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Proyectos de investigación astrofísica

El Universo Local

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Estudios Cinemáticos, Estructurales y de Composición, de los Medios Interestelares e Intergalácticos (P/308603)

J E BECKMAN

J. Font Serra, F. Tabatabaei, A. Serrano Borlaff

Colaboradores del IAC: E. Casuso Romate, J. H. Knapen, B. García Lorenzo, M. López Corredoira, I. Martínez Valpuesta

L. Gutiérrez Albores, M. Rosado, A. Rodriguez, P. Velazquez (UNAM, México); P. Erwin, D. Willman (MPIE, Alemania); M. Querejeta, G. van de Ven (MPIA, Heidelberg, Alemania); P. Amram (Obs. Marsella, Francia); S. Comerón, S. Díaz (Univ. Oulu, Finlandia)

Introducción

El objetivo básico del proyecto es investigar la evolución de las galaxias mediante el entendimiento de la interacción del medio interestelar y las estrellas. La técnica principal que utilizamos es la cinemática bidimensional de galaxias enteras observada por nuestro instrumento GHaFaS, un interferómetro Fabry Perot en el telescopio William Herschel del ORM. Combinamos los datos de GHaFaS con imágenes fotométricas propias, con ACAM en el mismo telescopio, con una variedad de fuentes de imágenes en el infrarrojo y el ultravioleta, y con mapas de líneas de emisión en los rangos de radio y milimétrico para explorar los efectos, y los parámetros físicos que determinen el ritmo de formación y la función de masas de las estrellas según la localización de su formación en las galaxias.

En la fase actual del proyecto, los aspectos dinámicos que estamos explorando son básicamente dos: la estructura resonante de los discos y las barras, y los efectos de las zonas de formación de estrellas masivas en su entorno mediante los vientos estelares y las supernovas. Además en preparación para la exploración de la formación de las galaxias en épocas anteriores, estamos estudiando como las interacciones entre galaxias estimulan y condicionan la formación estelar en ellas antes de su fusión. En el futuro los trabajos se extenderán, lógicamente, en dos direcciones: hacia fuera a galaxias con z creciente, y “hacia dentro” al aplicar nuestra metodología al estudio de los procesos interestelares en las zonas de formación de estrellas masivas en la galaxia M33 del grupo local. 

Acoplado al estudio cinemático, estamos trabajando en aspectos de la evolución de los discos de las galaxias en la base de observaciones con precisión de sus perfiles de brillo superficial, tanto en el universo local como en redshift intermedio.

Hitos

 

1. La observación de una relación entre la magnitud el campo magnético no turbulento en gran escala en los discos de las galaxias y la masa de la galaxia. Se basa en la posibilidad de separar la parte turbulenta y la parte alineada del campo magnético usando observaciones en el radio-continuo. Esta relación es sencilla (el campo B se relaciona con la masa M elevada a la potencia ~0.3) y pide una explicación física que no puede ser un simple dinamo. 

2. El descubrimiento de dos poblaciones que nubes masivas interestelares, las de alta masa, y las de muy alta masa (el punto de separación se encuentra a unos 3 millones de masas solares) en los discos de las galaxias. Esas empiezan sus vidas en la forma de nubes moleculares, pero en las que forman estrellas masivas en sus interiores se convierten en regiones HII. Se ha mostrado que las nubes en la población de muy alta masa están ligadas por su propia gravedad, mientras las otras están ligadas por la presión de la columna del gas exterior a ellas. El ritmo de formación estelar por unidad de masa de gas está aumentada, y la probable función de masas de sus estrellas es diferente en las nubes de muy alta masa en comparación con las de menor masa. Las implicaciones por la evolución de poblaciones estelares en los discos son muy significativos.

3. Se ha mostrado que si el disco de una galaxia está acampanada radialmente en la distribución de sus estrellas perpendicular del plano del disco al observarla desde un lado dará una fuerte impresión de atruncamiento. Este trabajo de modelación explica porque los truncamientos abruptos se han observado en galaxias vistas de canto, mientras en las galaxias observadas de cara las caídas de brillo superficial observadas en los bordes de los discos son mucho más graduales. Las implicaciones por los modelos de evolución de los discos son importantes.

4. Se ha usado el nuevo método de medir los radios de corrotación de las barras de las galaxias desarrollado en nuestro grupo (el "método Font-Beckman") para determinar la razón entre la corrotación y la longitud de la barra principal de unas 70 galaxias. La longitud de la barra se infiere usando imágenes en el infrarrojo del satélite Spitzer del proyecto S4G. La muestra multiplica por dos el número de galaxias donde se ha intentado obtener estas razones, y con más precisión que por otros métodos. Los resultados se han usado para mostrar que muchas de las barras giran lentamente, debido al frenado de los halos de materia oscura de las galaxias, un resultado que contradice la mayoría de los trabajos anteriores en el campo. Usando simulaciones se ha mostrado que este resultado se explica porque las barras crecen por adquisición de estrellas al mismo tiempo que se frenan, un efecto que no se había tenido en cuenta. El resultado apoya la presencia de los halos de materia oscura alrededor de las galaxias.

5. Se ha analizado el campo del resto de la supernova de Tycho usando la alta resolución de velocidad y el gran campo de GHaFaS, para distinguir entre las componentes de sus líneas en emisión debidas a las diferentes fases de estructura. Se ha podido distinguir por primera vez el gas que todavía no ha recibido el choque de expansión y el gas postexpansión, y se ha deducido que las líneas de emisión prechoque están ensanchadas por la calefacción debida a los rayos cósmicos. En el futuro se podrá combinar estas observaciones con otras obtenidas con OSIRIS en el GTC para efectuar una diagnóstica bastante completa de las condiciones en esta nube de altas energías. 

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