Analysis of the spiral structure in disk galaxies using the fft transform

• Autores: Carlos Barberà Escoí
• Directores de la Tesis: Carlos García Gómez (dir. tes.)
• Lectura: En la Universitat Rovira i Virgili ( España ) en 2018
• Idioma: español
• Tribunal Calificador de la Tesis: Ana Isabel Márquez Pérez (presid.) , Antonio Garijo Real (secret.) , Jaime David Perea Duarte (voc.)
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• Resumen

  • Esta tesis pretende proporcionar métodos matemáticos para profundizar en el estudio de la estructura espiral presente en el disco de las galaxias espirales. Aproximadamente, dos terceras partes de las galaxias son galaxias espirales, de ahí el interés por estudiarlas en profundidad. Las clasificaciones de galaxias existentes están elaboradas en función de la estructura espiral.

    La estructura espiral tiene un papel fundamental en la comprensión de la galaxia porque es el principal escenario de la formación estelar, por eso, profundizar en su estudio nos aportará información sobre la dinámica del gas interestelar y qué procesos son los catalizadores de la formación estelar. Además, los brazos espirales son protagonistas principales en la evolución dinámica de las galaxias de disco. Las clasificaciones actuales son más bien cualitativas, por lo que pretendemos ofrecer esquemas de clasificación cuantitativos que puedan ayudar a entender mejor las claves de la estructura espirals en las galaxias de disco.

    Existen varias teorias que intenta explicar el origen y la evolución de las estructuras espirales, que podemos agrupar en dos grandes grupos. Ondas de densidad, donde las estructuras espirales surgen de la interacción entre las órbitas y las atracciones gravitatorias de las estrellas del disco. La estructura espiral se presenta como una instabilidad de la combinación acumulada de gas y estrellas atrapadas en por una acumulación creciente de gas. Se puede interpretar como una ola de densidad que se propaga y oscila a lo largo del disco de la galaxia, más o menos, como las olas se propagan sobre la superficie del mar. En definitiva, se pueden explicar los brazos espirales como una onda casi estacionaria que gira entorno al centro de la galaxia con una cierta velocidad y con amplitud constante. El mantenimiento de esta onda se conseguiría mediante mecanismos de acumulación de materia combinados con procesos de enfriamiento para poder mantener la estabilidad del disco de la galaxia. Esta teoría se ha completado con la superposición de diferentes ondas de menor amplitud que se mantienen durante el tiempo. Aunque sigue siendo difícil reproducir estructuras espirales con dos brazos que duren en el tiempo mediante esta teoría. El otro gran grupo quiere explicar la estructura espirals más bien como el resultado de la formación estelar, que como el origen. Es la teoría de formación estelar por autopropagación, donde estrellas jóvenes y masivas evolucionan rápidamente y terminan muriendo como supernovas que generan frentes de ondas de choque, que a su vez originan una nueva formación estelar. Cuando esto sucede en un disco en rotación diferencial, es cuando se generan brazos espirales. Esta teoría necesita de un proceso estocástico que genere las ondas de formación estelar que algunos autores relacionan con una cierta probabilidad de formación estelar a partir de explosiones de supernovas que decrece en función del radio de la galaxia. Para poder estudiar la estructura espiral necesitamos conocer su composición para saber qué tenemos que observar cuando vamos a comparar la teoría con las observaciones. Las regiones HII, formadas por hidrógeno ionizado, son un buen trazado de la estructura espiral. Por este motivo, nos centramos en recopilar información de las regiones HII de un número suficiente de galaxias para poder empezar nuestro estudio.

    Dado que la situación de las galaxias en el espacio es aleatoria, el primer paso es desproyectarlas del plano en el cielo al plano de visión. En la primera parte de la tesis nos centramos en proporcionar métodos capaces de desproyectar las galaxias de forma objetiva. Nuestros métodos se fundamentan en la suposición que el disco de las galaxias espirales es de forma circular. Partimos de las regiones HII, que sabemos que solo se encuentran en el disco y mediante técnicas de Fourier hacemos que tenga forma circular. Calculamos la transformada de Fourier de la distribución de regiones HII y obtenemos sus componentes sobre una familia de funciones espirales. Vamos inclinando y rotando la distribución de regiones HII hasta encontrar los ángulos que maximizan la componente axisimétrica de la transformación. Estos ángulos son los ángulos de deproyección de la galaxia. Comparamos nuestros resultados con los obtenidos mediante otros métodos disponibles en la literatura para concluir que nuestros resultados están en buena concordancia con las observaciones. El siguiente paso es trabajar con imágenes de galaxias, ya que se dispone de mayor número de catálogos para poder realizar un estudio estadístico más completo. Como las imágenes contienen información de todas las partes de la galaxia, primero tenemos que aislar la información procedente del disco antes de aplicar nuestros métodos. Para ello eliminamos la parte central dominada por el bulbo y la barra, caso de estar presente en la galaxia. Con la información procedente solo del disco, realizamos la transformada de Fourier y procedemos con nuestros métodos de deproyección. Gracias a disponer de un mayor número de observaciones, podemos realizar un estudio estadístico más preciso y concluir que nuestros métodos de deproyección funcionan bien para galaxias con una inclinación a partir de 55º. Para inclinaciones menores, siempre que la galaxia no presente una barra, obtenemos buenos resultados hasta inclinaciones de 30º. Por debajo de este valor, solo obtenemos buenos resultados para el ángulo de inclinación, no así para el de posición. Comparando con métodos de otros autores, observamos que sus prestaciones son similares, excepto para los métodos basados en la fotometría que son los únicos que obtienen buenos resultados por debajo de los 30º de inclinación. Disponer de una gran cantidad de imágenes nos permite confirmar la robustez de nuestros métodos que pueden ser usados con confianza.

    Con las galaxias ya deproyectadas empezamos el estudio de su estructura espiral. Desarrollamos métodos para poder identificar y aislar los brazos espirales para proceder a un estudio individualizado. Para poder probar su efectividad, empezamos con la estructura más común presente en las galaxias espirales de disco, la barra. Identificamos la barra y medimos su peso dentro la estructura espirals. Los datos obtenidos, podemos cotejarlos con la clasificación que propone Hubble en función de la presencia o ausencia de la barra. Concluimos que nuestros métodos proporcionan resultados en buena sintonía con otros indicadores presentes en la literatura, pero además, nuestros métodos proporcionan valores numéricos que indican una separación clara entre galaxias barradas y galaxias no barradas, y la presencia de una región intermedia mostrando una gradación en lo referente a la importancia de la barra. Los resultados obtenidos son comparables con la clasificación de Hubble, por lo que hemos conseguido realizar una clasificación cuantitativa de las galaxias espirales en función de su morfología.