Dust, gas and star formation in local galaxies

Resumen

La formación estelar es el factor más importante que controla la evolución de las galaxias, con la posible excepción de la interacción galaxia-galaxia, y se ha convertido en uno de los campos más investigados y discutidos en la astronomía actual. Los detalles de la interacción entre el contenido de gas de las galaxias y los procesos que disparan la formación estelar son complejos, principalmente debido a las dificultades en la medición de las tasas de formación estelar y del hidrógeno molecular, incluso en galaxias cercanas. Aunque complejo y desafiante, este campo es clave para entender la formación y evolución de las galaxias, tanto cercanas como a distancias cosmológicas, y nuevas facilidades como Herschel y ALMA prometen un excitante futuro para los investigadores trabajando en estos temas. Este trabajao de tesis está en gran medida vinculado al Nearby Galaxies Legacy Survey (NGLS) que se está llevando a cabo en el James Clerk Maxwell Telescope (JCMT) en Mauna Kea, Hawai'i. Hemos obtenido datos de CO J=3-2 de 155 galaxias cercanas para trazar el gas denso molecular, en el que se piensa que nacen las estrellas. La muestra del estudio cubre un amplio rango morfológico y ha sido seleccionada para incluir galaxias que han sido detalladamente investigadas en la literatura, y para las cuales existe abundante información observacional. En paralelo, hemos observado la misma muestra de galaxias usando la línea espectral H-alpha, que traza la formación estelar masiva. Usando estos datos e imágenes de la literatura en infrarrojo (IR), ultravioleta lejano (FUV) e hidrógeno atómico, analizamos y discutimos la distribución de la formación estelar y el gas en la cercana galaxia M81, una galaxia que muestra muy poco contenido en CO (limitado a unas pocas regiones en los brazos espirales) pero una impotante cantidad de formación estelar. Encontramos una fuerte correlación entre los diferentes trazadores de formación estelar (H-alpha, IR, FUV) tanto a escala global como en detalle. También encontramos una correlación entre CO y formación estelar, pero mucho más débil. Presentamos también un estudio de la formación estelar masiva a lo largo de la muestra del NGLS usando nuestras imágenes de H-alpha y derivando tasas de formación estelar (SFRs) y anchuras equivalentes (EW). Encontramos una tasa de formación promedio de 0.25 Msun/yr para la muestra completa, lo cual es ligeramente inferior a otros estudios similares. Los valores medios de la tasa de formación estelar muestran una fuerte variación con la submuestra utilizada, desde 0.1 Msun/yr para las galaxias del cúmulo de Virgo a 0.6 Msun/yr para grandes espirales. La anchura equivalente varía entre 1 y 880 A con un valor mediano de 27 A. Encontramos una correlación significativa entre SFR y la magnitud en la banda B, aunque las diferentes submuestras presentan resultados dispares. No hay correlación entre EW y luminosidad. Sí se aprecia una correlación débil con la morfología, con galaxias espirales tardías e irregulares mostrando mayores EWs. Estos resultados son analizados a la luz de otros estudios recientes. Combinamos luminosidades de CO J=3-2 y SFRs derivadas de imágenes H-alpha para todas las galaxias de la muestra, encontrando una buena correlación, similar a estudios previos usando transiciones menos energéticas de la molécula de CO. Varios grupos de galaxias, incluyendo M81, muestran un comportamiento peculiar en la representación SFR(H-alpha)-L(CO J=3-2), que desaparece cuando usamos datos de infrarrojo. Analizamos estas regiones y proponemos diferentes hipótesis para explicar este comportamiento, incuyendo interacciones de galaxias dentro de un grupo y brotes de formación estelar muy recientes (<=20 Myr) sólo trazados por la emisión en H-alpha. Mientras que el hidrógeno atómico está escasamente relacionado con la SFR, el gas molecular y total (HI+H2) muestran similares correlaciones frente a H-alpha. No encontramos una correlación entre luminosidades de CO J=3-2 y metalicidad, aunque las galaxias con baja metalicidad muestran mayor tendencia a no ser detectadas. A partir de estos resultados razonamos que la línea CO J=3-2 no parece ser un mejor trazador de gas en condiciones de formar estrellas, pero su independencia con la metalicidad, en caso de confirmarse, podría ayudar a modelar el comportamiento del factor de conversión entre CO y H2. Finalmente, presentamos un método automático para calcular la densidad volumé-trica de gas total en las proximidades de regiones de fotodisociación (PDRs) que utiliza un modelo simple en el que se asume que todo el hidrógeno atómico que rodea a las nubes moleculares gigantes (GMC) esta formado por la fotodisociación de gas molecu-lar por radiación ultravioleta. Aplicamos este método a M74, encontrado densidades de hidrógeno entre 5 cm-3 y 700 cm-3. También probamos este nuevo método utilizando M\,83, obteniendo resultados que son comparables con los obtenidos en un estudio previo que utilizaba una aproximación ``manual'' al mismo método. Concluimos que este método automático es robusto y planeamos utilizarlo en una mayor muestra de galaxias para estudiar el gas molecular y analizar la existencia del llamado ``gas molecular oscuro'', supuestamente no trazado por el CO u otras moléculas.