Kinematics, morphology and star formation in evolving galaxies

Abstract

La evolución de las galaxias es un proceso complejo con gran cantidad de factores internos y externos que le influyen de maneras que no se pueden discernir de forma inmediata y que interactúan entre ellos de muchas formas. Uno de los principales causantes de evolución galáctica es la retroalimentación cinética de estrellas masivas o AGN que es capaz de modular la formación estelar, amuentándola o reprimiéndola según las circunstancias. Esta retroalimentación cinética se manifiesta principalmente en forma de burbujas de gas en expansión, que son la consecuencia de los vientos supersónicos o explosiones de supernova barriendo el gas alrededor de la fuente y formando una cáscara en expansión impulsada por el choque. Nuestro objetivo es detectar y caracterizar estas burbujas tal y como se observan en galaxias cercanas, utilizando datos de nuestro instrumento GHαFaS, un espectrómetro Fabry-Pérot (FP) capaz de medir el perfil de la línea de Hα con alta resolución espacial (limitada por seeing) y espectral (∼6-8 km/s), con un gran campo de visión de 3.4 arcmin x 3.4 arcmin que nos permite analizar la cinemática de galaxias cercanas en gran detalle. La presencia de expansión en un lugar se puede detectar por la presencia de lo que llamamos la característica de expansión: un par de picos secundarios que se encuentran uno a cada lado de el pico principal de la emisión y que tienen una separación en velocidad similar respecto a éste. Hemos desarrollado un método capaz de detectar automáticamente la presencia de componentes múltiples en un perfil de línea espectral que hemos usado para escribir un programa, BUBBLY, que detecta y ajusta todas las componentes de línea espectral sobre toda la galaxia y las ajusta. Después del ajuste BUBBLY detecta la presencia de la característica de expansión y produce un mapa de expansión mostrando la separación en velocidad de las componentes secundarias respecto al pico principal. Con este mapa podemos detectar la presencia de burbujas y obtener sus propiedades. Hemos aplicado BUBBLY a tres galaxies donde encontramos resultados interesantes en términos de la presencia de burbujas en expansión. En M33, una galaxia cercana, observamos un campo del brazo sur de la galaxia que contiene varias regiones HII y en una de ellas detectamos tres burbujas distintas aparentemente concéntricas. Utilizamos observaciones adicionales de espectro de rendija de las líneas de emisión Hα, [NII] y [SII], lo que nos permitió establecer que las burbujas fueron creadas por explosiones de supernova. Al calcular las masas de las cáscaras encontramos que incluso usando aproximaciones que imponen un límite inferior duro a la masa ésta era demasiado alta considerando que las explosiones ocurrieron en un intervalo corto de tiempo y después de la primera apenas debería quedar gas. Propusimos que la existencia de grumos moleculares dentro de la región HII explicaría la masa ausente. Este escenario también explica otra inconsistencia acerca de las bajas energías cinéticas para remanentes de supernova de estas edades. Las Antenas son un par de galaxias en interacción fuerte que actualmente sufren un gran brote de formación estelar. Aplicamos BUBBLY a un cubo de GHαFaS y detectamos la presencia de 17 superburbujas asociadas a la mayoría de las regiones HII más brillantes del objeto. Encontramos burbujas de gran tamaño, entre 150 - 500 pársecs en radio, con energías entre decenas y centenares de explosiones de supernova. Aparte de las burbujas resueltas también detectamos detecciones extendidas sobre la mayoría del área de la galaxia que asociamos a expansión no resuelta espacialmente de regiones HII más pequeñas por el hecho de que tienen velocidades de expansión similares y con bajos valores en vez de la distribución aleatoria que esperaríamos del ruido. Utilizando varias aproximaciones estimamos la energía cinética contenida en la expansión no resuelta y vimos que está a la par con la de las regiones HII gigantes con burbujas resueltas. En último lugar analizamos un cubo Fabry-Pérot de otro par de galaxias en interacción, Arp 70, que obtuvimos de un repositorio público de datos FP. En la galaxia más grande del par encontramos dos tipos diferentes de emanaciones de gas, una en el centro de la galaxia y la otra asociada a una región HII gigante localizada en el brazo. La emanación del centro era especialmente prominente, el flujo de las componentes secundarias era parecido al del pico principal. Utilizamos un espectro de fibra de SDSS para determinar que el centro de la galaxia contiene un AGN que es el origen de la emanación. También confirmamos la detección de la emanación en el espectro de SDSS en las l´ıneas de emisión Hα y [NII]. Con los datos FP estimamos la forma de la emanación que está compuesta de dos conos de gas en expansión, uno acercándose a nosotros y el otro alejándose, y usamos esta información para determinar sus parámetros físicos, encontrando energías del orden de 10E57 erg y masas del orden de 108 Mo. En la región HII gigante encontramos una burbuja en expansión igualmente gigantesca con un diámetro de 5 kpc, la mayor que hayamos encontrado y posiblemente la mayor superburbuja detectada asociada a una región HII. La burbuja tiene una energía del orden de 10E54 erg y una masa de unos 4·10E7 Mo. Ambas emanaciones se encuentran bastante cercanas comparadas con sus tamaños, por lo que es posible que el brote de formación estelar de la región HII fuera provocado por el AGN, aunque también es posible que ambas fueran provocadas por la interacción con la otra galaxia del par.