Kinematics and star formation in a sample of nearby galaxies

Resumen

Las galaxias son grandes concentraciones de gas y estrellas ligadas gravitacionalmente, donde tiene lugar el proceso fundamental de la Astrofísica: el nacimiento, la evolución y muerte de las estrellas. Así pues, la estructura de estos objetos está principalmente controlada por el "feedback" (o retroalimentación) entre los procesos de formación estelar a gran escala y la dinámica galáctica. Entre la dinámica de la galaxia y su estructura morfológica del gas, o patrones de la formación estelar, existe una relación de feedback. La dinámica galáctica redistribuyendo el potencial gravitacional del gas, y éste a su vez al cambiar afecta la dinámica del gas. En esta tesis intentamos estudiar las relaciones existentes entre los mecanismos de la formación estelar y las estructuras tanto espaciales como cinemáticas de los discos galácticos. En particular nos centraremos en las galaxias espirales cercanas, las cuales muestran su característica estructura espiral - tan compleja como llamativa - y que están íntimamente conectadas con la creación de sus componentes estelares. La mayoría de las galaxias son tan lejanas que aparecen casi como fuentes puntuales, por lo que muchos estudios anteriores se han ocupado de medir las tasas globales de formación estelar integrando la luz de todo el disco galáctico. La compresión de la estructura galáctica depende de la información proveniente de galaxias relativamente cercanas, donde sus estructuras son visibles. Algunas poseen una resolución suficiente como para poder realizar estudios de la variación con el radio, o distancia al centro galáctico, de propiedades estelares. Estudios de galaxias cercanas pueden extrapolarse y ser aplicados a galaxias lejanas, cuya información está bastante limitada. Obviamente dichas galaxias lejanas mostrarán o tendrán algunas propiedades distintas respecto a las galaxias cercanas, cosa que debe ser tenida en cuenta cuando se trate de aplicar resultados de estas últimas a las primeras. Además, dentro de las galaxias tenemos que a escalas inferiores del orden del kiloparsec la distribución espacial de la formación estelar está dominada por la estructura del gas donde se ha generado. Mientras que a mayores escalas es el potencial gravitatorio de la galaxia quien domina la distribución de la formación estelar (Sánchez et al. 2010). Por tanto, intentaremos analizar los siguientes aspectos y escalas: Patrones temporales y espaciales de formación estelar en complejos estelares, estructuras espacio-temporales de formación estelar en discos de galaxias espirales, y patrones de velocidad vertical en brazos espirales de una muestra de galaxias espirales. Estudiamos por un lado a menores escalas los complejos estelares, en el Capítulo 2, y por otro a mayores escalas los patrones de la formación estelar en brazos espirales, Capítulo 4, y el campo de velocidades del gas a través de los discos de galaxias espirales, Capítulo 3. Para la realización de esta tesis se han obtenido y utilizado datos espectroscópicos y fotométricos, provenientes tanto del William Herschel Telescope, en el Observatorio del Roque de los Muchachos, en La Palma, como datos de archivo del SPITZER y GALEX. Estos datos abarcan un amplio rango de longitudes de onda (el óptico, el ultravioleta y el infrarrojo), cubriendo el rango espectral desde los 1000 Angstroms aproximadamente hasta las 160 micras. Además de presentar diferentes resoluciones espectrales. De los estudios realizados en esta tesis se pueden derivar las siguientes conclusiones: La formación estelar en el super-complejo de NGC6946 se ha propagado a partir de la formación estelar del cúmulo masivo localizado en su centro, con una velocidad estimada entre 36 y 51 km/s. Se ha obtenido por primera vez un modelo de la propagación de la formación estelar en este complejo Se ha obtenido por primera vez el campo de velocidad del movimiento de recesión de la burbuja. La mayor parte de la pared de la burbuja muestra el gas ionizado por foto-disociación, es decir por fotones ultravioletas provenientes de las estrellas masivas jóvenes. Algunas localizaciones de la pared parecen haber sido ionizadas por choques de baja velocidad producidos por los vientos estelares o explosiones de supernova. Este último resultado es consistente con la dispersión de velocidad supersónica medida a lo largo de la burbuja. Se ha implementado un protocolo para determinar la edad de la población estelar joven en una galaxia a partir de la emisión en Halpha y FUV, corregida de extinción a partir de los datos de FIR. Este protocolo se ha aplicado pixel a pixel, lo que evita la necesidad de detectar y definir a priori las regiones de formación de la galaxia. Se han diseñado y aplicado diferentes tipos de tests para evaluar la robustez y fiabilidad de la metodología. La aplicación de estos tests demuestra que, aunque la calibración absoluta en edad puede depender de los modelos seleccionados, los patrones de edad encontrados permanecen inalterables. Los patrones de edad obtenidos para las seis galaxias de la muestra, indican la gran diversidad de mecanismos físicos que parecen actuar en la modelización del proceso de formación estelar a gran escala. La comparación de los patrones de edad obtenidos con los predichos por Dobbs & Pringle (2010) para la distribución de cúmulos jóvenes nos permite conjeturar acerca de los diferentes mecanismos físicos que excitan y mantienen los brazos espirales. La casuística es variada: M100, M74 y M51 muestran signos de que la formación estelar en los brazos espirales está principalmente inducida por ondas de densidad, aunque los brazos espirales externos de M74 no muestren gradientes de edad perpendiculares y toda la galaxia parezca estar afectada por un gradiente radial de edad. M94 presenta una formación estelar especialmente relevante en un anillo central de 4 kpc de diámetro y 500 pc de anchura que muestra un gradiente de edad con las estrellas más jóvenes definiendo el anillo interno. La existencia de una barra parece ser la principal responsable de esta estructura. La característica principal de M63 es un gradiente de edad que afecta a toda la galaxia yendo de Oeste a Este, mientras que la formación estelar en IC 2574 está dominada por dos regiones HII, una de la cuales con un diámetro aparente del orden de 2 kpc que ha merecido un análisis singularizado. La región HII gigante coincide con una burbuja de HI en expansión. Al igual que en NGC6946 esta estructura parece haber sido originada por la formación de un cúmulo masivo en su centro hace unos 11 millones de años. La velocidad de propagación de la formación estelar se estima en 50 km/s , similar a la velocidad máxima encontrada para NGC 6946. Se ha analizado de forma sistemática el campo de la componente vertical de la velocidad del gas ionizado en una muestra de galaxias espirales de cara. En particular se ha estudiado la relación entre densidad del gas ionizado y amplitud de la corrugación en velocidad. De esta forma se han encontrado dos grandes grupos. En uno de ellos la velocidad y la densidad de del gas muestran una correlación desfasada por una distancia de unos pocos cientos de pc. La otra clase no parece mostrar un patrón bien definido. Estas dos clases muestran diferentes propiedades físicas del gas ionizado definidas a partir de diferentes diagramas de diagnóstico. Aparte de los resultados puramente científicos, en esta tesis he obtenido también otros logros educativos y de experiencia investigadora. Me he familiarizado con diferentes técnicas de reducción de datos espectroscópicos y fotométricos. He trabajado con imágenes y datos en diferentes rangos de longitudes de onda tomadas desde archivo. He llevado adelante el liderazgo en la escritura de tres de los cuatro artículos actualmente publicados o en prensa relacionados con esta tesis. He trabajado en colaboración directa con distinto grupos internacionales durante mis estancias en Australia y , vía Internet, con otros colaboradores en Rusia y Reino Unido. He presentado contribuciones orales de mis resultados en diferentes congresos nacionales e internacionales.