A spatially resolved study of ionized regions in galaxies at different ...

More documents

Recommendations

Info

154 Conclusions and future work The issue of the spatial variations of temperatures and abundances across a given Hii region (or galaxy) is also one important point that deserves deeper study. For this purpose, IFS has been revealed as a powerful tool, as seen in this work. More data using this young technique is needed to enlarge the sample. With the help of IFS, it is possible to detect and locate precisely, with two-dimensional information, the ionizing sources of a given region. Until the beginning of the XXI century, we had only one dimensional photo-ionization codes (i.e. CLOUDY, Ferland et al., 1998) to modelize ionized regions. However, 3D tools (i.e. MOCASSIN, Ercolano et al., 2003) have recently emerge as a powerful tool to unveil the processes of planetary nebula or Hii regions. Due to its self-consistent treatment of asymmetries, density, chemical inhomogeneities as diffuse radiation, one of our future goals is to use MOCASSIN to modelize in a realistic way Hii complexes. Regarding stellar populations in Hii galaxies, we are finishing a project to study the properties of the brightest knots of star formation in the Hii galaxies studied by Hägele et al. (2006) and Hägele et al. (2008) using detailed photo-ionization models. In this way we study the properties of the ionizing stellar population, including the Wolf-Rayet stars following the analysis methodology explained in Pérez-Montero and Díaz (2007).
CONCLUSIONES En esta tesis se han estudiado los procesos de formación estelar en galaxias a diferentes escalas: en regiones gigantes Hii del Universo Local y en nodos individuales de formación estelar en galaxias Hii. Para NGC 5471, una Región Hii Extragaláctica Gigante (RHEG) en las afueras de la galaxia espiral M101, se ha realizado un estudio fotométrico de sus cúmulos y un análisis estelar resuelto para obtener la historia de formación estelar de este complejo. La fotometría integrada de la región como un todo, empleando para ello datos de GALEX (ultravioleta), HST/WFPC2 (óptico) y TNG (infrarrojo cercano), da dos posibles soluciones para una población estelar simple: una que corresponde a una edad de unos 8 Ma con una extinción moderada y otra con una edad de alrededor de 50 Ma con baja extinción. Esta degeneración es típica en este tipo de métodos en los que se emplean datos integrados espacialmente, y reflejan la complejidad de las RHEG que contienen cúmulos de distintas edades y con extinción diferente. Del análisis fotométrico de los once cúmulos definidos sobre la imagen infrarroja H, se deriva una clara correlación en la que los nodos más rojos muestran menos flujo Hα, mostrando una evidente curva de edad. Las edades se comprenden entre 3 Ma para los cúmulos más jóvenes, hasta 10 Ma para los más viejos. La compleja historia de formación estelar de NGC 5471 mostrada por el análisis de sus cúmulos, es confirmada por el estudio estelar resuelto. Del CMD, se desprende que la formación estelar se ha venido dando lugar de forma más o menos continua durante los últimos 100 Ma. En el CMD se puede apreciar una bien definida secuencia principal de unos 4 Ma, mientras que las estrellas rojas, extendidas sobre un rango de 3-4 magnitudes, indican que han ocurrido procesos de formación estelar durante los últimos 15-70 Ma. De la distribución espacial de las estrellas, se puede concluir que la formación estelar en NGC 5471 ha seguido una secuencia general espacio-temporal desde el halo hacia el núcleo, un hecho también observado en 30 Doradus (Walborn and Blades, 1997). Los cúmulos ionizantes actuales están contenidos dentro de una gran burbuja la cual, probablemente, se ha originado por las estrellas que se formaron hace unos 20 Ma. Este fenómeno se relaciona con la cuestión general sobre si una semilla de baja densidad de estrellas evolucionadas de masa intermedia es un prerrequisito para disparar el evento de la formación estelar (Brandner, 2002). Sin embargo, para contestar a esta pregunta son necesarios más datos de este tipo.
Page 1:
Facultad de Ciencias Departamento d
Page 5:
A Abigaíl, mi ut A mi familia, por
Page 8 and 9:
La gente del grupo de Astrofísica
Page 11 and 12:
Contents List of Figures List of Ta
Page 13:
CONTENTS iii B •Physical conditio
Page 16 and 17:
vi LIST OF FIGURES 3.12 Example of
Page 19 and 20:
List of Tables 1.1 Integrated prope
Page 21 and 22:
Chapter 1 Introduction 1.1 Overview
Page 23 and 24:
1.1. Overview 3 Figure 1.1: Sample
Page 25 and 26:
1.1. Overview 5 These massive star
Page 27 and 28:
1.1. Overview 7 Figure 1.3: Color-m
Page 29:
1.2. Aims and structure of this wor
Page 32 and 33:
12 2 • The star formation history
Page 34 and 35:
Page 36 and 37:
Page 38 and 39:
Page 40 and 41:
Page 42 and 43:
Page 44 and 45:
Page 46 and 47:
Page 48 and 49:
Page 50 and 51:
Page 52 and 53:
Page 54 and 55:
Page 56 and 57:
Page 58 and 59:
Page 60 and 61:
40 3 • IFS of a GEHR in NGC 6946
Page 62 and 63:
Page 64 and 65:
Page 66 and 67:
Page 68 and 69:
Page 70 and 71:
Page 72 and 73:
Page 74 and 75:
Page 76 and 77:
Page 78 and 79:
Page 80 and 81:
Page 82 and 83:
Page 84 and 85:
Page 86 and 87:
Page 88 and 89:
Page 90 and 91:
Page 92 and 93:
Page 94 and 95:
Page 96 and 97:
Page 98 and 99:
Page 100 and 101:
Page 102 and 103:
Page 104 and 105:
β[H 84 3 • IFS of a GEHR in NGC
Page 106 and 107:
Page 108 and 109:
Page 110 and 111:
Page 112 and 113:
Page 114 and 115:
Page 116 and 117:
Page 118 and 119:
Page 120 and 121:
Page 122 and 123:
Page 124 and 125: 104 3 • IFS of a GEHR in NGC 6946
Page 126 and 127: 106 4 • Long-slit spectrophotomet
Page 136 and 137: Hδ 116 4 • Long-slit spectrophot
Page 144 and 145: Table 4.4 continued SDSS J1657 Knot
Page 170 and 171: 150 Conclusions and future work has
Page 172 and 173: 152 Conclusions and future work oth
Page 176 and 177: 156 Conclusiones Las abundancias to
Page 178 and 179: 158 Conclusiones consistentes con l
Page 180 and 181: 160 Appendix A where c=0.434C. This
Page 182 and 183: 162 Appendix B where R S2 = I(6717
Page 184 and 185: 164 Appendix B Sulphur As in the ca
Page 186 and 187: 166 Appendix B Argon For argon, the
Page 189 and 190: Appendix C Empirical calibrators In
Page 191 and 192: C • Empirical calibrators 171 One
Page 193 and 194: Appendix D Stellar photometry resul
Page 195 and 196: D • Stellar photometry results of
Page 207: D • Stellar photometry results of
Page 210 and 211: 190 REFERENCES Bertelli, G., Bressa
Page 212 and 213: 192 REFERENCES Girardi, L. & Bertel
Page 214 and 215: 194 REFERENCES Kunth, D. & Sargent,
Page 216 and 217: 196 REFERENCES Pérez-Montero, E.,
Page 218 and 219: 198 REFERENCES Terlevich, R., Melni
show all

A spatially resolved study of ionized regions in galaxies at different ...

Create successful ePaper yourself

Delete template?

Save as template?