Unveiling the chemo-dynamical properties and origin of thick disks in galaxies

Resumen

En las últimas décadas, la comunidad astrofı́sica ha realizado un gran esfuerzo para entender la formación y evolución de las galaxias. A pesar de la gran cantidad de estudios teóricos en este campo, se requieren trabajos observacionales más numerosos y detallados para testear estos modelos. En galaxias cercanas, varios estudios observacionales han intentado confirmar las predicciones teóricas sobre como se forman sus diferentes estructuras. Sin embargo, se necesitan investigaciones más profundas sobre las componentes estructurales más débiles, como los discos gruesos, cuyo origen es aún terreno inexplorado. Mientras que los estudios fotométricos de discos gruesos son más abundantes en la literatura, sus estudios espectroscópicos pueden ser un gran desafı́o debido a su bajo brillo superficial. No obstante, la espectroscopı́a es necesaria para extraer la cinemática, que lleva la huella de la historia dinámica de la galaxia. Aún más desafiante es el análisis de las poblaciones estelares en los discos gruesos, ya que requiere datos de alta relación señal a ruido. Solo con este tipo de estudios podemos evaluar los diferentes escenarios teóricos. Esta tesis quiere contribuir en este campo, aprovechando la visión bidimensional dada por la espectroscopı́a de campo integral. Modelos teóricos han mostrado que el grosor de los discos de galaxias puede ser producido por diversos mecanismos. Una posibilidad es que las estrellas del disco grueso se formaran in-situ a alto redshift, a partir de gas ya dinámicamente caliente posiblemente debido a la turbulencia durante una fase de fusiones múltiples de galaxias (mergers). Estas estrellas, nacidas con una dispersión de velocidades tan alta como la del gas, habrı́an formado un disco ya grueso desde el principio. En alternativa, las estrellas del disco grueso o una fracción de ellas podrı́an tener un origen extragaláctico. Habrı́an nacido en galaxias satélites y habrı́an sido acretadas más tarde. Por otro lado, los discos gruesos podrı́an haber sido más finos anteriormente y haber sido espesados mediante procesos de calentamiento dinámico. El calentamiento dinámico de discos ha sido un tema muy debatido desde que la correlación entre dispersión de velocidades y edad de las estrellas fue descubierta en la Vı́a Láctea. En la literatura, varios candidatos han sido propuestos como fuentes de calentamiento dinámico. El elipsoide de velocidades estelar (SVE) del disco, definido por las componentes radial, azimutal y vertical de la dispersión de velocidades estelar, ha sido utilizado a menudo como indicador de los mecanismos de calentamiento predom- inantes. Estos pueden ser clasificados como agentes de calentamiento isótropos, que aumentan la dispersión de velocidades estelar en las tres dimensiones, o anisótropos, que actúan solo en el plano galáctico. Las fuentes de calentamiento tridimensionales a las que más se ha recurrido son los encuentros con nubes moleculares gigantes y los mergers, mientras que estructuras no axisimétricas como los brazos espirales y las barras han sido normalmente elegidas como agentes de calentamiento en el plano de la galaxia. En esta tesis, nos enfocamos primero en el calentamiento del disco. Revisamos estudios anteriores tanto en la Vı́a Láctea como en galaxias externas y recopilamos el conjunto de las medidas observacionales del SVE en la literatura. Algunos de estos estudios sugerı́an una anti- correlación fuerte entre la forma del elipsoide del disco y el tipo de Hubble y relacionaron esta tendencia con la diferente naturaleza de los agentes de calentamiento que actúan en los diferentes tipos de galaxias. Galaxias de tipo tardı́o, con estructuras espirales más destacadas, mostraban elipsoides más anisótropos. Galaxias de disco de tipo más temprano mostraban dispersiones de velocidades más isótropas, habiendo sido probablemente afectadas por anteriores fuentes de calentamiento tridimensionales. Reexaminando esta relación después de considerar todos los resultados en trabajos anteri- ores, no encontramos ninguna fuerte tendencia del SVE respecto a la morfologı́a de la galaxia. Mientras en estudios observacionales alguien podrı́a argumentar que las medidas de dispersión de velocidades podrı́an estar afectadas por los métodos utilizados, en simulaciones de N cuer- pos estas pueden ser medidas directamente en las partı́culas. Analizamos la relación SVE-tipo de Hubble también en las simulaciones, confirmando que ninguna clara tendencia es evidente. En particular en galaxias de tipo tardı́o, todo tipo de forma (isótropa y anisótropa) parece ser posible para el SVE. Esto apunta a una situación bastante complicada en la que agentes de calen- tamiento de disco diferentes pueden ser predominantes para el mismo tipo morfológico, mientras que los mismos agentes pueden