Measuring tidal tails can therefore help us to understand the distribution of mass, especially the unknown dark matter of the Milky Way as a whole.

Numerical simulations can help the astronomers to compare easily the theoretical predictions with observations. Therefore we embarked on a journey of simulating tidal tails emerging from dwarf galaxies on different orbits and in different mass distributions of the Milky Way to hopefully come up with clear predictions for observed tidal tails.

Naturally, the amount of stars in the tails is decreasing from close to the object towards the tips of the tails. But at the same time the theoretical equations predict special places within the tails in which we should find more stars than on average, called over-densities.

In our study we find a clear relation between the distance to the first over-density and its size. We also see a puzzling asymmetry between the leading and the trailing tail, which is not supported by the theoretical explanation. These findings can now be used to explain the observed tails and hopefully helps us in the future to better understand the distribution of the unseen dark matter in the Milky Way.

This press release is based on a refereed publication in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society called “Formation and Evolution of sub-structures in tidal tails: Spherical dark matter haloes” by Bastian Reinoso, Michael Fellhauer and Rodrigo Vejar (2018, MNRAS, 476, 1869). It can be accessed as preprint at astro-ph .

Figure explanation: In the top row one can see two snapshots of an orbiting dwarf galaxy and the tidal tails which emerge from the object. One can clearly see that the tails become longer, the longer the object is orbiting the Milky Way. Also the over-densities at both tails are learly visible. The bottom panel shows the density along the tails (from top to bottom) as function of time (from left to right). Horizontal yellow lines are a clear evidence for the over-densities along the tails which devellop with time.

Las colas de marea como sondas del contenido de materia oscura de la Vía Láctea

La Vía Láctea está rodeada por una multitud de pequeños objetos (cúmulos de estrellas y galaxias enanas) que orbitan alrededor del centro de nuestra galaxia. Las fuerzas gravitatorias de nuestra Galaxia no solo las mantienen en su camino a su alrededor, sino que también perturban lentamente a las entidades pequeñas. Las estrellas que se pierden no se alejan volando, sino que quedan colimadas en dos brazos (o colas) delante y detrás del objeto más pequeño. Estas colas son débiles y difíciles de detectar observacionalmente pero con técnicas modernas ahora es posible revelarlas.

La forma en que se mueven las estrellas perdidas se puede describir mediante ecuaciones teóricas llamadas teoría epicíclica, un método utilizado por los antiguos griegos y que sigue siendo muy útil. En estas ecuaciones, uno ve que las órbitas de las estrellas en las colas de mareas dependen de las propiedades de su objeto original así como de la distribución de la masa de la Vía Láctea. La medición de las colas de marea puede, por lo tanto, ayudarnos a comprender la distribución de la masa, especialmente la materia oscura desconocida de la Vía Láctea en su conjunto.

Las simulaciones numéricas pueden ayudar a los astrónomos a comparar fácilmente las predicciones teóricas con las observaciones. Por lo tanto, nos embarcamos en un viaje de simulación de colas de marea que emergían de galaxias enanas en diferentes órbitas y en diferentes distribuciones de masa de la Vía Láctea para, ojalá, obtener predicciones claras para las colas de marea observadas.

Naturalmente, la cantidad de estrellas en las colas está disminuyendo desde cerca del objeto hacia las puntas de las colas. Pero, al mismo tiempo, las ecuaciones teóricas predicen lugares especiales dentro de las colas en los que deberíamos encontrar más estrellas que, en promedio, llamadas densidades excesivas.

En nuestro estudio, encontramos una relación clara entre la distancia a la primera densidad excesiva y su tamaño. También vemos una asimetría desconcertante entre las dos colas, que no está respaldada por la explicación teórica. Estos hallazgos ahora se pueden usar para explicar las colas observadas y, con suerte, nos ayudan en el futuro a comprender mejor la distribución de la materia oscura invisible en la Vía Láctea.

