Galaxy Zoo para Astrônomos

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Por que a morfologia de galáxias é importante?

Em primeira ordem, a morfologia de uma galáxia é um traçador da dinâmica orbital das suas estrelas, mas também carrega uma marca dos processos conduzindo formação estelar e atividade nuclear em galáxias. Morfologia visual produz classificações que são fortemente correlacionadas com outros, parâmetros físicos.
Para dar um único exemplo, a presença de múltiplos núcleos e traços de forças de maré indicam que o mecanismo dominante conduzindo formação estelar é uma fusão em curso. Igualmente, a ausência de tais características implica que a evolução de uma galáxia pode ser conduzida por processsos mais lentos ('seculares').

Tradicionalmente morfologia tem sido obtida ou por inspeção visual de imagens de galáxias (e.g. Hubble 1926, de Vaucouleurs 1991, e mais recentemente e.g. Nair and Abraham 2010 ou via parâmetros morfológicos, como Concentração, Assimetria, Aglomeração, M20, Coeficiente de Gini, etc (e.g. Conselice 2003, Lotz et al. 2008). Estritamente falando, esses parâmetros são 'traçadores' morfológicos, cada um com seus próprios vieses embutidos, que são normalmente checados e calibrados usando inspeção visual. Um método visual é normalmente mais resistente a variações em sinal/ruído e resoluções em imagens (e.g. Lisker 2008), tornando-o um método ideal para determinar a morfologia de uma galáxia. Mesmo assim, parâmetros morfológicos tem sido valiosos para classificação em conjuntos de dados de grandes surveys, para os quais inspeção visual por indivíduos (ou pequenos grupos de pesquisadores) podem consumir muito tempo.

Classificação de Conjuntos de Dados de Grandes Surveys Usando Galaxy Zoo

Galaxy Zoo (Lintott et al. 2008, 2011) foi pioneiro em um novo método para realizar classificações visuais em grande escala para conjuntos de dados de surveys. Usando mais de meio milhão de membros do público em geral, o projeto classificou - através de inspeção visual direta - toda a amostra espectroscópica do Sloan Digital Sky Survey e todos os surveys existentes do Telecópio Espacial Hubble (em torno de 1.5 milhões de galáxias no total). Com mais de 40 classificações por objeto, Galaxy Zoo fornece classificação visual e também a incerteza associada (o que é desafiador de estimar se há apenas algumas classificações humanas). As próprias classificações demonstraram ser de precisão comparável àquelas derivadas por astrônomos especialistas (veja Lintott et al. 2008).

Destaques científicos do Galaxy Zoo

O programa científico do Galaxy Zoo contribuiu para conjunto diverso de tópicos, majoritariamente focando-se em no Universo próximo e de redshift intermediário. Alguns destaques recentes incluem os maiores estudos de fusões de galáxias (Darg et al. 2010), galáxias anãs de maré (Kaviraj et al. 2012), faixas de poeira em galáxias early-type (Kaviraj et al. 2012) e barras em galáxias disco (Masters et al. 2011, 2012) no Universo próximo até o momento. Um dos aspectos únicos sobre medidas morfológicas automáticas do Galaxy Zoo é a possibilidade de surpreendentes descobertas (frequentemente auxiliadas por discussões lideradas pelos voluntários no Fórum do Galaxy Zoo). Incluindo a a descoberta das 'green peas' (uma classe de galáxias compactas com formação estelar intensa no Universo Local;Cardamone et al. 2009) e talvez o mais famoso "Hanny's Voorwerp" (Lintott et al. 2009) junto com um levantamento de similares nuvens de gás ionizadas por AGN (Keel et al. 2012). A disponibilidade de uma grande amostra de galáxias com informações de cor e morfologia levou à importante constatação de que cor, não morfologia, é mais fortemente correlacionada com ambiente (Bamford et al. 2009; Skibba et al. 2009), revelando subclasses intrigantes de galáxias, como galáxias espirais vermelhas (Masters et al. 2010) e elípticas azuis (Schawinski et al. 2009).

As muitas fases do Galaxy Zoo

O site atual incorporou imagens de uma variedade de diferentes telescópios, incluino SDSS, HST, UKIRT, VST and the CTIO 4-m Blanco telescope. As imagens do SDSS são do DR8 e do Souther Galactic cap, que aumenta o tamanho da amostra de galáxias no Universo Local em 40%. As imagens do HST são do CANDELS, o maior HST Treasury Program. Esse survey é desenhado para aproveitar o advento da Wide Field Camera 3 (WFC3), que está rapidamente abrindo uma nova janela para galáxias em z > 1 - os primeiros 50% do tempo de vida do Universo. Previous HST imaging at these epochs largely sampled the rest-frame ultraviolet, since the available survey instruments (e.g. ACS) operated in the optical wavelengths. However, the near-infrared capabilities of the WFC3 (a factor of 20 better than NICMOS) are providing us with unprecedented rest-frame optical data of galaxies at z > 1.

