RT info:eu-repo/semantics/doctoralThesis
T1 Unveiling the chemo-dynamical properties and origin of thick disks in galaxies
A1 Pinna, Francesca
A2 Programa de Doctorado en Astrofísica
K1 ASTRONOMIA Y ASTROFISICA
K1 ESPECTROSCOPIA ASTROFISICA
K1 GALAXIAS
K1 CIENCIAS DEL ESPACIO
AB En las últimas décadas, la comunidad astrofı́sica ha realizado un gran esfuerzo para entenderla formación y evolución de las galaxias. A pesar de la gran cantidad de estudios teóricosen este campo, se requieren trabajos observacionales más numerosos y detallados para testearestos modelos. En galaxias cercanas, varios estudios observacionales han intentado confirmar laspredicciones teóricas sobre como se forman sus diferentes estructuras. Sin embargo, se necesitaninvestigaciones más profundas sobre las componentes estructurales más débiles, como los discosgruesos, cuyo origen es aún terreno inexplorado. Mientras que los estudios fotométricos dediscos gruesos son más abundantes en la literatura, sus estudios espectroscópicos pueden ser ungran desafı́o debido a su bajo brillo superficial. No obstante, la espectroscopı́a es necesaria paraextraer la cinemática, que lleva la huella de la historia dinámica de la galaxia. Aún más desafiantees el análisis de las poblaciones estelares en los discos gruesos, ya que requiere datos de altarelación señal a ruido. Solo con este tipo de estudios podemos evaluar los diferentes escenariosteóricos. Esta tesis quiere contribuir en este campo, aprovechando la visión bidimensional dadapor la espectroscopı́a de campo integral.Modelos teóricos han mostrado que el grosor de los discos de galaxias puede ser producidopor diversos mecanismos. Una posibilidad es que las estrellas del disco grueso se formaran in-situa alto redshift, a partir de gas ya dinámicamente caliente posiblemente debido a la turbulenciadurante una fase de fusiones múltiples de galaxias (mergers). Estas estrellas, nacidas con unadispersión de velocidades tan alta como la del gas, habrı́an formado un disco ya grueso desdeel principio. En alternativa, las estrellas del disco grueso o una fracción de ellas podrı́an tenerun origen extragaláctico. Habrı́an nacido en galaxias satélites y habrı́an sido acretadas mástarde. Por otro lado, los discos gruesos podrı́an haber sido más finos anteriormente y haber sidoespesados mediante procesos de calentamiento dinámico. El calentamiento dinámico de discosha sido un tema muy debatido desde que la correlación entre dispersión de velocidades y edadde las estrellas fue descubierta en la Vı́a Láctea. En la literatura, varios candidatos han sidopropuestos como fuentes de calentamiento dinámico. El elipsoide de velocidades estelar (SVE)del disco, definido por las componentes radial, azimutal y vertical de la dispersión de velocidadesestelar, ha sido utilizado a menudo como indicador de los mecanismos de calentamiento predom-inantes. Estos pueden ser clasificados como agentes de calentamiento isótropos, que aumentanla dispersión de velocidades estelar en las tres dimensiones, o anisótropos, que actúan solo enel plano galáctico. Las fuentes de calentamiento tridimensionales a las que más se ha recurridoson los encuentros con nubes moleculares gigantes y los mergers, mientras que estructuras noaxisimétricas como los brazos espirales y las barras han sido normalmente elegidas como agentesde calentamiento en el plano de la galaxia.En esta tesis, nos enfocamos primero en el calentamiento del disco. Revisamos estudiosanteriores tanto en la Vı́a Láctea como en galaxias externas y recopilamos el conjunto de lasmedidas observacionales del SVE en la literatura. Algunos de estos estudios sugerı́an una anti-correlación fuerte entre la forma del elipsoide del disco y el tipo de Hubble y relacionaron estatendencia con la diferente naturaleza de los agentes de calentamiento que actúan en los diferentestipos de galaxias. Galaxias de tipo tardı́o, con estructuras espirales más destacadas, mostrabanelipsoides más anisótropos. Galaxias de disco de tipo más temprano mostraban dispersionesde velocidades más isótropas, habiendo sido probablemente afectadas por anteriores fuentes decalentamiento tridimensionales.Reexaminando esta relación después de considerar todos los resultados en trabajos anteri-ores, no encontramos ninguna fuerte tendencia del SVE respecto a la morfologı́a de la galaxia.Mientras en estudios observacionales alguien podrı́a argumentar que las medidas de dispersiónde velocidades podrı́an estar afectadas por los métodos utilizados, en simulaciones de N cuer-pos estas pueden ser medidas directamente en las partı́culas. Analizamos la relación SVE-tipode Hubble también en las simulaciones, confirmando que ninguna clara tendencia es evidente.En particular en galaxias de tipo tardı́o, todo tipo de forma (isótropa y anisótropa) parece serposible para el SVE. Esto apunta a una situación bastante complicada en la que agentes de calen-tamiento de disco diferentes pueden ser predominantes para el mismo tipo morfológico, mientrasque los mismos agentes pueden actuar in tipos