Dr. Ángel R. López-Sánchez

Postdoc at CSIRO / Australia Telescope National Facility

Astronomía y Astrofísica
con datos multifrecuencia

Proyectos científicos, divulgación
y apuntes personales

El interferómetro Australia Telescope Compact Array, Narrabri, Australia © Á.R.L-S.

Mi Tesis Doctoral

Formación de estrellas masivas en galaxias Wolf-Rayet enanas

04.12.2006 - Universidad de La Laguna / Instituto de Astrofísica de Canarias, España

RESUMEN

En esta Tesis presento un estudio morfológico, fotométrico y espectroscópico detallado de una muestra de 20 galaxias Wolf-Rayet (WR). Las galaxias WR son un subtipo de las galaxias H II cuyo espectro integrado muestra líneas de emisión propias de estrellas WR, indicando la presencia de una población importante de estrellas masivas y la juventud del brote de formación estelar. El principal objetivo es el estudio de la formación estelar y de las poblaciones de estrellas O y WR en estos objetos, así como comprender el papel que tienen las interacciones entre objetos compañeros de bajo brillo superficial en el disparo de los brotes de formación estelar.

Empleamos imágenes profundas con resolución espacial en filtros ópticos y del infrarrojo cercano (NIR) de banda ancha e interferenciales (Hα y continuo adyacente) para estudiar la morfología estelar y del gas ionizado en cada galaxia, analizando el contenido de estrellas ionizantes, la edad de los brotes y la población de estrellas viejas subyacente. También se ha usado espectroscopía de rendija larga o echelle para estudiar las condiciones físicas (densidades y temperaturas electrónicas, enrojecimiento, naturaleza de la ionización), las abundancias químicas y la cinemática del gas ionizado, así como para determinar el contenido de estrellas masivas y su localización espacial en cada objeto. Este análisis ha permitido discernir entre la naturaleza pre-existente o de marea (TDG) de los objetos enanos encontrados alrededor de las galaxias estudiadas.

Queremos enfatizar en la calidad de las observaciones (algunas imágenes profundas obtenidas con 2.56m NOT tienen seeing del orden de 0.6” y los espectros profundos echelle obtenidos en el VLT de NGC 5253) y del proceso de reducción y análisis de datos, que nos ha permitido realizar un análisis coherente de la extinción sufrida en cada galaxia o región. Por destacar algunos resultados individuales, detectamos intensa emisión Hα en IRAS 08208+2816, UM 420 y SBS 0948+532, un doble núcleo en SBS 0926+606A (posiblemente como consecuencia de una fusión de galaxias), un posible viento galáctico en Tol 9, una (¿dos?) galaxias enanas con formación estelar en torno a Tol 1457-262, una galaxia enana independiente interaccionando con Haro 15, una intensa corriente de marea en IRAS 08208+2816 y varios candidatos a TDGs en Arp 252.

De especial interés es el estudio de los grupos de galaxias HCG 31 y Mkn 1087, donde se necesitan interacciones a varios cuerpos para explicar las colas, puentes, fusiones de galaxias y enanas de marea encontradas. Incluimos también el detallado análisis de la historia de formación estelar y las poblaciones estelares de la galaxia IRAS 08339+6517, donde observamos por primera vez el rasgo WR y que también se encuentra interactuando con un objeto enano independiente cercano. No obstante, uno de los principales logros de esta Tesis es la detección de las débiles líneas de recombinación de O II y C II en nuestros espectros profundos de VLT de la galaxia enana NGC 5253, encontradas por primera vez en un starburst. Las abundancias iónicas calculadas con estas líneas resultan ser mayores que las obtenidas con líneas prohibidas de excitación colisional, resultado que también se encuentra en otras regiones H II Galácticas y extragalácticas. Además, encontramos un enriquecimiento localizado de nitrógeno y helio, consistente con el esperado por la contaminación de las estrellas WR detectadas.

