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dc.contributor.advisorSánchez Almeida, Jorge
dc.contributor.advisorMuñoz Tuñón, Casiana
dc.contributor.authorPutko, Joseph Henryes_ES
dc.contributor.otherMáster Universitario en Astrofísicaes_ES
dc.date.accessioned2018-10-29T12:05:06Z
dc.date.available2018-10-29T12:05:06Z
dc.date.issued2018es_ES
dc.identifier.urihttp://riull.ull.es/xmlui/handle/915/10965
dc.description.abstractLas galaxias extremadamente pobres en metales (XMPs) normalmente se definen como aquellas que tienen una metalicidad del gas ionizado inferior a una décima parte del valor de la metalicidad solar. Se cree que las galaxias XMPs deben de ser los tipos de galaxias más comunes en el Universo local, aunque generalmente no son detectadas a no ser que se encuentren en la fase “starburst.” Las galaxias XMPs starburst tienden a ser muy explosivas; la morfología típica es “cometaria” o “tadpole”, en la que el starburst es notablemente asimétrico y el componente subyacente (es decir, toda la galaxia salvo el starburst) es alargada. Solo hay unos cientos de galaxias XMPs con starburst, y la mayoría de ellas han sido descubiertas a partir del estudio del catálogo espectroscópico del Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Estas XMPs starburst tienen gran interés astrofísico. Primero, porque se han descubierto grandes inhomogeneidades en la distribución de su metalicidad. Como la escala de tiempos de la mezcla de gases en el disco de una galaxia es corta, el gas pobre en metales que desencadena el starburst tiene que haber sido acretado recientemente. Las simulaciones cosmológicas predicen que los discos de las galaxias son alimentados por la acreción de gas desde la red cósmica, y que este gas externo es quien mantiene la formación estelar en el tiempo. Este escenario de acreción de gas frío de origen cosmológico explicaría las caídas de metalicidad en las XMPs. Debido a que la formación estelar activa de las XMPs parece que es debida a la incorporación de gas pobre en metales, las XMPs proporcionan una de las mejores evidencias observacionales disponibles de materia del medio intergaláctico sobre las galaxias en formación. En términos generales, las XMPs son de particular interés debido a que parecen ser galaxias de disco en sus etapas de formación tempranas, y son las mejores análogas en el Universo local de la primera generación de galaxias de baja masa. Por tanto, entender este tipo de galaxias puede ser de gran ayuda a la hora de comprender la formación y evolución de las galaxias. El escenario de acreción de “cold-flow accretion” en cual el gas acretado directamente desde la red cósmica estimula la formación de galaxias de disco es una predicción robusta de los modelos cosmológicos aunque, desafortunadamente, cuenta con muy poca evidencia observacional. Como explicamos en el párrafo anterior, la caída de metalicidad en las regiones de formación estelar de las XMPs proporciona la mejor evidencia observacional disponible de las predicciones de los modelos, cosmológicos, pero es una evidencia primaria de la acreción de gas desde la red cósmica y no explica la estructura de las XMPs. La estructura de las XMPs no ha sido estudiada hasta el momento, aunque la galaxia subyacente tiene que ser una galaxia de disco para ajustarse las predicciones de los modelos. Hasta la fecha, en el único estudio que ha abordado la estructura de las XMPs de manera directa demostramos que estas galaxias tienen perfiles de luz exponenciales, como es de esperar en las galaxias de disco. El objetivo de este trabajo es caracterizar observacionalmente la forma tridimensional de la galaxias XMP a través de la medida del cociente entre los ejes mayor y menor medido en un conjunto grande de XMPs. Este enfoque revelará el grosor intrínseco de las galaxias y en qué grado son oblata, prolata o triaxial. Se define la relación axial como el cociente entre la proyección del eje menor y la proyección del eje mayor. El método de la relación axial requiere medir la relación axial de un número estadísticamente significativo de galaxias, y posteriormente construir un histograma con la distribución de relaciones axiales observadas. Este histograma se puede modelar como una colección de elipsoides con orientación aleatoria con respecto al observador, cuyas propiedades se pueden inferir realizando ajustes a la distribución observada. Un elipsoide oblato tiene dos ejes de igual longitud y un tercer eje más corto. A dicha morfología le corresponde una distribución de la relación axial plana y tendiendo a la unidad. El elipsoide prolato también tiene dos ejes de la misma longitud, pero el tercer eje es más largo que en el caso anterior. A dicha morfología le corresponde una distribución de la relación axial con un pico escarpado en el lado izquierdo del histograma (relación axial más baja). El elipsoide triaxial, por su parte, no tiene ningún eje de igual longitud, y su distribución de relación axial presenta dos picos. El grosor (relativo al eje mayor) se puede deducir a partir de la caída del histograma hacia pequeñas relaciones axiales, independientemente de la morfología intrínseca del objeto. Las 196 fuentes de