Este comunicado de prensa se basa en una publicación arbitrada en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (Avisos mensuales de la sociedad astronómica real) denominada "Formación y evolución de las subestructuras en las colas de marea" por Bastian Reinoso, Michael Fellhauer y Rodrigo Vejar (2018, MNRAS, 476, 1869). Se puede acceder como preimpresión en astro-ph .

Explicación de la figura: en la fila superior se pueden ver dos instantáneas de una galaxia enana en órbita y las colas de marea que emergen del objeto. Uno puede ver claramente que las colas se vuelven más largas, cuanto más tiempo está el objeto orbitando alrededor de la Vía Láctea. También las densidades excesivas en ambas colas son realmente visibles. El panel inferior muestra la densidad a lo largo de las colas (de arriba a abajo) en función del tiempo (de izquierda a derecha). Las líneas amarillas horizontales son una clara evidencia de las densidades excesivas a lo largo de las colas que se desarrollan con el tiempo.


Theory & Starformation Group won Quimal

With the Quimal grant we will be able to buy the largest and fastest shared memory computer in the whole of Chile.

This machine will be dedicated to run astro-chemical networks.

Please stay tuned for more information soon.

Astrónomos UdeC ganaron proyecto Quimal para crear primer laboratorio computacional de astroquímica utilizando la maquína de memoria compartida mas grande en Chile!

Un equipo de 5 astrónomos liderado por Prof. Dominik Schleicher de la Universidad de Concepción ha ganado el proyecto Quimal170001 para crear el primer laboratorio computacional de astroquímica en Chile. El laboratorio utiliza la tecnica de memoria compartida para conducir simulaciones numéricas de astroquímica en el contexto de formación estelar. „Un fin importante del proyecto es entender el fraccionamiento del deuterio en filamentos y nubes de formación estelar. Eso nos permitirá medir las edades de filamentos y nubes en base a observaciones“, explica el Prof. Stefano Bovino.

Prof. Amelia Stutz, quien ha ganado proyectos de Apex para investigar el fraccionamiento, añade: „No sabemos cuanto tiempo requiere el proceso de formación de las estrellas. Por eso, necesitamos pruebas químicas independientes para determinar la edad de las nubes.“

„La tecnología de la memoria compartida es importante para conducir simulaciones con muchas especies químicas“, explica Prof. Michael Fellhauer. Pero no solo es util para simulaciones, también sirve para reducir datos del telescopio ALMA, o del LCT (Leighton Chajnantor Telescope), un esfuerzo internacional liderado por el Prof. Rodrigo Reeves, que va a contribuir con observaciones al campo de la astroquímica. „La combinación de los métodos en nuestro equipo es único, y nos permite llegar a logros relevantes en formación estelar“, concluye Dominik Schleicher, el director del proyecto.


Mass Segregation in Young Star-forming Regions

Star Clusters (SCs) are objects, which contain hundreds to thousands of stars in a small, rather spherical region in space. Some old objects of this category (globular clusters, as old as the Universe) may even contain several millions of stars. If we look at those objects very closely, we detect that in those objects the most massive stars or, in case of the older clusters, the most massive stellar remnants are concentrated in their centres. We call this fact mass-segregation. This concept is well known and is well explained by standard dynamical theories. With time every stellar system should evolve into a mass-segregated state.

Observations of very young star clusters find that these objects are showing signs of mass-segregation. As those clusters are too young for the standard theory to produce such segregation, we need to find a new process to explain the segregation in those very young objects. Possible explanations could be the influence of binary stars or the simple explanation that these star clusters are born already in a mass-segregated state, i.e. the most massive stars are born in the central and densest region of a molecular gas cloud, the natural birth place of star clusters.

Other observations and theoretical simulations show that young stars are born in clumps and filaments and not as a nearly spherical entity. They evolve in a short time into such an almost spherical state but do not start as such. Now the easy explanation again seems to fail as such entities do not have a densest centre.

