El papel de los estallidos de formación estelar en la formación y evolución de galaxias

Resumen

El objetivo principal de esta tesis es estudiar la evolución de las galaxias formadoras de estrellas durante los últimos 7 Gyrs. Las galaxias formadoras de estrellas de alto desplazamiento al rojo (z "mayor que" 1) difieren de sus contrapartidas locales en varios aspectos clave. Sus regiones formadoras de estrellas son de un orden de magnitud más grandes y masivas que las de las galaxias locales, y presentan niveles más altos de formación estelar (con la misma masa) en comparación con los sistemas de bajo desplazamiento al rojo. En esta tesis buscamos galaxias formadoras de estrellas a z "menor que" 0.8 y derivamos sus características físicas y morfológicas, para analizar su evolución con el tiempo cósmico y su dependencia con diferentes propiedades galácticas. Para seleccionar galaxias formadoras de estrellas utilizamos uno de los primeros y más directos trazadores de formación de estrellas: la detección de líneas de emisión. A menudo son creadas por las regiones HII alrededor de las estrellas O y B de corta vida, y por lo tanto su existencia implica que se ha producido un evento reciente de formación estelar en la galaxia. De esta manera seleccionamos específicamente galaxias con líneas de emisión (ELGs). Utilizamos datos del cartografiado multibanda SHARDS en el campo GOODS-North. SHARDS es una de los cartografiados de banda media más profundos realizados hasta la fecha (hasta magnitud "menor que" m_3σ "mayor que" ~26.5), gracias a que se realizó en el telescopio óptico más grande del mundo, el GTC. SHARDS ha utilizado el mayor número de filtros (25) y ha alcanzado la mayor resolución espectral (hasta R ~ 50) jamás lograda en un cartografiado multibanda, con filtros de aproximadamente 170 Å de ancho. Gracias a estas características, SHARDS nos permite realizar el proceso de detección de ELG en un amplio rango de desplazamiento al rojo y llegando hasta galaxias de baja masa estelar. Primero desarrollamos un nuevo programa para identificar ELGs a bajo desplazamiento al rojo (z "menor que" 0.36) detectando las líneas de emisión [OIII]5007 y Hα simultáneamente. Encontramos 160 galaxias formadoras de estrellas para las cuales derivamos anchos equivalentes (EW) y flujos absolutos de ambas líneas de emisión. Detectamos EWs tan bajos como 12 Å, con valores medios para la muestra de ~ 35 Å en [OIII] 5007 y ~ 56 Å en H \alpha, respectivamente. Después desarrollamos un código de ajuste de la distribución espectral de energía (SED), para ajustar modelos de población estelares a las SEDs de galaxias y descubrir sus propiedades. Utilizamos un modelo simple de dos poblaciones estelares con formación estelar instantánea y metalicidad, extinción y edad fijas para la población antigua. Para restringir la sección más azul de las SEDs de galaxias utilizamos datos del cartografiado ALHAMBRA y del telescopio espacial GALEX, después de considerar adecuadamente las diferencias de apertura. Los resultados del ajuste de SED muestran una población estelar joven con baja metalicidad media (36 % del valor solar) y baja extinción (A_V ~ 0.37), con una masa estelar media de ~ 10^8.5 M_sun. Las ELGs en nuestra muestra presentan colores más azules en el plano UVJ que una galaxia mediana con formación estelar seleccionada por color en SHARDS. Proponemos un nuevo criterio de color (V-J) para separar ELGs de no-ELGs en las muestras de galaxias azules. Además, varias galaxias presentan altas densidades de estrellas de tipo O, posiblemente produciendo supervientos galácticos, lo que las convierte en objetivos interesantes para espectroscopía futura. También extendemos a desplazamiento al rojo intermedio nuestra detección y análisis de ELGs. Exploramos cómo evolucionan las ELGs con el desplazamiento al rojo en el régimen de baja masa, relativamente inexplorado. Seleccionamos una muestra de ELGs a desplazamiento al rojo intermedio (0.4 "menor que" z "menor que" 0.8), utilizando datos de SHARDS, detectando la línea de emisión [OIII]5007 con una versión modificada de nuestro código (dado que la línea H\alpha cae fuera del rango de longitud de onda de SHARDS en este