actuar in tipos diferentes de galaxias. La evolución en el tiempo del SVE en las simulaciones muestra que historias de calentamiento diferentes pueden resultar en el mismo elipsoide, pero también los mismos mecanismos de calentamiento pueden afectar de forma diferente dependiendo de la situación especı́fica. Además, varios procesos pueden calentar el disco simultáneamente, de forma que el SVE observado es el resultado de la combinación de ellos. Se discute la utilidad de la forma del SVE para trazar la historia de calentamiento del disco, sugiriendo que deberı́an de proponerse mejores indicadores de las fuentes principales de calentamiento. Con el objetivo de evaluar los diferentes escenarios de formación propuestos para los discos gruesos, presentamos y discutimos la cinemática y poblaciones estelares de una muestra de tres galaxias S0: FCC 170, FCC 177 y FCC 153. La muestra seleccionada incluye las tres galaxias vistas de canto en el cartografiado Fornax 3D, que ofrece datos profundos tomados con el instru- mento MUSE en el VLT, sobre galaxias brillantes contenidas en el radio virial del cúmulo de Fornax. Utilizamos estos datos de gran calidad para extraer los mapas de los primeros cuatro momentos de la distribución de velocidades en la linea de visión y la edad, metalicidad y abun- dancia de [Mg/Fe] estelares medias y pesadas en masas. Realizamos además una descomposición estructural para analizar la historia de formación estelar de las componentes individuales de las galaxias en nuestra muestra. Nuestros mapas cinemáticos, de una resolución espacial sin prece- dentes, revelan la estructura de las tres galaxias, ya descrita en publicaciones anteriores. Las tres galaxias muestran un disco fino en rotación rápida y dinámicamente frı́o y un disco grueso en rotación más lenta y dinámicamente caliente. A esto, en FCC 170, se añade un disco nuclear y una barra vista de canto con un bulbo ”boxy” que destaca en su forma de X con alta dispersión de velocidades. Este tipo de bulbo no deja en cambio una clara marca en el mapa de velocidad media de FCC 177 y no es visible en FCC 153. Las poblaciones estelares desvelan un cúmulo nuclear de estrellas en el centro de FCC 153 y FCC 177. Además de las diferencias en la estructura de las tres galaxias, estas se diferencian muy claramente en sus mapas de edad. Mientras que FCC 170 aparece vieja en toda la zona obser- vada, sin clara distinción entre los discos fino y grueso, FCC 153 y FCC 177 muestran estrellas relativamente jóvenes en sus discos finos y cúmulos estelares nucleares. Sin embargo, una clara distinción separa en las tres galaxias las poblaciones ricas en metales y bajas en [Mg/Fe] del disco fino de las del disco grueso que son mucho menos metálicas y contienen más [Mg/Fe]. Dado que las tres galaxias se encuentran a distancias diferentes del centro del cúmulo de Fornax y en regiones de densidad intergaláctica distinta, discutimos los posibles caminos de evolución de estas galaxias en relación a su entorno. Aunque en FCC 170 las diferencias en las épocas de formación de los discos fino y grueso son difı́ciles de afirmar, proponemos una escala temporal de formación ligeramente más larga para el disco fino, necesaria para permitir la evolución quı́mica. FCC 170 se encuentra en la región más densa del cúmulo de Fornax. Discutimos la posibilidad de un ”preprocesado” de esta galaxia en un subgrupo, antes de caer en lo que es actualmente el cúmulo, que podrı́a haber acelerado y luego frenado la formación estelar. FCC 177 y FCC 153 habitan un entorno menos denso y su formación estelar fue suprimida solo recientemente. Es- tas dos galaxias también muestran algunas peculiaridades en sus discos finos (su forma y las propiedades de sus ”flares”), que podrı́an estar relacionadas con la diferencia en las densidades de su entorno especı́fico. A pesar de las diferencias globales entre las tres galaxias de la muestra, sus discos gruesos comparten una historia de formación estelar compuesta. Además de la componente de más alta metalicidad dada por el flare del disco fino y localizada en sus zonas más exteriores, estos discos gruesos muestran una fracción significativa de estrellas jóvenes que coexisten con la población principal más vieja. La subpoblación más joven se caracteriza por la metalicidad más baja y la abundancia de [Mg/Fe] más alta de la galaxia donde se encuentra. Esto sugiere que sus estrellas se formaron más tarde pero más rápidamente en una galaxia satélite menos enrique- cida quı́micamente. Proponemos un escenario de formación complejo para los discos gruesos en nuestra muestra. Este escenario incluye una formación in-situ a alto redshift para la compo- nente más vieja, acreción para la población más joven y más pobre en metales y calentamiento dinámico para explicar el flare del disco fino que afecta la zona exterior del disco grueso, definido geométricamente.