Our studies are comprised of simple simulations of clumps and filaments with different placements for the most massive stars. They could either be formed randomly distributed throughout the star forming region, they could indeed form in the most central area or even most far away from the centre. Our results show that independent of the initial placement, once the stars have resettled into a more spherical configuration the most massive objects will reside in the centre. This implies that no matter where the massive stars are born, once we see an object, we would call a star cluster, it is automatically mass-segregated.

On the other hand these findings imply that if we see a mass-segregated cluster, we still have no chance to deduce where the most massive stars have been born.

This press release is based on an accepted publication in the Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS): “How fast is mass segregation happening in hierarchically formed embedded star clusters?” by R. Dominguez, M. Fellhauer, M. Blaña, J.P. Farias and J. Dabringhausen.

Segregación de masas en regiones de formacion estelar jóven

Los Cúmulos de estrellas (SC) son objetos que contienen cientos o miles de estrellas en una pequeña región esférica en el espacio. Algunos objetos antiguos de esta categoría (cúmulos globulares, tan antiguos como el Universo) incluso pueden contener varios millones de estrellas. Si miramos esos objetos muy de cerca, detectamos que en esos objetos las estrellas más masivas o, en el caso de los cúmulos más antiguos, los remanentes estelares más masivos se concentran en sus centros. A esto lo llamamos segregación de masas. Este concepto es bien conocido y está bien explicado por las teorías dinámicas estándar. Con el tiempo, cada sistema estelar debería evolucionar hacia un estado de segregación de masas.

Las observaciones de cúmulos estelares muy jóvenes encuentran que estos objetos muestran signos de segregación de masas. Como esos grupos son demasiado jóvenes para que la teoría estándar produzca tal segregación, necesitamos encontrar un nuevo proceso para explicar la segregación en esos objetos muy jóvenes. Posibles explicaciones podrían ser la influencia de estrellas binarias o la explicación simple de que estos cúmulos de estrellas nacen ya en un estado de segregación de masas, es decir, las estrellas más masivas nacen en la región central y más densa de una nube de gas molecular, el lugar de nacimiento natural de los cúmulos de estrellas.

Otras observaciones y simulaciones teóricas muestran que las estrellas jóvenes nacen en grupos y filamentos y no como una entidad casi esférica. Evolucionan en poco tiempo a un estado casi esférico, pero no comienzan como tales. Ahora la explicación fácil nuevamente parece fallar ya que tales entidades no tienen un centro más denso.

Nuestros estudios se componen de simulaciones simples de grupos y filamentos con diferentes ubicaciones para las estrellas más masivas. Podrían formarse aleatoriamente distribuidos a lo largo de la región de formación estelar, de hecho podrían formarse en la zona más central o incluso más lejos del centro. Nuestros resultados muestran que, independientemente de la ubicación inicial, una vez que las estrellas se hayan reasentado en una configuración más esférica, los objetos más masivos residirán en el centro. Esto implica que no importa dónde nazcan las estrellas masivas, una vez que veamos un objeto, lo llamaríamos un cúmulo estelar, automáticamente se segregará en masa.

Por otro lado, estos hallazgos implican que si vemos un grupo segmentado en masa, todavía no tenemos la posibilidad de deducir dónde nacieron las estrellas más masivas.

Este comunicado de prensa se basa en una publicación aceptada en los Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS): “How fast is mass segregation happening in hierarchically formed embedded star clusters?” por R. Dominguez, M. Fellhauer, M. Blaña, J.P. Farias y J. Dabringhausen.


New results for an alternative formation scenario of dwarf spheroidal galaxies

Dwarf spheroidal galaxies (dSph) are amongst the smallest and faintest galaxies known in the Universe. According to our understanding of the Universe, these galaxies form first in the smallest dark matter (DM) haloes, which can host a luminous galaxy. This implies that these objects are the smallest LEGO bricks from which we assemble larger galaxies.