diferentes de galaxias. La evolución en el tiempodel SVE en las simulaciones muestra que historias de calentamiento diferentes pueden resultaren el mismo elipsoide, pero también los mismos mecanismos de calentamiento pueden afectar deforma diferente dependiendo de la situación especı́fica. Además, varios procesos pueden calentarel disco simultáneamente, de forma que el SVE observado es el resultado de la combinación deellos. Se discute la utilidad de la forma del SVE para trazar la historia de calentamiento deldisco, sugiriendo que deberı́an de proponerse mejores indicadores de las fuentes principales decalentamiento.Con el objetivo de evaluar los diferentes escenarios de formación propuestos para los discosgruesos, presentamos y discutimos la cinemática y poblaciones estelares de una muestra de tresgalaxias S0: FCC 170, FCC 177 y FCC 153. La muestra seleccionada incluye las tres galaxiasvistas de canto en el cartografiado Fornax 3D, que ofrece datos profundos tomados con el instru-mento MUSE en el VLT, sobre galaxias brillantes contenidas en el radio virial del cúmulo deFornax. Utilizamos estos datos de gran calidad para extraer los mapas de los primeros cuatromomentos de la distribución de velocidades en la linea de visión y la edad, metalicidad y abun-dancia de [Mg/Fe] estelares medias y pesadas en masas. Realizamos además una descomposiciónestructural para analizar la historia de formación estelar de las componentes individuales de lasgalaxias en nuestra muestra. Nuestros mapas cinemáticos, de una resolución espacial sin prece-dentes, revelan la estructura de las tres galaxias, ya descrita en publicaciones anteriores. Lastres galaxias muestran un disco fino en rotación rápida y dinámicamente frı́o y un disco gruesoen rotación más lenta y dinámicamente caliente. A esto, en FCC 170, se añade un disco nucleary una barra vista de canto con un bulbo ”boxy” que destaca en su forma de X con alta dispersiónde velocidades. Este tipo de bulbo no deja en cambio una clara marca en el mapa de velocidadmedia de FCC 177 y no es visible en FCC 153. Las poblaciones estelares desvelan un cúmulonuclear de estrellas en el centro de FCC 153 y FCC 177.Además de las diferencias en la estructura de las tres galaxias, estas se diferencian muyclaramente en sus mapas de edad. Mientras que FCC 170 aparece vieja en toda la zona obser-vada, sin clara distinción entre los discos fino y grueso, FCC 153 y FCC 177 muestran estrellasrelativamente jóvenes en sus discos finos y cúmulos estelares nucleares. Sin embargo, una claradistinción separa en las tres galaxias las poblaciones ricas en metales y bajas en [Mg/Fe] deldisco fino de las del disco grueso que son mucho menos metálicas y contienen más [Mg/Fe].Dado que las tres galaxias se encuentran a distancias diferentes del centro del cúmulo de Fornaxy en regiones de densidad intergaláctica distinta, discutimos los posibles caminos de evoluciónde estas galaxias en relación a su entorno. Aunque en FCC 170 las diferencias en las épocas deformación de los discos fino y grueso son difı́ciles de afirmar, proponemos una escala temporal deformación ligeramente más larga para el disco fino, necesaria para permitir la evolución quı́mica.FCC 170 se encuentra en la región más densa del cúmulo de Fornax. Discutimos la posibilidadde un ”preprocesado” de esta galaxia en un subgrupo, antes de caer en lo que es actualmente elcúmulo, que podrı́a haber acelerado y luego frenado la formación estelar. FCC 177 y FCC 153habitan un entorno menos denso y su formación estelar fue suprimida solo recientemente. Es-tas dos galaxias también muestran algunas peculiaridades en sus discos finos (su forma y laspropiedades de sus ”flares”), que podrı́an estar relacionadas con la diferencia en las densidadesde su entorno especı́fico.A pesar de las diferencias globales entre las tres galaxias de la muestra, sus discos gruesoscomparten una historia de formación estelar compuesta. Además de la componente de más altametalicidad dada por el flare del disco fino y localizada en sus zonas más exteriores, estos discosgruesos muestran una fracción significativa de estrellas jóvenes que coexisten con la poblaciónprincipal más vieja. La subpoblación más joven se caracteriza por la metalicidad más baja yla abundancia de [Mg/Fe] más alta de la galaxia donde se encuentra. Esto sugiere que susestrellas se formaron más tarde pero más rápidamente en una galaxia satélite menos enrique-cida quı́micamente. Proponemos un escenario de formación complejo para los discos gruesos ennuestra muestra. Este escenario incluye una formación in-situ a alto redshift para la compo-nente más vieja, acreción para la población más joven y más pobre en metales y calentamientodinámico para explicar el flare del disco fino que afecta la zona exterior del disco grueso, definidogeométricamente.
YR 2018
FD 2018
LK http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/24478
UL http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/24478
LA en
DS Repositorio institucional de la Universidad de La Laguna
RD 23-jun-2024