Australia Telescope National Facility

Sargent y Searle (1970) fueron los primeros en describir una clase de galaxias cuyo espectro óptico-infrarrojo cercano estaba dominado completamente por una población joven y azul al estudiar el catálogo de Zwicky. El aspecto similar de estos espectros a los de las regiones H II gigantes hizo que fueran denominadas regiones H II extragalácticas aisladas. El significado de este descubrimiento fue pronto muy claro: incluso en las galaxias más azules conocidas por entonces, como las espirales de tipo tardío o las irregulares, la mayoría de la luz estelar no estaba concentrada en estrellas masivas jóvenes, sino en una población vieja y subyacente. La prácticamente ausencia de esta población vieja en estas regiones H II extragalácticas aisladas sugería que o tenían un alto ritmo de formación estelar en la actualidad o se había producido un exceso de estrellas masivas durante un gran período de tiempo. Las regiones H II extragalácticas aisladas se denominan por simplicidad galaxias H II (Melnick, 1987).

Siguiendo la definición de Leitherer (2000), un starburst es un sistema cuyo ritmo de formación estelar (SFR) es lo suficientemente alto como para que un número estadísticamente significativo de estrellas pueda producir radiación ultravioleta (UV). Podemos unir esta definición a la de Terlevich (1997) y definir galaxia starburst como aquella en la que toda su luminosidad es debida al propio starburst (Lbrote ~  Lgalaxia). Si la luminosidad del starburst es importante pero menor que la luminosidad de la galaxia en donde se encuentra (Lbrote <  Lgalaxia), observaremos una región starburst dentro de la galaxia. Si Lbrote <<  Lgalaxia para cualquier brote interno, el objeto se clasifica como galaxia con formación estelar.

Las galaxias H II son objetos en los que la energética total se encuentra dominada por la formación estelar y fenómenos asociados. Al igual que en las regiones H II, producen episodios breves e intensos de formación estelar que tienen lugar en pequeñas regiones. En la Tabla 1.2 mostramos una comparación entre estos dos sistemas físicos. La morfología que muestran las regiones H II y los starbursts entre los rangos UV y óptico permite determinar el contenido estelar y el estado evolutivo del cúmulo ionizante de forma autoconsistente. Un estudio multifrecuencia comparativo entre un starburst nuclear y una región H II puede encontrarse en González-Delgado (2000), donde se analizan la galaxia starburst NGC 7714 y la región H II gigante NGC 604 (en la vecina galaxia del Triángulo, M33), concluyendo que aunque la formación estelar en starbursts se produce en brotes instantáneos separados por largos períodos de inactividad, en los sistemas más simples sólo ocurre durante un breve período de tiempo.

Tabla 1.2 Comparación entre las regiones H II y los starbursts. Extraído de González-Delgado (2000).

Las galaxias Wolf-Rayet (WR) son un subtipo de las galaxias H II y galaxias con líneas de emisión cuyos espectros integrados muestran rasgos anchos de emisión que han sido atribuidos a la presencia de estrellas WR, indicando la existencia de una considerable población de este tipo de estrellas masivas. Existen dos grandes características que delatan a las estrellas WR (ver Figura 1.3): una mezcla de las líneas de emisión He II 4686 A (la más importante), C III/IV 4650 A y N III 4640 A (el denominado WR bump azul), y la línea ancha de emisión de C IV 5808 A (el WR bump rojo). Las galaxias WR son importantes a la hora de comprender la formación de estrellas masivas y la evolución del brote porque la fase WR de una estrella masiva es muy corta (menos de 6 Myr), ofreciendo la posibilidad de estudiar una muestra aproximadamente coetánea de galaxias starburst. Una útil herramienta para ello es el uso de modelos teóricos de síntesis de poblaciones, con los que se puede determinar la edad de los brotes, el número de estrellas O y WR, el cociente WN/WC, la función inicial de masas (IMF) o la masa global de cada brote de formación estelar, por la que ésta y sus causas pueden ser estudiadas con detalle. Las galaxias WR son pues objetos ideales para estudiar las fases tempranas de los starbursts, determinando propiedades de los brotes y restringiendo los parámetros del límite superior de alta masa de la IMF, proporcionando fuertes condiciones a los modelos de evolución estelar.