The standard formation scenario for those objects needs other galaxies to interact with the progenitors of the dSph galaxies we see today. These theories predict that the smallest galaxies in the Universe were tiny rotating disc galaxies and once these galaxies interact with each other or with a major galaxy like our Milky Way (MW) they get shaken and stirred and transform into what we see as dSph today.

The team from Concepcion has proposed a different formation scenario. In this new theory the dSph galaxies form exactly the way we see them today. The theory predicts that the gas inside a small DM halo forms stars in form of many small star clusters and associations, which dissolve with time and spread their stars in the central region of the DM halo. With time we obtain a luminous component (galaxy), which looks like a dSph galaxy. The resulting objects show all the strange attributes we observe in dSph galaxies today like multiple cores or twisted contours.

Our models were often criticised, because we formed all stars at the same time and not at different periods as seen in some dSph galaxies. With this simplification we could get the shape of the object and the movements of the stars right, but we could not predict differences in the element content of the different stars, seen in dSph galaxies, but resulting from the fact that we have multiple generations of stars inside these objects.

We have now published a new study in which we show that our models are still predicting the same objects, even if we form the stars (star clusters and associations) according to the observed spread in element abundances.

Furthermore, our models give some astonishing predictions in which cases we may see dSph galaxies with star clusters and why most of them have none associated with them.

This press release is based on an accepted publication in the Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS): “A possible formation scenario for dwarf spheroidal galaxies - III. Adding star formation histories to the fiducial model” by A.G. Alarcon Jara, M. Fellhauer, D.R. Matus Carrillo, P. Assmann, F. Urrutia Zapata, J. Hazeldine and C.A. Aravena

Spanish version:

Nuevos resultados para un escenario alternativo de formación de galaxias esferoidales enanas

Las galaxias esferoidales enanas (dSph) se encuentran entre las galaxias más pequeñas y débiles conocidas en el Universo. De acuerdo con nuestra comprensión del Universo, estas galaxias se forman primero en los halos de materia oscura (DM) más pequeños, que pueden albergar una galaxia luminosa. Esto implica que estos objetos son los ladrillos LEGO más pequeños a partir de los cuales ensamblamos galaxias más grandes.

El escenario de formación estándar para esos objetos necesita otras galaxias para interactuar con los progenitores de las galaxias dSph que vemos hoy. Estas teorías predicen que las galaxias más pequeñas en el Universo fueron pequeñas galaxias de disco giratorio y una vez que estas galaxias interactúan entre sí o con una galaxia importante como nuestra Vía Láctea (MW) se agitan y se transforman en lo que vemos hoy como dSph.

El equipo de Concepción ha propuesto un escenario de formación diferente. En esta nueva teoría, las galaxias dSph se forman exactamente como las vemos hoy. La teoría predice que el gas dentro de un pequeño halo de DM forma estrellas en forma de pequeños cúmulos y asociaciones de estrellas, que se disuelven con el tiempo y dispersan sus estrellas en la región central del halo de DM. Con el tiempo obtenemos un componente luminoso (galaxia), que se parece a una galaxia dSph. Los objetos resultantes muestran todos los atributos extraños que observamos en las galaxias dSph hoy en día como múltiples núcleos o contornos retorcidos.

Nuestros modelos fueron a menudo criticados, porque formamos todas las estrellas al mismo tiempo y no en diferentes períodos como se ve en algunas galaxias dSph. Con esta simplificación podríamos obtener la forma del objeto y los movimientos de las estrellas correctas, pero no podríamos predecir las diferencias en el contenido de elementos de las diferentes estrellas, vistas en galaxias dSph, pero resultantes del hecho de que tenemos múltiples generaciones de estrellas dentro de estos objetos.

Ahora hemos publicado un nuevo estudio en el que mostramos que nuestros modelos todavía predicen los mismos objetos, incluso si formamos las estrellas (cúmulos de estrellas y asociaciones) de acuerdo con la distribución observada en las abundancias de los elementos.