desplazamiento al rojo). También medimos la línea [OII]3727 cuando está presente. Ajustamos la SED de la muestra seleccionada utilizando un modelo coherente con el utilizado para la muestra de bajo desplazamiento al rojo. Encontramos 1703 ELGs a 0.4 "menor que" z "menor que" 0.8, con una masa mediana de ~ 10^9.05 M_sun, una explosión de formación estelar muy joven (con una edad promedio de 5.5 Myr) y baja extinción ("menor que" A_V "menor que" ~ 0.37). Derivamos la función de luminosidad para ambas líneas de emisión, restringiendo tanto la pendiente de baja masa como el parámetro L* de la función Schechter. Encontramos poca evolución de la función de luminosidad con el desplazamiento al rojo. Los parámetros de Schechter son consistentes con los valores de la literatura para [OII], y encontramos que la densidad de emisores de [OIII] de baja luminosidad es más alta de lo que algunos trabajos anteriores han encontrado. En esta tesis también extendemos a bajas masas las relaciones EW vs. masa estelar y EW vs. desplazamiento al rojo para [OIII] y [OII]. Para la línea de [OIII] encontramos una pendiente similar tanto en masas altas como bajas. Con respecto a la línea [OII], encontramos una pendiente menos pronunciada y los valores de EW son relativamente más altos que en otros estudios. Derivamos la tasa de formación de estrellas (SFR) de las galaxias encontrando una pendiente de la secuencia principal de formación de estrellas (SFMS) de ~ 0.63 y, por lo tanto, un aumento en la SFR específica (sSFR) en masas bajas. Encontramos que el EW de las líneas [OII] y [OIII], así como la sSFR, cambian con la masa a una tasa similar en nuestro rango de desplazamiento al rojo. Todos nuestros resultados apuntan a un claro aumento de la actividad de formación estelar en galaxias de baja masa, consistente con una pendiente menor que la unidad en la SFMS. La evolución morfológica de las galaxias formadoras de estrellas proporciona pistas importantes para comprender sus propiedades físicas, así como los mecanismos de activación y extinción de la formación de estrellas. Analizamos la morfología de las galaxias que albergan eventos de formación estelar a bajo desplazamiento al rojo (z "menor que" 0.36). Nuestro objetivo es conectar la morfología y las propiedades de formación estelar de las galaxias de baja masa (masa estelar mediana ~ 10^8.5 M_sun) más allá del Universo local. Creamos imágenes Hα para la muestra combinando ajustes de SED e imágenes del telescopio espacial Hubble (HST). Las usamos para enmascarar las regiones de formación estelar y así obtener un modelo bidimensional no sesgado de la distribución de luz de las galaxias anfitrionas. Para este propósito usamos PHI, un código de descomposición fotométrica bayesiano. Lo aplicamos independientemente a 7 bandas de HST, desde el ultravioleta hasta el infrarrojo cercano, suponiendo un modelo de Sérsic para el brillo superficial. Las galaxias anfitrionas de eventos de formación estelar muestran un bajo índice Sérsic (con una mediana de n~0.9), así como tamaños pequeños (valor mediano de R_e~1.6 kpc), y un cambio insignificante de los parámetros con longitud de onda (a excepción de la ratio de ejes, que crece con la longitud de onda en 46% de la muestra). Usando un algoritmo de agrupamiento, encontramos dos clases diferentes de componentes anfitrionas en ELG: una más compacta, más roja y de alto n (clase A) y una más extendida, más azul y de bajo n (clase B). Esta separación se mantiene en las siete bandas analizadas. Además, encontramos evidencia de que la primera clase es más esferoidal (de acuerdo con la distribución de ratio de ejes observada). Este resultado es similar a lo que se ha encontrado para sus homólogos de mayor masa. También calculamos los gradientes de color de las galaxias anfitrionas y encontramos que el 48% de los objetos donde se puede realizar el análisis muestran gradientes negativos, y solo en el 5% son positivos. Los resultados son consistentes con una evolución de la clase B a la clase A. Varios mecanismos de la literatura, como fusiones menores y mayores, y la inestabilidad violenta del disco, pueden explicar el proceso físico detrás de la probable transición entre las clases.