Detección y análisis de vientos galácticos

Abstract

Los vientos galácticos son un fenómeno frecuente en galaxias con formación estelar importante y/o actividad nuclear, que puede resultar esencial para explicar algunos hechos relevantes relacionados con la formación y/o evolución de galaxias (como el déficit de galaxias de muy alta y muy baja masa, o la presencia de metales en el medio intergaláctico). La presente tesis constituye un estudio de este fenómeno en una muestra de galaxias cercanas mediante observaciones de espectroscopía de campo integral en el rango visible. El trabajo presentado en esta memoria está basado en observaciones realizadas con el instrumento INTEGRAL en el telescopio "William Herschel" del Observatorio del Roque de Los Muchachos (La Palma) de una muestra de 19 galaxias. La muestra observada cubre un amplio rango de tasas de formación estelar, distintos grados de interacción, e incluye varios objetos con actividad nuclear. Con el fin de estudiar simultáneamente distintas fases de el viento, las observaciones se realizaron en un rango espectral que contiene tanto líneas de absorción interestelar (en este caso el doblete de Na I D) que permiten trazar el gas frío (T~10 K), como líneas de emisión (Ha, [N II] y [S II]) que nos informan de la distribución y condiciones físicas del gas templado (T~1000 K). El estudio de estas líneas interestelares requiere una cuidadosa substracción previa de las líneas de absorción estelares en los espectros, lo cual se ha realizado mediante un ajuste del espectro observado a modelos de síntesis de poblaciones. Finalmente, las líneas de emisión interestelares son analizadas y descompuestas, cuando es posible, en distintas componentes cinemáticas que permitan diferenciar el gas subyacente en el disco, de aquel perteneciente al potencial viento. Para probar la metodología y las técnicas empleadas en este estudio, y aprovechando la existencia de datos complementarios con mayor rango espectral procedentes del catografiado CALIFA en uno de los objetos de nuestra muestra, realizamos en primer lugar un estudio piloto, mucho más detallado, del viento en la galaxia NGC~5394. Tras comprobar la validez de la metodología empleada, ha sido posible estudiar la estructura del viento (compatible con una geometría bipolar), las condiciones físicas de la fase ionizada templada del viento, así como estimar diversas propiedades importantes del mismo (cantidad de masa en las distintas fases, flujo de masa absoluto y comparado con la formación estelar, fracción del gas que puede escapar de la galaxia, etc). Posteriormente, hemos aplicado la metodología y extendido el análisis al resto de galaxias de la muestra. Éste ha consistido en analizar la distribución espacial y localización de las fases neutra e ionizada templada del viento, en obtener las propiedades cinemáticas de ambas fases, así como en estudiar la relación de estas últimas y de parámetros relevantes de las distintas fases del viento (como la cantidad o flujo de masa) con propiedades de la galaxia que lo alberga, en particular con su tasa de formación estelar. Hemos detectado al menos una fase del viento en 15 de las 19 galaxias de la muestra. En los casos en que encontramos viento en la fase neutra e ionizada en la misma galaxia, hallamos una alta coincidencia espacial en la localización de ambas fases, estando situadas además muy cerca de los centros de las galaxias (<3"). Encontramos, además, que las velocidades máximas de ambas fases están correlacionadas linealmente. En nuestro análisis hallamos también una correlación (de tipo ley de potencias) entre la velocidad del viento de la fase neutra y la tasa de formación estelar de las galaxias. Aunque esta relación había sido ya encontrada por otros autores, hemos comprobado y extendido su validez también para galaxias con tasas de formación estelar moderadas. Cabe destacar especialmente que en el caso del gas ionizado hemos encontrado, por primera vez, que existe una correlación del mismo tipo, pero más fuerte, entre la dispersión de velocidad del viento con la tasa de formación estelar de la galaxia. Esto supone una gran ventaja observacional, y reduce las incertidumbres con respecto a otras relaciones basadas en la velocidad media (más sujeta a errores de proyección). El flujo de masa que transporta el viento es, en la mayoría de los casos, menor que la tasa de formación estelar de las galaxias y está dominado por la fase neutra del viento. Nuestras observaciones implican que las masas involucradas en los vientos son del orden de 10 millones de masas solares, con flujos típicos de 1 masa solar al año. Sin embargo, estimamos que solamente un ~5% de este gas puede escapar del potencial gravitatorio de la galaxia hacia el medio intergaláctico, mientras que el resto volverá a caer sobre el disco de la galaxia huésped. Los parámetros del viento son, en general, más extremos (velocidades, flujos, masa involucrada, etc.) en los objetos con un núcleo activo importante y/o en un estado de fusión. Los resultados de esta tesis nos han permitido profundizar en nuestra comprensión del fenómeno de los vientos galácticos, en particular de la relación existente entre las fases ionizada (templada) y neutra (fría) del viento. Los resultados obtenidos pueden ser de gran utilidad para constreñir modelos de evolución galáctica. Además, el presente trabajo muestra la conveniencia de la espectroscopía de campo integral para este tipo de estudios, y proporciona información relevante para el diseño de próximas campañas de observación para el estudio de la morfología e incidencia de vientos galácticos en galaxias de distintos tipos.