Además, nuestros modelos ofrecen predicciones asombrosas en qué casos podemos ver galaxias dSph con cúmulos de estrellas y por qué la mayoría de ellas no tienen ninguna asociación con ellas.

Este comunicado de prensa se basa en una publicación aceptada en los Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS): "A possible formation scenario for dwarf spheroidal galaxies - III. Adding star formation histories to the fiducial model" por A.G. Alarcon Jara, M. Fellhauer, D.R. Matus Carrillo, P. Assmann, F. Urrutia Zapata, J. Hazeldine y C.A. Aravena


Theory Day

The meeting appeared in the university press: Link to Spanish article

English translation:

Third meeting of theoretical and numerical astrophysics at the Astronomy Department, UdeC

The meeting gathered researchers from various national institutions at the University of Concepcion, which has the largest group of theorists in this discipline in Chile.

During the seminar, entitled "Workshop on theoretical and numerical astrophysics", topics such as star formation, black holes and formation of galaxies were discussed, among others.

The event was organized by the Theory and Star Formation Group, in which the postgraduate students, professors and postdocs of the University are associated. The idea for such a meeting arose in 2015, since theoretical astrophysicists are a small number in the country.

"We represent only 10% of the astronomers who work in Chile. 90% are dedicated to observation. We developed the theoretical models that allow us to explain the observations, "said Professor Michael Fellhauer, organizer of the meeting.

One of the objectives of the meeting was to make room for presentations from postdoctoral researchers and students. Catalina Aravena, a graduate student in Physics, said that these meetings "serve to know what other researchers are doing in the rest of the country and also to compare how we are working with respect to others." She currently works in the area of ​​stellar dynamics, specifically in the formation of spheroidal dwarf galaxies. "These are understood as the oldest galaxies in the universe, which have given formation to others," she explained.

This workshop included presentations by Nicolás Troncoso (UC), Daniela Barría (Antofagasta), Facundo Gómez (La Serena) and Bastián Reinoso (UdeC); As well as Matías Suazo (UC), Joaquín Prieto (UC), Diego Matus (UdeC), Felipe Navarrete, Joaquín Zamponi (UdeC) and Roberto González (PUC), who presented their current work and exchanged ideas with their colleagues . In addition, there was the presence of Andrés Escala (U. of Chile) and Nelson Padilla (PUC).

To encourage participation, the moderators established a limited schedule for the presentations, giving ample space to the discussion of the topics. The intention was to generate an exchange of ideas among the participants. "The idea of ​​forming a group is to meet and support each other; Solve doubts and see different approaches. For example, in this case of star formation, our partners are not theoretical and give us a look from the observational side" said Jocelyn Hazeldine, student of Master in Physics of the UdeC.


English version at the end

La danza del cazador:

Primeras simulaciones informáticas del movimiento de estrellas y filamentos de gas en la constelación Orión

De las grandes regiones de formación estelar en nuestra Galaxia, la nebulosa de Orión es la mas cercana a nosotros. Esta se ubica dentro de la constelación de Orión, la cual los antiguos griegos veían como el gran Cazador. Esta nebulosa alberga un gran cumulo estelar en formación dentro de un filamento de gas masivo. Las estrellas jóvenes que todavía se están formando dentro de Orión pueden ser afectadas por los movimientos del gas. Usando observaciones hechas por el telescopio espacial Herschel y por el proyecto APOGEE, la Dra. Amelia Stutz había descubierto previamente una pista sobre una posible conexión entre los movimientos de las estrellas y de los filamentos del gas. Ella propuso que estos filamentos de gas podrían ser entidades dinámicas, que podrían mostrar movimientos periódicos. "Los filamentos están bailando". Como resultado, las estrellas jóvenes dentro del filamento experimentarían aceleraciones periódicas, muy similar a lo que sienten los pasajeros en hora punta en un autobús que frena y acelera. Las estrellas podrían entonces ser expulsadas con la huella de la velocidad del filamento de gas. Este fenómeno se ha denominado mecanismo “Slingshot".