CANDELS is using the WFC3 near-infrared filters to image 800 arcmin2 in established HST legacy fields (e.g. GOODS, COSMOS). The near-infrared WFC3 images are particularly important because morphological analysis is best performed in rest-frame optical wavelengths, which trace the underlying stellar population of the galaxy rather than just the UV-bright star-forming regions.

The combination of the SDSS and CANDELS Galaxy Zoo samples will offer a formidable tool for answering significant open questions that demand a morphological analysis. For example, at what epochs was the Hubble sequence established? How and when were the primordial spheroids formed? What was the relative role of major mergers and secular processes in driving star formation and black hole growth in the early Universe?

The UKIRT images are from the Large Area Survey (LAS) as part of UKIDSS, which imaged 4000 sq. deg. of the sky overlapping with the SDSS fields. We selected all galaxies classified in Galaxy Zoo 2 that had high-quality UKIDSS imaging, totaling about 70,000 galaxies. The images shown on the site are a colour-composite of the Y, J, and K-band images (where the J-band uses dithered observations to improve the angular resolution in that channel). These images will allow us to trace morphology as a function of wavelength; for example, whether the observed bar fraction increases for galaxies in the rest-frame infrared.

Galaxy Zoo also includes a small set of SDSS images that have been artificially processed to simulate the observed effects of redshift. This set used a morphologically diverse sample of galaxies from Galaxy Zoo 2 and were processed using the FERENGI code (Barden, Jahnke, & Hausler 2008) out to redshifts of z=1. Results from these images were used as calibration for galaxies in the GZ: Hubble data, since it allowed us to assess resolution and brightness-dependent biases independent of true galaxy evolution.

In early 2015, three new sets of data were put into Galaxy Zoo. Two of them are from Hubble surveys for which we already have GZ morphological classifications --- GOODS and CANDELS. The new images explore how changing the depth of data (a surface brightness limit) affects the morphological measurements. The new CANDELS images are from 2-epoch data (which is shallower than the 5-epoch data already cataloged), and the GOODS images come from the full-depth images, supplementing the shallow observations already completed in GZH. Finally, we added roughly 1000 images each of galaxies from SDSS in their monochrome ugriz filters, which will allow a more careful measurement of morphology as a function of wavelength.

The Dark Energy Camera Legacy Survey (DECaLS) is a public imaging survey intended to supplement spectroscopic measurements being collected by various iterations of the SDSS. Using the Dark Energy Camera mounted on the 4-m Blanco telescope at the CTIO in Chile, the DECaLS team is imaging 6700 square degrees of the sky overlapping with the SDSS footprints, including Stripe 82. Images are taken in the g, r, and z bands and have significantly better angular resolution and point-source sensitivity than the SDSS images. DECaLS images combined with Galaxy Zoo morphologies will be used for several science goals, including measurement of the Hubble sequence at lower luminosities, detection of tidal tails and minor mergers, and serendipitous discovery of rare and unusual objects. DECaLS images were put into Galaxy Zoo beginning in mid-2015.

Galaxy Zoo is also working with state-of-the-art simulated images of galaxies in order to test the physical models that go into these simulations and assess whether the reproduced morphologies match those that are seen in the Universe. The Illustris simulation is a massive cosmological simulation that traces both dark matter and baryons via realistic physical models over evolving conditions down to the Universe at its present day. Galaxy Zoo is classifying simulated images of galaxies formed in the Illustris simulations, which appear as if they were observed with the SDSS telescope located at a distance of 223 Mpc (redshift z=0.05). The galaxies appear at a variety of angles and against several sets of real sky backgrounds, allowing for a direct comparison to the morphologies observed in previous projects such as Galaxy Zoo 2. Illustris data were put into Galaxy Zoo beginning in mid-2015.

Another new source of images is provided by the Galaxy And Mass Assembly Survey. GAMA combines multi-wavelength data from many ground and space-based survey facilities in order to study the structure of galaxies and dark matter on scales from thousands to millions of light years. In particular, GAMA has added valuable distance information for nearly quarter of a million galaxies via a large redshift survey on the AAT. This enables the environment of galaxies, the groups and large scale structure in which they live, to be very well characterised. GAMA has recently benefitted from images provided by the Kilo-Degree Survey (KiDS) on ESO's VST. These dramatically improve on SDSS, the previous source of GAMA's optical imaging. The better resolution and depth will allow us to study fainter structures in many more galaxies, helping us to further understand the links between environment and morphological transformations. GAMA KiDS images were first added into Galaxy Zoo at the end of 2016.

The purpose of the Galaxy Zoo project is to answer a variety of scientific questions, to prepare the ground for morphological work using future instruments like the JWST, and to produce samples of morphologically selected high-redshift galaxies for follow-up using instruments like the extremely large telescopes and ALMA.