RT info:eu-repo/semantics/masterThesis
T1 Timing the formation of massive bulgeless galaxies
A1 Pérez Martín, Adrián
A2 Máster Universitario en Astrofísica
AB Desde sus orígenes, la humanidad se ha maravillado por su entorno, a menudo indagando en elfuncionamiento del mismo. No solo el entorno cercano, sino también el cielo. La posición de las estrellas en el firmamento, el periodo de los cuerpos celestes o la sucesión de eventos como los eclipseshan sido algunos de los fenómenos que han estimulado las mentes de nuestros ancestros a lo largo denuestra historia para acercar aquello que está lejos. Este acercamiento sería especialmente notable trasla fabricación de los primeros telescopios en el siglo XVII, lo que permitiría, entre otras cosas, observarcon mayor detalle la Vía Láctea y comenzar a forjar así el concepto de galaxia que conocemos hoy endía, abriendo en la década de 1920 el debate sobre la posible existencia de otras galaxias además dela nuestra. Fue Hubble quien, tras estudiar M31 (Andrómeda) en 1923, concluyó que esta no era unanebulosa contenida en la Vía Láctea, sino que se trataba de un objeto externo a la misma: otra galaxia.Tres años después, Hubble clasificaría las galaxias regulares en dos grupos principales: elípticas y espirales, cada una de ellas con sus respectivos subtipos. Mientras que las elípticas son clasificadas según suelipticidad (la relación entre los semiejes mayor y menor de su forma elíptica proyectada en el cielo), lasgalaxias espirales son clasificadas por la apertura de sus brazos o la presencia de una barra o bulbo central.Los bulbos son estructuras dominadas por movimientos aleatorios, las cuales se pueden encontrarlocalizadas en la parte central de las galaxias de disco. Se clasifican en clásicos y de tipo disco. Losprimeros se caracterizan por ser más redondos que el disco que les rodea en la galaxia, con su cinemáticadominada por movimientos aleatorios que a menudo satisfacen la ecuación del plano (Bender et al. 1992;Falcón-Barroso et al. 2002; Aguerri et al. 2005) y por estar compuestos por poblaciones estelares viejas,sin formación estelar reciente. Los bulbos de tipo disco tienen una estructura más plana y su cinemáticaestá dominada por la rotación del disco que lo rodea, clasificándose como ‘outliers’ de baja dispersión develocidades (σ) de la relación de Faber-Jackson (Faber and Jackson, 1976). Los escenarios de formacióny evolución de los bulbos son variados (Eggen et al. 1962; Zavala et al. 2012; Noguchi 1999; Immeliet al. 2004; Ceverino et al. 2015, entre otros). Todos ellos implican la formación de los bulbos a través denubes masivas de gas, pero el rol de estas en dicho proceso es aún incierto. En general, no se conoce conexactitud la formación de los bulbos ni de las galaxias. El modelo más apoyado actualmente para explicarla formación de las galaxias es Λ Cold Dark Matter (ΛCDM), el cual hace uso de la Teoría General dela Relatividad y asume la existencia de materia oscura fría. Se trata de materia que no ha sido observada,pero que se necesita para explicar fenómenos presentes en el universo, como las variaciones en el fondo cósmico de microondas (CMB) o las curvas de rotación de las galaxias. Se cree que las galaxias seencuentran imbuidas en halos de materia oscura de dimensiones mucho mayores que las que ocupa sumateria visible. Si bien ΛCDM consigue explicar algunos aspectos observables del universo, este predicela formación de galaxias a través de procesos de colapso de halos de materia oscura, lo cual conduce auna gran abundancia de galaxias elípticas. No obstante, las observaciones muestran una sobreabundanciade galaxias espirales respecto a esta predicción del modelo.Aunque existen estudios previos de galaxias de tipo espiral con bulbo pequeño (Karachentsev,1989; Kormendy et al., 2010; Méndez-Abreu et al., 2017), no se ha hecho un estudio en detalle con unagran muestra de este tipo de galaxias. Un proyecto activo que trabaja en esta dirección es Bulgeless Evolution And the Rise of Disks (BEARD), para el cual un total de 66 galaxias masivas, espirales, sin bulboy en el universo cercano han sido seleccionadas. Este