Äîêóìåíò âçÿò èç êýøà ïîèñêîâîé ìàøèíû. Àäðåñ îðèãèíàëüíîãî äîêóìåíòà : http://www.atnf.csiro.au/people/lop009/phd_es.html
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öngel R. Lö¨pez-Sö¡nchez Webpage

Dr. öngel R. Lö¨pez-Sö¡nchez

Postdoc at CSIRO / Australia Telescope National Facility

Astronomö­a y Astrofö­sica
con datos multifrecuencia

Proyectos cientö­ficos, divulgaciö¨n
y apuntes personales

El interferö¨metro Australia Telescope Compact Array, Narrabri, Australia á© ö.R.L-S.

Mi Tesis Doctoral

Formaciö¨n de estrellas masivas en galaxias Wolf-Rayet enanas

04.12.2006 - Universidad de La Laguna / Instituto de Astrofö­sica de Canarias, Espaö±a

RESUMEN

En esta Tesis presento un estudio morfolö¨gico, fotomö©trico y espectroscö¨pico detallado de una muestra de 20 galaxias Wolf-Rayet (WR). Las galaxias WR son un subtipo de las galaxias H II cuyo espectro integrado muestra lö­neas de emisiö¨n propias de estrellas WR, indicando la presencia de una poblaciö¨n importante de estrellas masivas y la juventud del brote de formaciö¨n estelar. El principal objetivo es el estudio de la formaciö¨n estelar y de las poblaciones de estrellas O y WR en estos objetos, asö­ como comprender el papel que tienen las interacciones entre objetos compaö±eros de bajo brillo superficial en el disparo de los brotes de formaciö¨n estelar.

Empleamos imö¡genes profundas con resoluciö¨n espacial en filtros ö¨pticos y del infrarrojo cercano (NIR) de banda ancha e interferenciales (Hí± y continuo adyacente) para estudiar la morfologö­a estelar y del gas ionizado en cada galaxia, analizando el contenido de estrellas ionizantes, la edad de los brotes y la poblaciö¨n de estrellas viejas subyacente. Tambiö©n se ha usado espectroscopö­a de rendija larga o echelle para estudiar las condiciones fö­sicas (densidades y temperaturas electrö¨nicas, enrojecimiento, naturaleza de la ionizaciö¨n), las abundancias quö­micas y la cinemö¡tica del gas ionizado, asö­ como para determinar el contenido de estrellas masivas y su localizaciö¨n espacial en cada objeto. Este anö¡lisis ha permitido discernir entre la naturaleza pre-existente o de marea (TDG) de los objetos enanos encontrados alrededor de las galaxias estudiadas.

Queremos enfatizar en la calidad de las observaciones (algunas imö¡genes profundas obtenidas con 2.56m NOT tienen seeing del orden de 0.6Á€ y los espectros profundos echelle obtenidos en el VLT de NGC 5253) y del proceso de reducciö¨n y anö¡lisis de datos, que nos ha permitido realizar un anö¡lisis coherente de la extinciö¨n sufrida en cada galaxia o regiö¨n. Por destacar algunos resultados individuales, detectamos intensa emisiö¨n Hí± en IRAS 08208+2816, UM 420 y SBS 0948+532, un doble nöºcleo en SBS 0926+606A (posiblemente como consecuencia de una fusiö¨n de galaxias), un posible viento galö¡ctico en Tol 9, una (á¿dos?) galaxias enanas con formaciö¨n estelar en torno a Tol 1457-262, una galaxia enana independiente interaccionando con Haro 15, una intensa corriente de marea en IRAS 08208+2816 y varios candidatos a TDGs en Arp 252.

