Formación estelar en el uv en discos de galaxias de la exploración s4gestrangulamiento y emisión uv extensa / uv tracing of the recent star formation activity in galaxy disks within the s4g survey: from strangulation to xuv emission

Resumen

La tasa de formación de estrellas (SFR, del inglés Star Formation Rate) de las galaxias ha estado disminuyendo desde z = 1 hasta el presente. En esta tesis se han usado observaciones en el UV de una muestra de un tamaño sin precedentes de galaxias cercanas, como medida de la SFR observada, es decir, afectada por la atenuación por polvo. El objetivo de esta tesis es determinar la SFR en galaxias cercanas y su relación con el tipo morfológico, la cantidad y distribución de masa (trazada por emisión de nIR) y el entorno. Partimos de la muestra de galaxias cercanas (distancias menores a 40 Mpc) S4G (del inglés Spitzer Survey of Stellar Structure in Galaxies) observada en su totalidad por el satélite Spitzer de la NASA en 3.6 y 4.5 micras, junto con los datos UV de GALEX disponibles y las imágenes infrarrojas obtenidas por el equipo de S4G Para las 1931 galaxias de la muestra GALEX/S4G (82%), obtenemos magnitudes asintóticas, perfiles de brillo superficial FUV y NUV y de color (FUV - NUV). Construimos el diagrama de color (FUV - NUV) vs (NUV - 3.6 micras), y diseñamos un esquema para la clasificación de galaxias en tres clases según su ubicación en el diagrama, a saber, la secuencia azul de GALEX (GBS, del inglés GALEX Blue Sequence), la secuencia roja de GALEX (GRS, del inglés GALEX Red Sequence), y una región intermedia del valle verde de GALEX (GGV, del inglés GALEX Green Valley). En la GBS predominan galaxias irregulares o espirales(i.e., de tipo tardío) que están activamente formando estrellas, mientras que las galaxias del GRS son elípticas o lenticulares (i.e. de tipo temprano -ETGs, del inglés Early Type Galaxies-) relativamente quiescentes. El uso combinado de datos UV e infrarrojo nos permite identificar la clásica Blue Cloud (galaxias con formación estelar) como una secuencia, en vez de como una nube y definir de forma más nítida la región del valle verde, donde se encontrarían los objetos en transición y donde se espera que los mecanismos de evolución de la GBS a la GRS, o viceversa, que han debido gobernar la evolución de la población de galaxias en los últimos 109 años, deben ser más patentes y, por tanto, más fácilmente identificables El análisis posterior reveló que las galaxias en el GGV tienen además discos más rojos que sus homólogos no GGV, haciendo que la región GGV sea de naturaleza transitoria: las galaxias podrían pasar en apenas 109 años de la GBS al GGV debido al progresivo enrojecimiento de sus discos por el cese o amortiguamiento de su SFR o de la GRS al GGV por un rejuvenecimiento o formación de un nuevo disco (este segundo escenario parece menos probable a tenor de nuestros resultados).También hay indicios de que el enrojecimiento del disco ocurre en ambientes más densos con una fracción alta de lenticulares y espirales de tipo temprano (S0, S0-a, Sa) del cúmulo de Virgo situadas en el GGV, en vez de pertenecer al GBS o al GRS. En el caso de las ETGs (principalmente tipos morfológicos E y S0), identificamos una relación entre el color (FUV - NUV) más azul y un elevado cociente de masa estelar. Esto se ha relacionado en los últimos años con la presencia de una Función Inicial de Masa (IMF, del inglés Initial Mass Function) estelar con exceso de estrellas de baja masa, es decir, bottom-heavy, en las ETGs más azules. Para todos los objetos donde la emisión UV es debida a estrellas masivas, usando la fotometría espacialmente resuelta, obtenemos la SFR y la tasa específica de formación de estrellas (sSFR) Finalmente, identificamos todas aquellas galaxias con un alto ritmo de crecimiento de sus discos (por un aumento reciente de la SFR y la sSFR en sus partes externas) que corresponden a galaxias con discos UV extensos (XUV-disk). También, calculamos sus masas, tipos morfológico y su posición en los diagramas color-color. Además, como parte del trabajo futuro de determinar las abundancias químicas de estos discos extensos, estamos realizando observaciones espectroscópicas con el Gran Telescopio de Canarias.