trabajo hace uso de las observaciones de dicho proyecto que han empleado la técnica espectroscópica de rendija, las cuales suponen 33 galaxias del totalen la fecha de entrega de este documento.Para cada una de las galaxias de la muestra, se ha estudiado su espectro a distintos radios. Se hallevado a cabo un proceso de bineado, donde se ha establecido un límite inferior en la señal-ruido (S/N)obtenida, con el fin de obtener resultados fiables en todos los radios estudiados. Por otra parte, se haintegrado el bulbo de aquellas galaxias que poseen dicha estructura, haciendo uso de la descomposiciónfotométrica realizada por Zarattini et al. (in prep), de la cual se ha obtenido el radio dentro del cual la luzdel bulbo domina: rbd. Para las galaxias sin bulbo, se ha tomado el espectro central. Tanto para los binescomo para los bulbos/centros, se ha exigido una S/N mínima de 30 para ser analizados.A cada uno de los espectros resultantes se les ha aplicado el algoritmo Penalized PiXel-Fitting(pPXF), desarrollado por Cappellari (2002), con la finalidad de obtener información sobre la cinemáticay las poblaciones estelares. Dicho algoritmo ajusta el espectro dado a los modelos elegidos. En nuestrotrabajo se han seleccionado los modelos desarrollados por Vazdekis et al. (2015), a partir de los datosde MILES (Sánchez-Blázquez et al., 2006). Estos modelos presentan un amplio rango de edades y metalicidades, además de dos valores distintos de [α/Fe], parámetro que permite medir la duración de losprocesos de formación estelar ocurridos en las galaxias y es inversamente proporcional a la misma. Estosmodelos son novedosos en cuanto que utilizan este último parámetro como una variable, pues muchostrabajos actuales hacen usos de modelos con un único valor del mismo.Si bien se ha obtenido información tanto para el bulbo de las galaxias de la muestra (o centro, paraaquellas sin bulbo) como para distintos radios, el análisis de resultados se ha centrado en el estudio delos primeros. Esto se ha decidido así debido a las limitaciones tanto del espacio de la memoria comodel tiempo de realización del TFM. Pese a ello, el estudio de los bulbos por sí mismo amerita un trabajode esta categoría. Los resultados de la muestra han sido divididos en distintos subgrupos: galaxias conbulbo, galaxias sin bulbo, galaxias con barra (todas ellas con bulbo) y NGC1087 (pues se trata de unagalaxia con un centro complejo). Esto se ha hecho con el objetivo de detectar tendencias o desviacionesde las mismas para los distintos grupos.Se ha encontrado que las galaxias barradas parecen tener una dispersión de velocidades a lo largode la línea de visión más baja que el resto de la muestra, pudiendo ser esto un indicador de la presenciade bulbos de tipo disco. En su mayoría, las galaxias con bulbo simple muestran una formación estelarrápida (es decir, con valores altos de [α/Fe]) de sus poblaciones más viejas, seguida por una formaciónmás extendida en el tiempo (bajo [α/Fe]), a menudo producida hace menos de ∼ 8 Gyr. Por lo general,las poblaciones de toda la muestra tienden a valores por encima de la metalicidad solar. Parece haberseencontrado una relación directamente proporcional entre la masa del bulbo y la duración de los procesosde formación estelar para los bulbos más masivos de la muestra (contrario a lo ocurrido para galaxiaselípticas, ver Fig. 4 de Thomas and Davies 2006), si bien este resultado no es concluyente al verse limitado el rango de masa de los bulbos por emplear la muestra de BEARD. Con el fin de corroborar nuestrosresultados, se han comparado estos a los de CALIFA DR3 (Sánchez et al., 2016) y a los trabajos deMorelli et al. (2008, 2016), encontrándose que son coherentes con los de este estudio. No se han vistotendencias para los subtipos de la muestra total. No obstante, es posible que el estudio en profundidad delos perfiles radiales arroje algo de luz a este respecto.
YR 2022
FD 2022
LK http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/32067
UL http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/32067
LA en
DS Repositorio institucional de la Universidad de La Laguna
RD 26-dic-2024