A spatially resolved study of ionized regions in galaxies at different ...
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158 Conclusiones consistentes con las obtenidas para B y C a partir del método directo, siendo el parámetro que contiene las líneas de azufre el más cercano. El resto de parámetros sobreestima ligeramente las abundancias de oxígeno. El cociente N/O, obtenido a partir del parámetro N2O2, es bastante constante a lo largo del anillo, sugiriendo que no hay procesos de polución local. Para J1657, las abundancias del nodo B y C son muy similares, mostrando el nodo A un valor ligeramente superior. Este comportamiento también es reflejado por el cociente N/O, mientras que para los cocientes S/O y Ar/O, son los nodos A y B los que tienen un valor similar. El cociente Ne/O muestra un valor marcadamente constante para todos los nodos. De estos resultados se desprende que, al igual que para las RHEG, no se aprecian variaciones espaciales para las abundancias totales a lo largo de las galaxias Hii observadas. Las mismas consideraciones que se han hecho para las RHEG pueden hacerse para las galaxias Hii, aunque a una escala diferente. Aunque se detecta la población subyacente de la galaxia anfitriona de IIZw71 en el espectro del nodo central (C), la similitud de la historia de formación estelar, obtenida a partir de ajustes de Poblaciones Estelares Simples, así como de las metalicidades, apuntan hacia una evolución química común para todo el anillo. La historia de formación estelar para los tres nodos de J1657 son muy parecidas, con una población vieja de unos 8 Gyr sumando el 95% de la masa total. Este resultado es de algún modo inesperado, y sería necesario un análisis en términos de brillo superficial para aclarar este punto. Con respecto a la cinemática de IIZw71, se han empleado las líneas de Hα y [Sii] para medir la rotación del anillo, obteniendo un valor medio de 85 km s −1 a un radio óptico de 20 ′′ . La masa dinámica derivada de estos datos es de unos (2.8 ± 0.2) × 10 9 M ⊙ y un cociente M/L B de 3.9, cerca del valor encontrado por Reshetnikov and Combes (1994). La cinemática del anillo está afectada por las burbujas en expasión de gas ionizado, donde para el nodo C alcanza un valor de 60 km s −1 .
Appendix A Interstellar Reddening Corrections We summarize here the standard procedure specifying the nomenclature used to avoid confusion. The extinction at a wavelength λ is F λ = F λ0 10 −0.4A λ (A.1) where F λ and F λ0 are the observed and intrinsic fluxes, respectively. The extinction A λ is related to A V by means of the reddening curve by ζ(x; R V ) = A λ /A V , where x = 1/λ with λ in microns, and A λ is the extinction in magnitudes. This relation is parametrized in terms of R V = A V /E B−V , where E B−V = A B − A V is the color excess. To simplify notation, we write the reddening curve as ζ(λ). If the intrinsic flux passes through a medium of optical depth τ λ the observed flux is F λ = F λ0 e −τ λ; it is assumed that the interstellar extinction has the same wavelength dependence, so that τ λ = Cf(λ). As the Balmer lines are strong and the line ratios are relative insensitive to electron temperature, they can be used to determine interstellar extinction with a rough estimation of the temperature. The measured ratio of two or more H I Balmer lines (Hα/Hβ, Hγ/Hβ, . . .) can be compared with the theoretical ratio of the recombination theory. This can be expressed in the usual form F λ F Hβ = F λ0 F Hβ0 10 −c[f(λ)−f(Hβ)] (A.2) 159
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- Page 170 and 171: 150 Conclusions and future work has
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- Page 180 and 181: 160 Appendix A where c=0.434C. This
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158 Conclusiones<br />
consistentes con las obtenidas para B y C a partir del método directo, siendo el parámetro que<br />
contiene las líneas de azufre el más cercano. El resto de parámetros sobreestima ligeramente<br />
las abundancias de oxígeno. El cociente N/O, obtenido a partir del parámetro N2O2, es<br />
bastante constante a lo largo del anillo, sugiriendo que no hay procesos de polución local.<br />
Para J1657, las abundancias del nodo B y C son muy similares, mostrando el nodo A un<br />
valor ligeramente superior. Este comportamiento también es reflejado por el cociente N/O,<br />
mientras que para los cocientes S/O y Ar/O, son los nodos A y B los que tienen un valor<br />
similar. El cociente Ne/O muestra un valor marcadamente constante para todos los nodos.<br />
De estos resultados se desprende que, al igual que para las RHEG, no se aprecian variaciones<br />
espaciales para las abundancias totales a lo largo de las galaxias Hii observadas. Las mismas<br />
consideraciones que se han hecho para las RHEG pueden hacerse para las galaxias Hii,<br />
aunque a una escala diferente.<br />
Aunque se detecta la población subyacente de la galaxia anfitriona de IIZw71 en el<br />
espectro del nodo central (C), la similitud de la historia de formación estelar, obtenida a<br />
partir de ajustes de Poblaciones Estelares Simples, así como de las metalicidades, apuntan<br />
hacia una evolución química común para todo el anillo. La historia de formación estelar para<br />
los tres nodos de J1657 son muy parecidas, con una población vieja de unos 8 Gyr sumando<br />
el 95% de la masa total. Este resultado es de algún modo <strong>in</strong>esperado, y sería necesario un<br />
análisis en térm<strong>in</strong>os de brillo superficial para aclarar este punto.<br />
Con respecto a la c<strong>in</strong>emática de IIZw71, se han empleado las líneas de Hα y [Sii] para<br />
medir la rotación del anillo, obteniendo un valor medio de 85 km s −1 a un radio óptico de<br />
20 ′′ . La masa d<strong>in</strong>ámica derivada de estos d<strong>at</strong>os es de unos (2.8 ± 0.2) × 10 9 M ⊙ y un cociente<br />
M/L B de 3.9, cerca del valor encontrado por Reshetnikov and Combes (1994). La c<strong>in</strong>emática<br />
del anillo está afectada por las burbujas en expasión de gas ionizado, donde para el nodo C<br />
alcanza un valor de 60 km s −1 .
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