Characterization of Star Formation in Nearby Galaxies Affected by Merger Events

Abstract

La formaci´on estelar es uno de los par´ametros m´as importantes en la formaci´on y evoluci´on de las galaxias. Las estrellas nacen principalmente en las nubes gigantes moleculares fr´ıas de las galaxias, ya que reunen las condiciones necesarias de temperatura, turbulencias y densidad, fragment´andose en regiones m´as peque˜nas de menor masa para luego colapsar sobre ellas mismas formando estrellas. En astrof´ısica se usa la tasa de formaci´on estelar o SFR para medir el ritmo o velocidad con la que se crean estrellas en las regiones moleculares. Esta cantidad se puede obtener a partir de ciertas l´ıneas de emisi´on de las nubes moleculares, provenientes de la anterior excitaci´on de sus especies at´omicas debido a la radiaci´on de las estrellas m´as j´ovenes y calientes, siendo las m´as usadas las l´ıneas de Hα, Hβ y OIII entre otras. En el trabajo de Schmidt, 1959 se descubri´o que la SFR de las nubes moleculares est´a relacionada con la masa de estas para el caso de la V´ıa L´actea, y en el trabajo de Kennicutt, 1998 se aplic´o (en su forma de densidad superficial) de forma global a un set de galaxias espirales normales del Universo Local (Ley de Kennicutt-Schmidt). Sin embargo, la relaci´on anterior obtenida por Kennicutt parece no comportarse bien para pares de galaxias interactuando entre s´ı. En este trabajo hemos replicado la ley de formaci´on estelar en las regiones moleculares de 16 galaxias interactuando gravitacionalmente seleccionadas del CARMA-EDGE Survey, donde se obtienen los datos de la densidad superficial de las regiones de formaci´on estelar a partir del flujo J = 1 → 0 del C 12O captado por la matriz combinada de radiotelescopios CARMA mientras que la densidad superficial de la SFR de dichas regiones fueron calculadas a partir de los datos del flujo de Hα procedentes de CALIFA. Con esto reproducimos la relaci´on anterior para cada galaxia de forma individual as´ı como para todo el conjunto de las 16 galaxias y, si bien la densidad superficial de la tasa de formaci´on estelar o ΣSF R aumenta conforme crece la densidad de gas molecular o ΣM ol, tanto la pendientes n como las eficiencias de la formaci´on estelar o SFEs obtenidas mediante el ajuste de los datos de las galaxias difieren mucho en unos casos en comparaci´on con los resultados obtenidos en otros trabajos de la literatura, mientras que otros no tanto (incluso llegando a casi coincidir). Esto corrobora la naturaleza bimodal de la ley de formaci´on estelar discutida en muchos trabajos anteriores y que es debida principalmente a que el medio interestelar de los pares de galaxias interactuantes sufre cambios significativos, sobre todo en las turbulencias y gradientes de velocidad presentes en ´el generando as´ı regiones moleculares mucho m´as densas adem´as de una caida en el valor del factor de conversi´on αCO.