En esta nueva investigación, titulada "Eyecciones dinámicas de estrellas debidas a un filamento de gas en aceleración", proporciona el primer estudio del mecanismo “Slingshot” utilizando simulaciones inform´ticas de vanguardia. El estudio, llevado a cabo por académicos de la Universidad de Concepción, consistió en realizar simulaciones de un filamento de gas oscilante con el objetivo de determinar qué efecto tiene el movimiento del gas sobre las estrellas que nacen dentro del filamento.

"Nuestro principal hallazgo es la confirmación de que un filamento oscilante puede de hecho aumentar dramáticamente las velocidades de las estrellas debido a la gran aceleración del filamento de gas. Por otro lado, un filamento de gas sin movimiento no reproduce las velocidades de las estrellas", explica la Dra. Stutz. El Dr. Michael Fellhauer añade: "También damos una predicción muy precisa de qué tan rápido y con qué amplitud el filamento tiene que oscilar para obtener las velocidades de las estrellas que observamos. En otras palabras, nuestros modelos dan los “pasos de la danza” y el “compas" del filamento”.

La investigación será publicada en la revista “Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”, entregando así nuevas ideas respecto al papel fundamental del gas sobre un cúmulo joven de estrellas. Estos resultados representan un primer e importante paso en el desarrollo de una nuevo modelo físico de la formación de cúmulos de estrellas.

Para más detalles de la investigación:

“Eyecciones dinámicas de estrellas debido a un filamento de gas con aceleración” se titula la investigación realizada por los autores T. C. N. Boekholt, A. M. Stutz, M. Fellhauer, D. R. G. Schleicher y D. R. Matus Carrillo.

Video de una simulación en youtube

Articulo en astro-ph

The Hunter’s Dance: The First Computer Simulations of the Movement of Stars and Gas Filaments in the Orion Constellation

Of all the large star formation regions in our galaxy, the Orion nebula is the closest to us. Located within the Orion constellation, called The Great Hunter by the ancient Greeks, this nebula houses a big star cluster in the process of formation inside a massive gas filament. The young stars that are still forming inside Orion may be affected by the gas movements. Using observations from the Herschel Space Observatory and the APOGEE project, Dr. Amelia Stutz had previously discovered a possible connection between the movements of the stars and those of the gas filaments. She suggested that these gas filaments could be dynamical entities presenting periodic movements: “The filaments are dancing.” As a result, the young stars inside the filament could experience periodic accelerations similar to what passengers feel in a bus that is accelerating and braking during rush hour. The stars could then be ejected due to the accelerating gas filament. This phenomenon has been called the “slingshot” mechanism.

This new research, entitled “Dynamical Ejections of Stars due to an Accelerating Gas Filament”, presents the first study of the slingshot mechanism using state-of-the-art computer simulations. Conducted by academics at the University of Concepción, Chile, it consisted in creating simulations of an oscillating gas filament in order to determine the effect of the gas movement on the stars forming inside the filament.

According to Dr. Stutz, “Our main discovery is the confirmation that an oscillating filament can in fact dramatically increase the velocities of the stars due to the large acceleration of the filament. However, a non-oscillating gas filament does not influence the speeds of the stars.” Dr. Michael Fellhauer added: “We also give an extremely accurate prediction of the gas filament's oscillation speed and amplitude that are necessary for the star speeds we observe. In other words, our models give ‘the dance steps’ and ‘the beat’ of the filament.”

This research, to be published in the journal Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, thus advances new ideas about the fundamental role of gas in relation to a young star cluster. The results represent a significant first step in the development of a new physical model for star cluster formation.

For more research information:
The study is entitled “Dynamical Ejections of Stars due to an Accelerating Gas Filament” and the authors are T.C.N. Boekholt, A.M. Stutz, M. Fellhauer, D.R.G. Schleicher and D.R. Matus Carrillo.

Video of a simulation

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