Una galaxia E+A al microscopio: estudio detellado de SDSS J092006.43+015807.7 con MUSE

Abstract

Las galaxias E+A fueron descubiertas por Dressler and Gunn en 1983. Estas se caracterizan por presentar flujos de absorción muy fuertes para las líneas de Balmer y también por la ausencia de [O ii] en su espectro: en definitiva, no hay indicios de formación estelar en toda la estructura galáctica. Aunque se consideran un elemento clave en el estudio de la evolución galáctica, no existe mucha bibliografía sobre las E+A y tampoco está establecido el mecanismo mediante el cual se llegan a formar, aunque existen dos hipótesis: por interracción galaxia-galaxia o por "barrido por presión de arrastre" (ram-pressure stripping). En particular, para la galaxia que se estudia en este trabajo, SDSSJ092006.44+ 015807.7, la única información disponible en el óptico es una imagen en falso color y un espectro tomado en una apertura de 3" de diámetro de su región central. El cubo de datos tomado por el espetrógrafo de campo integral MUSE (colocado en el VLT, Very Large Telescope) ha facilitado el estudio espectral de SDSS J092006.43+015807.7. Tras obtener los espectros observados para 22 regiones repartidas en toda la galaxia, se han pasado por el programa FADO para obtener la componente estelar modelada de los mismos. El espectro resultante de restar la parte estelar de la modelada (es decir, la componente del gas) se ha usado para medir los flujos integrados de varias líneas espectrales de las que hemos obtenido información a lo largo de todo el trabajo. Antes de poder interpretar los flujos, es necesario corregirlos de atenuación, que es el efecto que tiene el polvo interestelar sobre la luz que nos llega de un objeto. Para poder realizar esto, es imprescindible obtener el valor de atenuación de cada región. En este caso, se empleó el decremento de Balmer para la atenuación del gas y los resultados del modelado de FADO para la estelar. Por otra parte, se estudiaron diagramas de diagnóstico (BPT) para discernir el origen de la ionización del gas para cada apertura estudiada. También se ha estudiado la relación de las anchuras equivalentes del doblete Na D con la atenuación, así como la velocidad relativa de cada región respecto del núcleo galáctico. La estructura del trabajo se divide en varios bloques. En primer lugar, se presenta una introducción a las galaxias E+A y a sus principales características espectrales, así como el instrumento usado (MUSE) para obtener el cubo de datos que se analizará en este proyecto. También se adjuntan algunos de los parámetros concretos para la galaxia que se va a estudiar, SDSS J092006.43+015807.7. En el segundo bloque se explica la metodología aplicada para la obtención de resultados: es decir, las líneas de trabajo que se han seguido, así como los programas usados. En particular, se resalta la creación de modelos para las líneas espectrales, clave para la derivación de los parámetros a discutir. Por último, se analizan los resultados, comparándolos con otros trabajos, ya sean sobre el mismo tipo de galaxia o de otras. Estos últimos se han usado para comparar valores de galaxias más estudiadas con lo que hemos obtenido para SDSS J092006.43+015807.7, y así resaltar el hecho de que las E+A son galaxias atípicas y de las que no se dispone tanta información. Cabe destacar que se ha incluido el estudio de un factor relacionado con la atenuación que, hasta donde sabemos, no se había plasmado anteriormente en un trabajo relacionado con las E+A. Para finalizar el trabajo, realizamos una conclusión en la que se recopilan los principales resultados que hemos obtenido. La morfología de SDSS J092006.43+015807.7 y el tipo de rotación que presenta, indican que esta galaxia surgió de un merger entre dos galaxias con distinta masa. Además, el análisis de los diagramas de diagnóstico BPT apunta a que el núcleo está formado por un AGN, cuya influencia podría ser la causante de la terminación de formación estelar. La gran cantidad de gas ionizado presente en la galaxia está fundamentada por los valores calculados para la atenuación tanto para el gas como para las estrellas y, además, el exceso de sodio es indicativo de que el contenido de medio interestelar también es alto, aparte del gas ionizado. Estos resultados son el fruto de un primer análisis de las características morfológicas y espectrales de SDSS J092006.43+015807.7. Hemos añadido, para cerrar el estudio, una serie de líneas de trabajo futuro que ayuden a afianzar lo que hemos concluido y que extiendan los conocimientos sobre esta galaxia y otras E+A.