RT info:eu-repo/semantics/masterThesis
T1 The shape of extremely metal-poor galaxies
A1 Putko, Joseph Henry
A2 Máster Universitario en Astrofísica
K1 Astrofísica
AB Las galaxias extremadamente pobres en metales (XMPs) normalmente se definencomo aquellas que tienen una metalicidad del gas ionizado inferior a una décimaparte del valor de la metalicidad solar. Se cree que las galaxias XMPs deben de serlos tipos de galaxias más comunes en el Universo local, aunque generalmente no sondetectadas a no ser que se encuentren en la fase “starburst.” Las galaxias XMPsstarburst 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 degalaxias XMPs con starburst, y la mayoría de ellas han sido descubiertas a partirdel estudio del catálogo espectroscópico del Sloan Digital Sky Survey (SDSS).Estas XMPs starburst tienen gran interés astrofísico. Primero, porque se handescubierto grandes inhomogeneidades en la distribución de su metalicidad. Comola escala de tiempos de la mezcla de gases en el disco de una galaxia es corta, elgas pobre en metales que desencadena el starburst tiene que haber sido acretadorecientemente. Las simulaciones cosmológicas predicen que los discos de las galaxiasson alimentados por la acreción de gas desde la red cósmica, y que este gas externoes quien mantiene la formación estelar en el tiempo. Este escenario de acreción degas 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 mejoresevidencias observacionales disponibles de materia del medio intergaláctico sobre lasgalaxias en formación. En términos generales, las XMPs son de particular interésdebido a que parecen ser galaxias de disco en sus etapas de formación tempranas, yson las mejores análogas en el Universo local de la primera generación de galaxiasde baja masa. Por tanto, entender este tipo de galaxias puede ser de gran ayuda ala hora de comprender la formación y evolución de las galaxias.El escenario de acreción de “cold-flow accretion” en cual el gas acretado directamentedesde la red cósmica estimula la formación de galaxias de disco es unapredicción robusta de los modelos cosmológicos aunque, desafortunadamente, cuentacon muy poca evidencia observacional. Como explicamos en el párrafo anterior, lacaída de metalicidad en las regiones de formación estelar de las XMPs proporcionala mejor evidencia observacional disponible de las predicciones de los modelos, cosmológicos,pero es una evidencia primaria de la acreción de gas desde la red cósmicay no explica la estructura de las XMPs. La estructura de las XMPs no ha sidoestudiada hasta el momento, aunque la galaxia subyacente tiene que ser una galaxiade disco para ajustarse las predicciones de los modelos. Hasta la fecha, en el únicoestudio que ha abordado la estructura de las XMPs de manera directa demostramosque estas galaxias tienen perfiles de luz exponenciales, como es de esperar en lasgalaxias de disco. El objetivo de este trabajo es caracterizar observacionalmente laforma tridimensional de la galaxias XMP a través de la medida del cociente entre losejes mayor y menor medido en un conjunto grande de XMPs. Este enfoque revelaráel 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 menory la proyección del eje mayor. El método de la relación axial requiere medir larelación axial de un número estadísticamente significativo de galaxias, y posteriormenteconstruir un histograma con la distribución de relaciones axiales observadas.Este histograma se puede modelar como una colección de elipsoides con orientaciónaleatoria con respecto al observador, cuyas propiedades se pueden inferir realizando ajustes a la distribución observada. Un elipsoide oblato tiene dos ejes de igual longitudy un tercer eje más corto. A dicha morfología le corresponde una distribuciónde la relación axial plana y tendiendo a la unidad. El elipsoide prolato tambiéntiene dos ejes de la misma longitud, pero el tercer eje es más largo que en el casoanterior. A dicha morfología le corresponde una distribución de la relación axialcon 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 distribuciónde relación axial presenta dos picos. El grosor (relativo al eje mayor) sepuede 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 consideradasen este trabajo. Dicha muestra fue seleccionada para estudiar las propiedadesde la clase XMP porque contiene la mayoría de las XMPs conocidas. Se realizaronmediciones sobre imágenes de SDSS de la banda