El sondeo VVV [1] es un sondeo público de ESO que escanea el bulbo de la Vía Láctea y la sección adyacente del plano medio sur en el infrarrojo cercano. Esta área es activa en la formación de estrellas y muy rica en polvo y gas interestelar , lo que hace imposible ver a través de ella en el espectro visible debido a que la extinción y el hacinamiento son altos. Sin embargo, existen algunas "ventanas claras" a lo largo de toda el área del sondeo donde se pueden realizar sondeos ópticos, como MACHO , OGLE y EROS.
Con el avanzado telescopio VISTA de 4 metros en Paranal , el sondeo VVV ha estado realizando sus 1929 horas de observaciones en 520 grados cuadrados desde 2010, creando sistemáticamente el área de sondeo para múltiples épocas. El catálogo conocido en 2010 era de aproximadamente 10^9 fuentes puntuales, incluyendo 33 cúmulos globulares conocidos y ~350 cúmulos abiertos.
El objetivo principal del telescopio VISTA está en sintonía con los objetivos del "Telescopio de sondeo visible e infrarrojo para astronomía" [2] , que establece: "El propósito del telescopio de sondeo de campo amplio (1,65° de diámetro en el infrarrojo) y la cámara es realizar estudios extensos de los cielos australes cuya sensibilidad se adapte a las necesidades de los telescopios de clase 8 m actuales".
El producto final del estudio VVV será un atlas profundo del infrarrojo cercano en cinco bandas de paso y un catálogo de más de un millón de fuentes puntuales variables.
Para una comprensión completa de las fuentes variables en la Vía Láctea, las observaciones se combinarán con datos de MACHO, OGLE, EROS, VST, Spitzer, HST, Chandra, INTEGRAL, WISE, Fermi lAT, XMM-Newton, GAIA y ALMA.
Como encuesta pública, la VVV pone a disposición de toda la comunidad datos que permiten realizar estudios más profundos sobre la historia de la Vía Láctea, su evolución como cúmulo globular y el censo de población del bulbo galáctico, así como la investigación de las regiones de formación estelar en el disco. La publicación de los datos la realiza la VSA en Edimburgo.
El conocimiento sobre el bulbo galáctico en 2010 era que era triaxial y cuadrado, y que contenía una barra (Dweck et al., 1995; [3] López-Corredoira et al., 2005; Benjamin et al., 2005). Se cree que este escenario es el canal dominante de formación de bulbos en espirales de tipo tardío (Sbc), sin embargo, la Vía Láctea es problemática de entender en este contexto, porque si bien su brillo superficial muestra una estructura barrada, su población estelar es predominantemente antigua (Kuijken y Rich, 2002; Zoccali et al., 2003) y tiene un realce de elementos α, característico de una formación rápida. Sin embargo, la elevada edad media del bulbo aún deja espacio para una pequeña fracción de objetos estelares jóvenes (YSO) que se han encontrado en el interior del bulbo (p. ej., Schuller et al., 2006; Yusef-Zadeh et al., 2009). Esto concuerda con los resultados de Zoccali et al. (2006), que indican que la composición química de las estrellas del bulbo es diferente de la de las estrellas de disco delgado y grueso. Por lo tanto, las predicciones a partir de la formación del bulbo de la Vía Láctea a través de la evolución secular del disco parecen estar en conflicto con algunas propiedades clave de su población estelar. Sin embargo, Meléndez et al. (2008) publicaron recientemente resultados que contradicen a Zoccali et al. (2006) y muestran que las estrellas del bulbo y del disco son indistinguibles en su composición química. Dado que los colores del infrarrojo cercano dependen en gran medida de la metalicidad, el estudio VVV nos ayudará a investigar la distribución de la metalicidad en la región estudiada. Los datos espectroscópicos (p. ej., futuro APOGEE; Majewski et al., 2007) proporcionarán abundancias adicionales de elementos α.