Figura 1.2 Espectro de una región H II gigante de la galaxia espiral NGC 4254. Se marcan las líneas de estrellas Wolf-Rayet.

Actualmente (2003) se conocen alrededor de 150 galaxias WR (Schaerer, Conti y Pindao, 1999), aunque continuamente se van descubriendo nuevos casos (Schaerer et al. 2000; Verdes-Montenegro et al. 2002; Pindao et al. 2002; Bresolin y Kennicutt, 2002, Castellanos et al. 2002). Morfológicamente constituyen una clase muy inhomogénea en donde se incluyen galaxias con núcleos activos (AGNs), galaxias ultraluminosas en el infrarrojo lejano (FIRLG), galaxias espirales, starbursts, y galaxias compactas enanas azules (BCDs). Las estrellas WR no se pueden observar como estrellas individuales, excepto en nuestra galaxia, las nubes de Magallanes, y algunos miembros del Grupo Local. Gracias a estos análisis de estrellas individuales se pudo realizar una clasificación cuantitativa de estrellas WN, WC y WO (Crowther, De Marco y Barlow 1998, Crowther 2003), que luego han podido aplicarse a los modelos de síntesis evolutivos.

El primer objeto en el que se detectaron los rasgos WR fue la galaxia compacta azul He 2-10 (Allen, Wright y Goss 1976). Osterbrock y Cohen (1982) y Conti (1991) introdujeron el concepto de galaxia WR, definiéndola como aquella en cuyo espectro se apreciaban líneas anchas de emisión estelar. Kunth y Joubert (1985) realizaron la primera búsqueda sistemática en galaxias con líneas de emisión: de las 45 regiones H II extragalácticas analizadas, 17 eran del tipo WR. Kunth y Schild (1986) y Dinerstein y Shields (1986) reportaron las primeras detecciones del WR bump rojo. Conti (1991) compiló el primer catálogo con 37 de estos objetos. Vacca y Conti (1992) desarrollaron un esquema cuantitativo para estimar las poblaciones de WR a partir de sus nuevas observaciones.  No obstante, una gran fracción de los hallazgos ha sido de forma casual y en estudios que cubren un amplio rango de tópicos, desde la determinación de la abundancia de He primordial (Kunth y Sargent 1983, Kunth y Joubert 1985, Izotov et al. 1994 y 1997, Izotov y Thuan 1998, Guseva et al. 2000), la naturaleza de las galaxias Seyfert (Heckman et al. 1997), a starbursts con fuertes vientos galácticos (Allen 1995). Se espera que, con la nueva generación de telescopios de 8 y 10 metros, se descubra un considerable número de galaxias con el rasgo de WR.

Como las estrellas WR son descendientes de las estrellas más masivas (M>35 Mo para Zo), la detección de las líneas de emisión de WR en el espectro de una galaxia starburst implica inmediatamente la restricción de los parámetros que caracterizan el brote de formación estelar:

    1. El número de estrellas WR relativo al número de estrellas O debe ser grande,
    por lo que el brote de formación estelar debe haber sido corto.
    2. La función inicial de masas debe haberse extendido a grandes masas
    3. El tiempo transcurrido desde el fin del brote debe ser menor que unos pocos Maños

De esta forma, la presencia de un gran número de estrellas WR en una galaxia starburst puede usarse como indicación clara de un brote muy reciente de formación de estrellas masivas, pudiéndose utilizar la intensidad de líneas de emisión estelares para estimar el número de estrellas WR presentes e incluso buscar el mecanismo de la formación estelar.

| Updated: 02.05.2008 | Released: 02.05.2008 | PhD in PDF (Spanish version) | Outreach introduction in PDF (Spanish version) |