r (data release 12). Se redujo eltamaño de la muestra a 171 galaxias tras inspeccionar visualmente las imágenes enbanda r, conjuntamente con las imágenes a color SDSS g-r-i. Fueron omitidas lasgalaxias que parecían ser fusiones o satélites, y aquellos casos en que fuerzas de mareapodrían estar presentes, debido a que en estos tres casos las galaxias probablementesufren fuerzas externas que influyen en su forma. Para medir la relación axial, seutilizó el programa SExtractor ajustando una elipse a cada XMP y utilizando unumbral de fondo, para que pudiera ser considerada aquella señal más externa de lasXMPs que se encontraba razonablemente por encima del ruido de fondo local. Cadaelipse ajustada fue meticulosamente inspeccionada visualmente para asegurarnos deque el procedimiento funcionaba con exactitud, usando diagramas de contorno sobreversiones suavizadas de las imágenes como control.El autor de este trabajo realizó comprobaciones en las medidas de relaciónaxial variando el umbral de fondo utilizado para ajustar las elipses, repitiendo lasmedidas en la banda i de SDSS y comparando los resultados de SExtractor con lasrelaciones axiales medidas por las herramientas (pipelines) de reducción de SDSS. Además, el error en las relaciones axiales se cuantificó teniendo en cuenta el seeingy tamaño de las galaxias. Sólo una de todas las medidas realizadas posee un errormayor de 0.12 en la relación axial, y el error medio es 0.02. Este pequeño error esun reflejo de que las XMPs son grandes en comparación con el seeing. El eje mayormedio 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 XMPsson morfológicamente gruesas, siendo las galaxias más pequeñas las más gruesas enproporción a su tamaño. Sólo el 8% de los XMPs tienen relaciones axiales inferioresa 0.4, pero estas galaxias son mucho mayores que la XMP estándar. No hay XMPscon menos de 5 kpc en su eje mayor que tengan una relación axial inferior a 0.4. Lafuerte caída estadística en la distribución de la relación axial cerca de 0.4 sugiereque el espesor más común de XMPs es aproximadamente 0.4 veces el eje mayor. Porotro lado, hay una caída notable cerca de 0.5, y la existencia de múltiples caídasen la distribución de la relación axial observada es coherente con la idea de que elconjunto que las XMPs no comparte un espesor relativo único. Construí un modelode galaxia para estimar el eje menor mínimo que puede ser medido, y el resultadode dicha simulación indica que las disminuciones en el histograma de relación axiala baja relación axial no son causadas por efecto del seeing.La distribución de la relación axial también indica que las XMP son principalmentetriaxiales y que un pequeño número pueden ser prolatas. La triaxialidadse infiere de la escasez de XMPs a alta relación axial, y de que el brillo superficialno disminuye con el aumento de la relación axial, ya que si la escasez fuese debidaa un sesgo observacional el brillo superficial debería disminuir conforme aumenta larelación axial. Es importante destacar que la escasez de XMPs observadas a unaalta 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 completitudespectroscópica del SDSS (90%).La explicación más probable propuesta para la triaxialidad observada y elespesor 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 cinéticaproducida por la formación estelar producen un potencial gravitacional triaxial. Secree también que ésta es una característica transitoria, porque las galaxias tiendena ser axi-symetricas cuando las fuerzas externas de ser importantes.En el futuro queremos ajustar la distribución de la relación axial observadapara cuantificar el grado de triaxialidad de la clase de galaxia XMP. Debido a quese observa que el grosor relativo varía con el tamaño de la galaxia y la distribuciónde la relación axial muestra múltiples caídas, la clase XMP debe ser separada ensubconjuntos para que podamos hacer en el futuro un ajuste aún más preciso. Lasmedidas de la relación axial corregida por PSF, particularmente para las XMPmás pequeñas, también facilitarían ajustar con mayor precisión la relación axialobservada, haciendo posible cuantificar mejor el grado de triaxialidad de las XMPs.
YR 2018
FD 2018
LK http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/10965
UL http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/10965
LA es
DS Repositorio institucional de la Universidad de La Laguna
RD 08-nov-2024