El rasgo WR azul (alrededor de 4650 &Aring) es detectado sólo en 16 de las galaxias, siendo a veces muy débil. El rasgo WR rojo (alrededor de 5808 &Aring) no es detectando en ningún objeto, pese a que otros autores con espectros con menor S/N lo observan en 9 de nuestras galaxias. Concluimos que efectos de apertura y la posición de la rendija juegan un papel fundamental a la hora de la detección de los rasgos WR. El cociente WR/(WR+O) obtenido con nuestras observaciones es sistemáticamente inferior a las predicciones dadas por los modelos de síntesis de poblaciones. No encontramos ninguna relación entre el cociente WR/(WR+O) y la metalicidad, aunque es esperable puesto que la masa mínima para la formación de una estrella WR decrece con la metalicidad.

Completamos nuestras observaciones en óptico y NIR con datos en rayos-X, infrarrojo lejano (FIR) y radio (H I a 21 cm y continuo a 1.4 GHz) extraídos de la literatura para obtener una visión más completa de la formación estelar y la evolución de cada objeto. Finalmente, presentamos unos resultados generales de toda la muestra de galaxias, buscando relaciones entre las magnitudes fotométricas, espectroscópicas y las encontradas en otras longitudes de onda. Utilizando nuestros 30 objetos con medidas directas de la abundancia de oxígeno, hemos comparado con las predicciones de las calibraciones empíricas más comunes, encontrando que aquellas basadas en modelos de fotoionización proporcionan resultados ~0.2-0.3 sistemáticamente mayores que los obtenidos de forma directa. Este resultado es similar a la diferencia de abundancia obtenida empleando líneas de recombinación y líneas de excitación colisional en NGC 5253 y en otros objetos Galácticos y extragalácticos, lo que podría sugerir la existencia de fluctuaciones de temperatura en el gas ionizado. Esta conclusión es de vital importancia, puesto que si es real habría que realizar una importante revisión de las abundancias químicas en objetos extragalácticos.

El ritmo de formación estelar (SFR) es determinado de forma coherente usando diversas técnicas multifrecuencia, proporcionando una nueva calibración basada en la luminosidad de rayos-X para este tipo de objetos. Las masas estimadas de gas ionizado, gas neutro, cúmulo estelar ionizante, polvo, masa kepleriana y masa dinámica se incrementan con la luminosidad de la galaxia. Encontramos una buena relación entre la masa de polvo (estimada con datos FIR) y el coeficiente de enrojecimiento a partir del decremento Balmer, indicando que la extinción se produce en el starburst.

Concluimos que la gran mayoría de las galaxias analizadas (16 de 20, ~80% de los sistemas estudiados) muestran rasgos de interacción (morfologías y cinemáticas perturbadas, diferencias de abundancias, pérdidas de gas neutro, etc), confirmando la hipótesis de que las interacciones con o entre objetos enanos es el mecanismo principal que dispara la formación estelar en galaxias del tipo Wolf-Rayet.

| Actualizado: 31.01.2008 | Released: 21.11.2007 | Tesis en PDF | Introducción Divulgativa en PDF |

Artículos científicos de la tesis publicados en revistas con árbitro

Investigador y traductor

Mi proceso inacabado de escritura bilingüe de la tesis...

Tras finalizar mi carrera de Ciencias Físicas (especialidad Teórica) en la Universidad de Granada (España) en 2000, obtuve una beca/contrato de Astrofísico Residente del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) para realizar la Tesis Doctoral en la Universidad de la Laguna (Tenerife, España). Comencé en octubre de 2001 bajo la supervisión de Dr. César Esteban (IAC), pero los dos primeros años estuvieron enfocados básicamente a hacer cursos de doctorado y preparar el Diploma de Estudios Avanzados (DEA), que conseguí en octubre de 2003 con el trabajo Formación estelar y poblaciones de estrellas O y WR en el grupo compacto de galaxias HCG 31 (se convertiría en mi primer artículo científico, una vez traducido y adaptado al inglés).

