The shape of the ionised gas abundance distribution in spiral galaxies

Resumen

El estudio de la composición química del gas en galaxias espirales ha demostrado ser una herramienta poderosa para mejorar nuestro conocimiento acerca de la evolución de estos complejos sistemas. En particular, el análisis de las regiones HII (regiones de gas ionizado asociadas con formación estelar) resulta de gran importancia, ya que es a través del nacimiento y la muerte de estrellas como las galaxias evolucionan químicamente. En esta tesis usamos datos de espectroscopía de campo integral (IFS, por sus siglas en inglés) de alta calidad provenientes de dos proyectos diferentes, CALIFA y AMUSING, para caracterizar la distribución de abundancias de oxígeno del gas ionizado en regiones de formación estelar de galaxias espirales. El primero de estos cartografiados espectroscópicos nos proporciona una muestra de 122 galaxias de disco extraídas de una muestra madre bien definida, estadísticamente significativa y representativa de galaxias del Universo Local. El segundo nos provee con una muestra de 102 galaxias que nos permite complementar el estudio basado en los datos de CALIFA usando un conjunto de datos de mayor resolución espacial. La distribución de abundancias de las galaxias analizadas se obtiene a partir del indicador O3N2 basado en el uso de líneas de emisión fuertes (aunque otros indicadores son también revisados). Para medir las líneas de emisión involucradas en su uso aplicamos FIT3D, un código examinado extensamente en la bibliografía y diseñado para tratar con datos de IFS espacialmente resueltos como los aquí utilizados. El estudio de la distribución en dos dimensiones (2D) de abundancias del gas ionizado es abordado analizando separadamente las tendencias radial y acimutal. El gran número de regiones de formación estelar proporcionado por ambas muestras analizadas, junto al buen cubrimiento de los discos de las galaxias con una alta resolución espacial, nos permite llevar a cabo este estudio como nunca antes se había hecho. La distribución radial de abundancias se caracteriza principalmente por un gradiente negativo, que parece presentar una pendiente característica estadísticamente similar para todas las galaxias espirales de la muestra (e independiente de propiedades de las galaxias como la presencia de barras). Además de este gradiente, un número significativo de galaxias muestra también una caída en la abundancia hacia las partes internas de los discos y un aplanamiento en las regiones más externas. La existencia de estas características en los perfiles radiales es muy común, revelando que el escenario ampliamente aceptado en el cuál la distribución de abundancias de oxígeno de las galaxias espirales se puede describir adecuadamente con un único gradiente radial negativo puede ser incompleto. Desviaciones respecto a este comportamiento único son necesarias para una correcta caracterización de la distribución. Como un primer acercamiento al análisis de la distribución acimutal de abundancias hemos llevado a cabo un estudio basado en los datos de CALIFA para una submuestra de 63 galaxias comparando los gradientes radiales exhibidos por las regiones de formación estelar de los brazos espirales y del área fuera de ellos (región interbrazo). Con el fin de conectar este estudio con teorías sobre la naturaleza de la estructura espiral hemos distinguido entre galaxias floculentas y gran diseño de acuerdo a la simetría, continuidad y definición de los brazos espirales. También diferenciamos entre galaxias barradas y no barradas para evaluar el efecto de la presencia de barras (consideradas causantes de redistribución radial de material en estas galaxias) en la distribución de abundancias. Encontramos que las galaxias floculentas y barradas (por separado) presentan diferencias sutiles entre la distribución de abundancias del brazo y del interbrazo, no observadas en sistemas gran diseño y no barrados. Interpretamos estos resultados asociando brazos floculentos con inestabilidades locales transitorias en la densidad, mientras que brazos de tipo gran diseño están conectados con ondas de densidad cuasi-estacionarias. Además, los resultados sugieren que las barras pueden tener un efecto directo en la distribución de abundancias (aunque no se refleje en los perfiles radiales globales). Finalmente, llevamos a cabo un análisis de la distribución no radial de abundancias basado en los datos de AMUSING. En primer lugar, realizamos un análisis estadístico de una submuestra de 24 galaxias para estudiar la presencia de variaciones locales en la abundancia. Encontramos diferencias en los residuos de abundancias (obtenidos al sustraer la distribución radial a la observada) espacialmente coincidentes con las regiones más brillantes del disco (que parecen corresponder a los brazos espirales en la mayoría de los casos). Estas diferencias presentan una dependencia significativa con la morfología de los brazos (floculentos o gran diseño) y la masa de las galaxias, sugiriendo que estas propiedades pueden ser los principales responsables de las variaciones locales de abundancia en galaxias espirales. En segundo lugar, desarrollamos una metodología para analizar la distribución acimutal de los residuos de abundancia y la aplicamos a una galaxia de la muestra, NGC~6754, que presenta algunas de las variaciones locales de abundancia más grandes. En este caso también estudiamos la cinemática del gas para evaluar el efecto que tiene el fenómeno de migración radial ya predicho por simulaciones en la formación de variaciones acimutales de abundancia. Presentamos, por primera vez, huellas claras de migración radial de gas en curso afectando a la distribución de abundancias. Estos resultados son consistentes con simulaciones mostrando brazos espirales transitorios cuyos patrones de velocidad decrecen con el radio. En resumen, esta tesis constituye la caracterización más completa hasta la fecha de la distribución en 2D de abundancias de oxígeno del gas ionizado en una muestra grande y estadísticamente significativa de galaxias espirales. Mostramos que esta distribución presenta un gran abanico de características como caídas internas de la abundancia, aplanamientos externos y variaciones acimutales, en contraposición a la visión simplista de un declive radial. Estos distintivos muestran claras tendencias con propiedades de las galaxias como el tipo de estructura espiral, la masa, o la presencia de barras. Los resultados mostrados en esta tesis proporcionan fuertes restricciones a los modelos de evolución química cuyo objetivo es explicar la formación y evolución de galaxias espirales, intentando aportar nuestro grano de arena en la compresión del Universo que nos rodea.