tipo XMP de Sánchez Almeida et al. (2016) fueron consideradas en este trabajo. Dicha muestra fue seleccionada para estudiar las propiedades de la clase XMP porque contiene la mayoría de las XMPs conocidas. Se realizaron mediciones sobre imágenes de SDSS de la banda r (data release 12). Se redujo el tamaño de la muestra a 171 galaxias tras inspeccionar visualmente las imágenes en banda r, conjuntamente con las imágenes a color SDSS g-r-i. Fueron omitidas las galaxias que parecían ser fusiones o satélites, y aquellos casos en que fuerzas de marea podrían estar presentes, debido a que en estos tres casos las galaxias probablemente sufren fuerzas externas que influyen en su forma. Para medir la relación axial, se utilizó el programa SExtractor ajustando una elipse a cada XMP y utilizando un umbral de fondo, para que pudiera ser considerada aquella señal más externa de las XMPs que se encontraba razonablemente por encima del ruido de fondo local. Cada elipse ajustada fue meticulosamente inspeccionada visualmente para asegurarnos de que el procedimiento funcionaba con exactitud, usando diagramas de contorno sobre versiones suavizadas de las imágenes como control. El autor de este trabajo realizó comprobaciones en las medidas de relación axial variando el umbral de fondo utilizado para ajustar las elipses, repitiendo las medidas en la banda i de SDSS y comparando los resultados de SExtractor con las relaciones axiales medidas por las herramientas (pipelines) de reducción de SDSS. Además, el error en las relaciones axiales se cuantificó teniendo en cuenta el seeing y tamaño de las galaxias. Sólo una de todas las medidas realizadas posee un error mayor de 0.12 en la relación axial, y el error medio es 0.02. Este pequeño error es un reflejo de que las XMPs son grandes en comparación con el seeing. El eje mayor medio de la muestra es 16.6 arcsec y el seeing medio es 1.2 arcsec. La distribución de relación axial de la muestra de XMPs indica que las XMPs son morfológicamente gruesas, siendo las galaxias más pequeñas las más gruesas en proporción a su tamaño. Sólo el 8% de los XMPs tienen relaciones axiales inferiores a 0.4, pero estas galaxias son mucho mayores que la XMP estándar. No hay XMPs con menos de 5 kpc en su eje mayor que tengan una relación axial inferior a 0.4. La fuerte caída estadística en la distribución de la relación axial cerca de 0.4 sugiere que el espesor más común de XMPs es aproximadamente 0.4 veces el eje mayor. Por otro lado, hay una caída notable cerca de 0.5, y la existencia de múltiples caídas en la distribución de la relación axial observada es coherente con la idea de que el conjunto que las XMPs no comparte un espesor relativo único. Construí un modelo de galaxia para estimar el eje menor mínimo que puede ser medido, y el resultado de dicha simulación indica que las disminuciones en el histograma de relación axial a baja relación axial no son causadas por efecto del seeing. La distribución de la relación axial también indica que las XMP son principalmente triaxiales y que un pequeño número pueden ser prolatas. La triaxialidad se infiere de la escasez de XMPs a alta relación axial, y de que el brillo superficial no disminuye con el aumento de la relación axial, ya que si la escasez fuese debida a un sesgo observacional el brillo superficial debería disminuir conforme aumenta la relación axial. Es importante destacar que la escasez de XMPs observadas a una alta relación axial no se debe a un efecto de selección en función del brillo superficial, ya que el 99% de las XMPs tienen brillo por encima del nivel de completitud espectroscópica del SDSS (90%). La explicación más probable propuesta para la triaxialidad observada y el espesor de las XMPs es que son galaxias en proceso de formación, esto es, se cree que la energía transportada por la caída de gas y la liberación de la energía cinética producida por la formación estelar producen un potencial gravitacional triaxial. Se cree también que ésta es una característica transitoria, porque las galaxias tienden a ser axi-symetricas cuando las fuerzas externas de ser importantes. En el futuro queremos ajustar la distribución de la relación axial observada para cuantificar el grado de triaxialidad de la clase de galaxia XMP. Debido a que se observa que el grosor relativo varía con el tamaño de la galaxia y la distribución de la relación axial muestra múltiples caídas, la clase XMP debe ser separada en subconjuntos para que podamos hacer en el futuro un ajuste aún más preciso. Las medidas de la relación axial corregida por PSF, particularmente para las XMP más pequeñas, también facilitarían ajustar con mayor precisión la relación axial observada, haciendo posible cuantificar mejor el grado de triaxialidad de las XMPs.
dc.format.mimetypeapplication/pdfes_ES
dc.language.isoeses_ES
dc.rightsLicencia Creative Commons (Reconocimiento-No comercial-Sin obras derivadas 4.0 Internacional)es_ES
dc.rights.urihttps://creativecommons.org/licenses/by-nc-nd/4.0/deed.es_ESes_ES
dc.subjectAstrofísica
dc.titleThe shape of extremely metal-poor galaxieses_ES
dc.typeinfo:eu-repo/semantics/masterThesises_ES


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