Por aquella época (otoño de 2003), ya había decidido el tema de mi tesis doctoral y seleccionado unas treinta galaxias del tipo Wolf-Rayet para su análisis detallado mediante fotometría y espectroscopía óptica. Pero, gracias al congreso internacional Recycling intergalactic and interstellar matter celebrado en Sydney (Australia) en julio de 2003 dentro de la XXV Asamblea General de la Unión Astronómica Internacional, comprendí la importancia de las observaciones multifrecuencia para entender qué es lo que ocurre en el Universo, y lo adopté en mi tesis completando mis observaciones con todos los datos disponibles en otras longitudes de onda.

En primavera de 2005 ya disponía de la mayoría de las observaciones y realizado gran parte del análisis, por lo que comencé a redactar la tesis. Elegí hacerlo en inglés por motivos razonables para todos (la investigación se hace en inglés, así llega a más gente, y además luego no tienes que traducir tu propio trabajo para publicar los artículos científicos). Sin embargo, una absurda nueva normativa implantada en la ULL en otoño de 2005 me obligaba a presentar la tesis en castellano. No obstante, yo seguí escribiendo en inglés para que luego resultara más fácil. Además, había decidido realizar unos capítulos introductorios explicando las bases de los distintos objetos astronómicos analizados (estrellas masivas, nebulosas y galaxias con formación estelar) y la formulación empleada para su análisis, algo que rara vez se presenta en una tesis. En parte lo hice porque noté ciertas carencias de documentación homogénea en este sentido y quería ser coherente con todo el análisis de datos, empleando siempre las mismas ecuaciones y valores. La redacción de estos capítulos introductorios me llevó hasta comienzos de año 2006, momento en el que tuve que sacrificar alguna de las galaxias y dejar sólo 20 de estos objetos. También, por motivos de tiempo, empecé a escribir directamente es castellano.

Para mayo de 2006, tenía todo excepto la introducción y las conclusiones, pero unas partes en inglés (incluyendo cuatro artículos científicos que eran otros tantos capítulos) y otras en español. Coincidió con mis primeras observaciones en el interferómetro radio Australia Telescope Compact Array (ATCA, Narrabri, NSW, Australia) en junio de 2006. El resto del verano (julio, agosto y septiembre) los pasé traduciendo como loco las cerca de 300 páginas que aún tenía en inglés. No se lo recomiendo a nadie. Además, revisé la bibliografía, redacté las conclusiones y rehice algunas gráficas. También tuve que realizar algunos cambios menores sugeridos tanto por César como por Dr. Héctor Castañeda (IAC) que fue mi referee interno del IAC. Finalmente, tras pasar una noche sin dormir comprobando la edición, imprimiendo y encuadernado, el 27 de septiembre de 2006, justo el día que cumplía 30 años, depositaba mi tesis doctoral en la Universidad de la Laguna.

Pensé que la cosa había terminado más o menos ahí, pero también me equivoqué. Los trámites burocráticos fueron horribles y los plazos para leer la tesis antes de final de año eran muy justos. Finalmente, la pude defender el lunes 4 de diciembre de 2006, uno de los mejores momentos de toda mi vida por la realización profesional y personal que me supuso.

No obstante, aún no ha acabado: la publicación de los artículos científicos debe ser en inglés, por lo que debía de traducir de nuevo al inglés lo ya traducido del inglés al español y adaptarlo a forma de artículo científico. Comprobé que era mejor así que adaptar las partes que ya tenía en inglés porque durante 2006 hice cambios en todo, muchos, la mayoría no demasiado importantes, pero sí necesarios. Así estoy ahora, a comienzos de 2008. Hace una par de semanas pude enviar el primer artículo, Massive star formation in Wolf-Rayet galaxies. I Optical and Near-infrared photometric results, que espero se acepte pronto. Aún me quedan dos más. Y, además, quiero terminar la tesis completa en inglés, simplemente porque la encuadernación final la quiero en ese idioma y quiero compartirla con más gente. ¡Muchas gracias por tu comprensión, ULL!.

| Actualizado: 31.01.2008 | Released: 31.11.2007 | Arriba |

Copyright © 2008 Ángel R. López-Sánchez | Última actualización: 05.05.2010

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