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La relación entre la historia de formación estelar y [α/Fe ].

Autor/es: de La Rosa, I.G.; La Barbera, F.; Ferreras, I.; de Carvalho, R.R.

Referencia: 2011 MNRAS.tmpL.332D | Enlace

Variación de la historia de formación estelar (SFH) con respecto a la masa dinámica, donde cada panel representa un intervalo de masas (según la Tabla 2). Las SFH teóricas, curvas Gaussianas grises, se han superpuesto sobre nuestros resultados empíricos, correspondientes a los histogramas rellenos en negro. Las curvas Gaussianas fueron obtenidas a partir de la ecuación 4 del artículo de Thomas et al. (2005), usando los valores de nuestras edades pesadas en luminosidad <edad>_L y cocientes [alfa/Fe]. Las curvas teóricas han sido normalizadas para cubrir la misma área que los histogramas de SFH. Las flechas marcan la posición de la edad pesada en masa <edad>_M, obtenida a partir de nuestros resultados. Cada panel incluye el valor del porcentaje de masa estelar formada después de z=1 y un encarte gris con el histograma de metalicidad para cada intervalo de masa, con una línea de puntos marcando la metalicidad solar.
Variación de la historia de formación estelar (SFH) con respecto a la masa dinámica, donde cada panel representa un intervalo de masas (según la Tabla 2). Las SFH teóricas, curvas Gaussianas grises, se han superpuesto sobre nuestros resultados empíricos, correspondientes a los histogramas rellenos en negro. Las curvas Gaussianas fueron obtenidas a partir de la ecuación 4 del artículo de Thomas et al. (2005), usando los valores de nuestras edades pesadas en luminosidad <edad>_L y cocientes [alfa/Fe]. Las curvas teóricas han sido normalizadas para cubrir la misma área que los histogramas de SFH. Las flechas marcan la posición de la edad pesada en masa <edad>_M, obtenida a partir de nuestros resultados. Cada panel incluye el valor del porcentaje de masa estelar formada después de z=1 y un encarte gris con el histograma de metalicidad para cada intervalo de masa, con una línea de puntos marcando la metalicidad solar.

Del mismo modo que los arqueólogos utilizan el C14, para descubrir la edad de un fósil, también los astrofísicos utilizan las proporciones de ciertos elementos químicos para descubrir la historia de las galaxias. El objetivo del presente trabajo es proporcionar la herramienta adecuada para permitir esa conversión entre "química" e "historia". En este sentido, el cocientes de abundancias químicas de hierro con respecto a los llamados elementos-alfa (Mg, Ca, O, etc.) [alfa/Fe] es el parámetro ideal, pues contiene una gran cantidad de información sobre la historia de formación estelar (SFH) de una galaxia. Hasta ahora esa relación entre [alfa/Fe] y SFH ha estado basada en modelos simplificados de evolución química, donde Thomas y colaboradores relacionaban la escala temporal de la SFH con el cociente [alfa/Fe]. Un cociente de abundancias alto indicaba una SFH corta. La incorporación de nuevas técnicas de análisis de poblaciones estelares, como el ajuste del espectro completo, permite obtener, por vez primera, una versión observacional de la historia de formación estelar de las galaxias. Estudiando una muestra de 10.000 galaxias elípticas, este trabajo ofrece la nueva versión empírica de la anterior relación simplificada, confirmando algunas características, discrepando en otras y ofreciendo nuevas perspectivas sobre la evolución de las galaxias. Por ejemplo, en contraste con la versión teórica, encontramos una presencia significativa de población estelar vieja (> 10 Giga-años), incluso para las galaxias elípticas de menor masa, que continuan formando estrellas hasta la actualidad. Eso significa que todas las galaxias datan de una época similar, pero difieren en la rapidez con la que forman la mayor parte de sus estrellas. En este trabajo se ofrece una relación entre el cociente [alfa/Fe] y el tiempo que tarda una galaxia en formar la mitad de sus estrellas. En este sentido, las galaxias con formación estelar más rápida, que construyen la mitad del total de sus estrellas en menos de 2 Giga-años, son las que presentan los mayores valores de [alfa/Fe]. Nuestros resultados apoyan la hipótesis de que las primeras estrellas de las galaxias presentan un cociente elevado de [alfa/Fe], que va disminuyendo a medida que se forman nuevas estrellas a partir de un medio interestelar enriquecido en hierro.

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