De especial interö©s es el estudio de los grupos de galaxias HCG 31 y Mkn 1087, donde se necesitan interacciones a varios cuerpos para explicar las colas, puentes, fusiones de galaxias y enanas de marea encontradas. Incluimos tambiö©n el detallado anö¡lisis de la historia de formaciö¨n estelar y las poblaciones estelares de la galaxia IRAS 08339+6517, donde observamos por primera vez el rasgo WR y que tambiö©n se encuentra interactuando con un objeto enano independiente cercano. No obstante, uno de los principales logros de esta Tesis es la detecciö¨n de las dö©biles lö­neas de recombinaciö¨n de O II y C II en nuestros espectros profundos de VLT de la galaxia enana NGC 5253, encontradas por primera vez en un starburst. Las abundancias iö¨nicas calculadas con estas lö­neas resultan ser mayores que las obtenidas con lö­neas prohibidas de excitaciö¨n colisional, resultado que tambiö©n se encuentra en otras regiones H II Galö¡cticas y extragalö¡cticas. Ademö¡s, encontramos un enriquecimiento localizado de nitrö¨geno y helio, consistente con el esperado por la contaminaciö¨n de las estrellas WR detectadas.

El rasgo WR azul (alrededor de 4650 &Aring) es detectado sö¨lo en 16 de las galaxias, siendo a veces muy dö©bil. El rasgo WR rojo (alrededor de 5808 &Aring) no es detectando en ningöºn objeto, pese a que otros autores con espectros con menor S/N lo observan en 9 de nuestras galaxias. Concluimos que efectos de apertura y la posiciö¨n de la rendija juegan un papel fundamental a la hora de la detecciö¨n de los rasgos WR. El cociente WR/(WR+O) obtenido con nuestras observaciones es sistemö¡ticamente inferior a las predicciones dadas por los modelos de sö­ntesis de poblaciones. No encontramos ninguna relaciö¨n entre el cociente WR/(WR+O) y la metalicidad, aunque es esperable puesto que la masa mö­nima para la formaciö¨n de una estrella WR decrece con la metalicidad.

Completamos nuestras observaciones en ö¨ptico y NIR con datos en rayos-X, infrarrojo lejano (FIR) y radio (H I a 21 cm y continuo a 1.4 GHz) extraö­dos de la literatura para obtener una visiö¨n mö¡s completa de la formaciö¨n estelar y la evoluciö¨n de cada objeto. Finalmente, presentamos unos resultados generales de toda la muestra de galaxias, buscando relaciones entre las magnitudes fotomö©tricas, espectroscö¨picas y las encontradas en otras longitudes de onda. Utilizando nuestros 30 objetos con medidas directas de la abundancia de oxö­geno, hemos comparado con las predicciones de las calibraciones empö­ricas mö¡s comunes, encontrando que aquellas basadas en modelos de fotoionizaciö¨n proporcionan resultados ~0.2-0.3 sistemö¡ticamente mayores que los obtenidos de forma directa. Este resultado es similar a la diferencia de abundancia obtenida empleando lö­neas de recombinaciö¨n y lö­neas de excitaciö¨n colisional en NGC 5253 y en otros objetos Galö¡cticos y extragalö¡cticos, lo que podrö­a sugerir la existencia de fluctuaciones de temperatura en el gas ionizado. Esta conclusiö¨n es de vital importancia, puesto que si es real habrö­a que realizar una importante revisiö¨n de las abundancias quö­micas en objetos extragalö¡cticos.

El ritmo de formaciö¨n estelar (SFR) es determinado de forma coherente usando diversas tö©cnicas multifrecuencia, proporcionando una nueva calibraciö¨n basada en la luminosidad de rayos-X para este tipo de objetos. Las masas estimadas de gas ionizado, gas neutro, cöºmulo estelar ionizante, polvo, masa kepleriana y masa dinö¡mica se incrementan con la luminosidad de la galaxia. Encontramos una buena relaciö¨n entre la masa de polvo (estimada con datos FIR) y el coeficiente de enrojecimiento a partir del decremento Balmer, indicando que la extinciö¨n se produce en el starburst.

Concluimos que la gran mayorö­a de las galaxias analizadas (16 de 20, ~80% de los sistemas estudiados) muestran rasgos de interacciö¨n (morfologö­as y cinemö¡ticas perturbadas, diferencias de abundancias, pö©rdidas de gas neutro, etc), confirmando la hipö¨tesis de que las interacciones con o entre objetos enanos es el mecanismo principal que dispara la formaciö¨n estelar en galaxias del tipo Wolf-Rayet.

| Actualizado: 31.01.2008 | Released: 21.11.2007 | Tesis en PDF | Introducciö¨n Divulgativa en PDF |

Artö­culos cientö­ficos de la tesis publicados en revistas con ö¡rbitro

Investigador y traductor

Mi proceso inacabado de escritura bilingö¼e de la tesis...

