A spatially resolved study of ionized regions in galaxies at different ...
A spatially resolved study of ionized regions in galaxies at different ... A spatially resolved study of ionized regions in galaxies at different ...
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 124 and 125: 104 3 • IFS of a GEHR in NGC 6946
- Page 126 and 127: 106 4 • Long-slit spectrophotomet
- Page 128 and 129: 108 4 • Long-slit spectrophotomet
- Page 130 and 131: 110 4 • Long-slit spectrophotomet
- Page 132 and 133: 112 4 • Long-slit spectrophotomet
- Page 134 and 135: 114 4 • Long-slit spectrophotomet
- Page 136 and 137: Hδ 116 4 • Long-slit spectrophot
- Page 138 and 139: 118 4 • Long-slit spectrophotomet
- Page 140 and 141: 120 4 • Long-slit spectrophotomet
- Page 142 and 143: 122 4 • Long-slit spectrophotomet
- Page 144 and 145: Table 4.4 continued SDSS J1657 Knot
- Page 146 and 147: 126 4 • Long-slit spectrophotomet
- Page 148 and 149: 128 4 • Long-slit spectrophotomet
- Page 150 and 151: 130 4 • Long-slit spectrophotomet
- Page 152 and 153: 132 4 • Long-slit spectrophotomet
- Page 154 and 155: 134 4 • Long-slit spectrophotomet
- Page 156 and 157: 136 4 • Long-slit spectrophotomet
- Page 158 and 159: 138 4 • Long-slit spectrophotomet
- Page 160 and 161: 140 4 • Long-slit spectrophotomet
- Page 162 and 163: 142 4 • Long-slit spectrophotomet
- Page 164 and 165: 144 4 • Long-slit spectrophotomet
- Page 166 and 167: 146 4 • Long-slit spectrophotomet
- Page 168 and 169: 148 4 • Long-slit spectrophotomet
- 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 197 and 198: D • Stellar photometry results of
- Page 199 and 200: D • Stellar photometry results of
- Page 201 and 202: D • Stellar photometry results of
- Page 203 and 204: D • Stellar photometry results of
- Page 205 and 206: 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
CONCLUSIONES<br />
En esta tesis se han estudiado los procesos de formación estelar en galaxias a diferentes<br />
escalas: en regiones gigantes Hii del Universo Local y en nodos <strong>in</strong>dividuales de formación<br />
estelar en galaxias Hii.<br />
Para NGC 5471, una Región Hii Extragaláctica Gigante (RHEG) en las afueras de la<br />
galaxia espiral M101, se ha realizado un estudio fotométrico de sus cúmulos y un análisis<br />
estelar resuelto para obtener la historia de formación estelar de este complejo. La fotometría<br />
<strong>in</strong>tegrada de la región como un todo, empleando para ello d<strong>at</strong>os de GALEX (ultravioleta),<br />
HST/WFPC2 (óptico) y TNG (<strong>in</strong>frarrojo cercano), da dos posibles soluciones para una<br />
población estelar simple: una que corresponde a una edad de unos 8 Ma con una ext<strong>in</strong>ción<br />
moderada y otra con una edad de alrededor de 50 Ma con baja ext<strong>in</strong>ción. Esta degeneración<br />
es típica en este tipo de métodos en los que se emplean d<strong>at</strong>os <strong>in</strong>tegrados espacialmente,<br />
y reflejan la complejidad de las RHEG que contienen cúmulos de dist<strong>in</strong>tas edades y con<br />
ext<strong>in</strong>ción diferente.<br />
Del análisis fotométrico de los once cúmulos def<strong>in</strong>idos sobre la imagen <strong>in</strong>frarroja H,<br />
se deriva una clara correlación en la que los nodos más rojos muestran menos flujo Hα,<br />
mostrando una evidente curva de edad. Las edades se comprenden entre 3 Ma para los<br />
cúmulos más jóvenes, hasta 10 Ma para los más viejos.<br />
La compleja historia de formación estelar de NGC 5471 mostrada por el análisis de<br />
sus cúmulos, es confirmada por el estudio estelar resuelto. Del CMD, se desprende que la<br />
formación estelar se ha venido dando lugar de forma más o menos cont<strong>in</strong>ua durante los<br />
últimos 100 Ma. En el CMD se puede apreciar una bien def<strong>in</strong>ida secuencia pr<strong>in</strong>cipal de unos<br />
4 Ma, mientras que las estrellas rojas, extendidas sobre un rango de 3-4 magnitudes, <strong>in</strong>dican<br />
que han ocurrido procesos de formación estelar durante los últimos 15-70 Ma.<br />
De la distribución espacial de las estrellas, se puede concluir que la formación estelar en<br />
NGC 5471 ha seguido una secuencia general espacio-temporal desde el halo hacia el núcleo, un<br />
hecho también observado en 30 Doradus (Walborn and Blades, 1997). Los cúmulos ionizantes<br />
actuales están contenidos dentro de una gran burbuja la cual, probablemente, se ha orig<strong>in</strong>ado<br />
por las estrellas que se formaron hace unos 20 Ma. Este fenómeno se relaciona con la cuestión<br />
general sobre si una semilla de baja densidad de estrellas evolucionadas de masa <strong>in</strong>termedia<br />
es un prerrequisito para disparar el evento de la formación estelar (Brandner, 2002). S<strong>in</strong><br />
embargo, para contestar a esta pregunta son necesarios más d<strong>at</strong>os de este tipo.