Entre las estrellas variables se encuentran las RR Lyrae y las Cefeidas, que son indicadores de distancia bien conocidos que proporcionarán la tercera dimensión en el mapa 3-D de la región estudiada, lo que proporcionará información importante sobre las edades de las poblaciones. Una comparación entre las RR Lyrae y las Cefeidas de tipo II en el campo y en los cúmulos globulares puede contener información valiosa sobre la formación del bulbo (por ejemplo, Feast et al., 2008). La cosmología ΛCDM moderna predice que las galaxias grandes como la Vía Láctea se formaron por la acreción de cientos de "fragmentos protogalácticos" más pequeños, tal vez no muy diferentes de los progenitores de los satélites esferoidales enanos actuales (por ejemplo, Abadi et al., 2003). Recientemente se ha sugerido que dos cúmulos globulares muy masivos en el bulbo galáctico, NGC 6388 y NGC 6441, son los restos de galaxias enanas que se acrecionaron en el curso de la historia de la Galaxia (Ree et al., 2002). Estos cúmulos podrían resultar similares a los casos de M54 (NGC 6715), en el centro de Sgr dSph, que actualmente está siendo canibalizado por la Vía Láctea (Ibata et al., 1995), y de ω Cen (NGC 5139), que desde hace tiempo se ha sospechado que es el núcleo remanente de una galaxia enana (por ejemplo, Altmann et al., 2005, y referencias allí). Nuestra propuesta de búsqueda de RR Lyrae y Cefeidas de tipo II en el bulbo galáctico revelará la presencia de restos relacionados con los eventos de acreción que podrían haber dejado atrás a NGC 6441 como objeto remanente. Este último es parte de nuestro estudio.
El estudio se realizó sobre el plano galáctico en la región −65° < l < −10° y |b| < 2°, donde la actividad de formación estelar es alta y para la cual existen datos complementarios ópticos, de infrarrojo medio e infrarrojo lejano de VPHAS+, los estudios Spitzer y MIPSGAL, y de los estudios de todo el cielo AKARI y WISE. La adición de esta región también nos permitirá discriminar entre varios modelos de la estructura galáctica interna que, además del bulbo triaxial, contienen una barra larga y un anillo (p. ej., López-Corredoira et al., 2007), o no (p. ej., Merrifield, 2004, y referencias allí). De hecho, la región seleccionada incluye la supuesta punta de longitud negativa de la barra larga (en l ≈ −14°, |b| < 1°), que aún no ha sido observada. Otros parámetros importantes, como la dispersión de la velocidad y la metalicidad, se determinarán mediante observaciones espectroscópicas de seguimiento. Además, se medirá la función de luminosidad de los propios cúmulos, tanto de los cúmulos de formación estelar como de los cúmulos abiertos más evolucionados. Estos problemas no se pueden abordar con estudios ópticos, debido a la alta extinción en el plano. Los datos de Spitzer serán inestimables para detectar las protoestrellas de alta masa más ocultas dentro de las regiones de formación estelar. Un estudio en el infrarrojo cercano será más sensible a todos los objetos, salvo a los más rojos, y la resolución espacial superior en estas bandas de ondas será esencial para resolver cúmulos distantes y las poblaciones de campo abarrotadas.
El área de estudio VVV consta de 348 teselas, 196 teselas en el abultamiento y 152 en el área del disco. Se planeó que estos dos componentes cubrieran 520 grados cuadrados, de la siguiente manera: (i) el área de estudio del abultamiento VVV cubre 300 grados cuadrados entre −10° ≤ l ≤+10° y −10° ≤ b ≤+5°; y (ii) el área de estudio del disco VVV cubre 220 grados cuadrados entre 295° ≤ l ≤ 350° y −2° ≤ b ≤ +2° Sin embargo, para maximizar la eficiencia del proceso de labranza, la herramienta de definición del área de estudio (SADT; Hilker et al. 2011) produjo algunos cambios en los bordes del área de estudio y, como resultado, se observó un área de ~562 grados cuadrados (42 grados cuadrados más grande). Por lo tanto, el área observada está dentro de −10,0 ≤ l ≤ +10,4 y dentro de −10,3° ≤ b ≤ +5,1° en el bulbo, y 294,7° ≤ l ≤ 350,0° y −2,25° ≤ b ≤ +2,25° en el disco. El área de estudio VVV y la numeración de los mosaicos se muestran en la Fig. 2, mientras que la lista de todos los centros de mosaicos en coordenadas ecuatoriales y galácticas se da en la Tabla A.1. Los nombres de los mosaicos comienzan con “b” para el bulbo y “d” para los mosaicos del disco, seguidos por la numeración que se muestra en la Fig. 2.
El 15 de enero de 2006, la ESO hizo una convocatoria para la presentación de propuestas de encuestas públicas para VISTA. Se presentaron catorce propuestas y, en noviembre de 2006, la encuesta VVV fue aprobada por VISTA.
La convocatoria del segundo ciclo de Encuestas Públicas para VISTA, 2016 a 2020, se abrió el 1 de agosto de 2015 y la Encuesta VVV eXtended fue aceptada.
