Resumen de Propiedades e historias de formación estelar de galaxias enanas a baja masa con formación estelar a desplazamientos al rojo intermedios
Lucía Rodríguez Muñoz
En los últimos años, la profundización de nuestro conocimiento sobre cómo las galaxias evolucionan, ha sido posible gracias al desarrollo de la instrumentación astronómica, los grandes muestreos fotométricos y espectroscópicos, y el desarrollo de simulaciones y modelos teóricos.
En este contexto, esta Tesis aborda el estudio una de las más fascinantes poblaciones de galaxias, las galaxias de baja masa o enanas. Entre ellas, las galaxias enanas con formación estelar (LMSFGs) son los objetos que más se asemejan a lo que creemos debieron ser las galaxias primitivas. Sus propiedades físicas las hacen interesantes laboratorios para el estudio de la formación estelar en épocas del Universo que aún hoy no podemos observar directamente. Sin embargo, debido a su baja luminosidad intrínseca, las LMSFGs siguen siendo una población en gran medida desconocida, especialmente a desplazamientos al rojo (zs) elevados.
La época en las que las LMSFGs forman la mayor parte de sus estrellas es aún incierta. Mientras algunos modelos predicen una formación temprana, otros favorecen un escenario en el que su formación se retrasa a épocas más tardías del Universo. El objetivo de esta Tesis es mejorar nuestro conocimiento sobre las historias de formación estelar y la naturaleza de este tipo de objetos.
Para ello hemos construido una muestra de candidatos a LMSFG situados a zs intermedios en el área del campo Extended-Chandra Deep Field-South, utilizando paralelamente una selección en masa estelar y una selección basada en las propiedades de las galaxias azules y compactas (blue compact dwarfs, BCDs), caracterizadas por un brote muy intenso de formación estelar.
Posteriormente hemos llevado a cabo espectroscopía profunda de nuestra muestra con el instrumento VIsible Multi-Object Spectrograph (VIMOS) en el Very Large Telescope (European Southern Observatory, Paranal, Chile). De estos datos hemos extraído para 94 galaxias zs espectroscópicos y medidas de líneas de emisión.
Nuestro ulterior análisis de la muestra espectroscópicamente confirmada se ha basado en dos aproximaciones. En primer lugar, hemos estimado propiedades físicas (masa estelar, M; tasa de formación estelar, SFR; y tasa de formación estelar específica, sSFR) e historias de formación estelar (SFHs), modelando distribuciones espectrales de energía (spectral energy distributions, SEDs). Para el ajuste de las SEDs hemos utilizado una técnica que, por un lado, combina datos fotométricos y espectroscópicos de forma consistente, y por otro lado, utiliza SFHs que incluyen variaciones de la SFR no uniformes en función del tiempo. En segundo lugar, hemos obtenido propiedades físicas del medio interestelar (e.g., metalicidad, extinción, excitación) a través del estudio de las líneas de emisión de los espectros VIMOS.
Nuestra muestra final de galaxias enanas está formada por 91 sistemas con log(M/masas solares) entre 7 y 9.5, localizados a zs entre 0.1 y 1.3. La muestra presenta valores de SFR consistentes con la secuencia principal de las galaxias con formación estelar a lo largo de 2 dex en masa, y elevadas sSFRs. Por otro lado, la muestra se caracteriza por líneas de emisión intensas, baja metalicidad, y elevado estado de excitación del medio interestelar. Sin embargo, pensamos que debido a la selección en masa que utilizamos, nuestra muestra incluye galaxias en condiciones menos extremas, principalmente en términos de sSFR. Esto nos indica que no todas las galaxias de nuestro estudio están atravesando un periodo de formación estelar extremadamente intenso. Una posible interpretación de estas propiedades es que estamos viendo un mismo tipo de objeto en diferentes estados evolutivos. Esta hipótesis encajaría en un escenario evolutivo en el que las enanas atraviesan diferentes fases de formación estelar con mayor y menor intensidad. La SFH promedio que obtenemos sugiriere un escenario de formación tardío y rápido (aproximadamente los 2 Gyr anteriores a su observación) para este tipo de sistemas.