Tras finalizar mi carrera de Ciencias Fö­sicas (especialidad Teö¨rica) en la Universidad de Granada (Espaö±a) en 2000, obtuve una beca/contrato de Astrofö­sico Residente del Instituto de Astrofö­sica de Canarias (IAC) para realizar la Tesis Doctoral en la Universidad de la Laguna (Tenerife, Espaö±a). Comencö© en octubre de 2001 bajo la supervisiö¨n de Dr. Cö©sar Esteban (IAC), pero los dos primeros aö±os estuvieron enfocados bö¡sicamente a hacer cursos de doctorado y preparar el Diploma de Estudios Avanzados (DEA), que conseguö­ en octubre de 2003 con el trabajo Formaciö¨n estelar y poblaciones de estrellas O y WR en el grupo compacto de galaxias HCG 31 (se convertirö­a en mi primer artö­culo cientö­fico, una vez traducido y adaptado al inglö©s).

Por aquella ö©poca (otoö±o de 2003), ya habö­a decidido el tema de mi tesis doctoral y seleccionado unas treinta galaxias del tipo Wolf-Rayet para su anö¡lisis detallado mediante fotometrö­a y espectroscopö­a ö¨ptica. Pero, gracias al congreso internacional Recycling intergalactic and interstellar matter celebrado en Sydney (Australia) en julio de 2003 dentro de la XXV Asamblea General de la Uniö¨n Astronö¨mica Internacional, comprendö­ la importancia de las observaciones multifrecuencia para entender quö© es lo que ocurre en el Universo, y lo adoptö© en mi tesis completando mis observaciones con todos los datos disponibles en otras longitudes de onda.

En primavera de 2005 ya disponö­a de la mayorö­a de las observaciones y realizado gran parte del anö¡lisis, por lo que comencö© a redactar la tesis. Elegö­ hacerlo en inglö©s por motivos razonables para todos (la investigaciö¨n se hace en inglö©s, asö­ llega a mö¡s gente, y ademö¡s luego no tienes que traducir tu propio trabajo para publicar los artö­culos cientö­ficos). Sin embargo, una absurda nueva normativa implantada en la ULL en otoö±o de 2005 me obligaba a presentar la tesis en castellano. No obstante, yo seguö­ escribiendo en inglö©s para que luego resultara mö¡s fö¡cil. Ademö¡s, habö­a decidido realizar unos capö­tulos introductorios explicando las bases de los distintos objetos astronö¨micos analizados (estrellas masivas, nebulosas y galaxias con formaciö¨n estelar) y la formulaciö¨n empleada para su anö¡lisis, algo que rara vez se presenta en una tesis. En parte lo hice porque notö© ciertas carencias de documentaciö¨n homogö©nea en este sentido y querö­a ser coherente con todo el anö¡lisis de datos, empleando siempre las mismas ecuaciones y valores. La redacciö¨n de estos capö­tulos introductorios me llevö¨ hasta comienzos de aö±o 2006, momento en el que tuve que sacrificar alguna de las galaxias y dejar sö¨lo 20 de estos objetos. Tambiö©n, por motivos de tiempo, empecö© a escribir directamente es castellano.

Para mayo de 2006, tenö­a todo excepto la introducciö¨n y las conclusiones, pero unas partes en inglö©s (incluyendo cuatro artö­culos cientö­ficos que eran otros tantos capö­tulos) y otras en espaö±ol. Coincidiö¨ con mis primeras observaciones en el interferö¨metro radio Australia Telescope Compact Array (ATCA, Narrabri, NSW, Australia) en junio de 2006. El resto del verano (julio, agosto y septiembre) los pasö© traduciendo como loco las cerca de 300 pö¡ginas que aöºn tenö­a en inglö©s. No se lo recomiendo a nadie. Ademö¡s, revisö© la bibliografö­a, redactö© las conclusiones y rehice algunas grö¡ficas. Tambiö©n tuve que realizar algunos cambios menores sugeridos tanto por Cö©sar como por Dr. Hö©ctor Castaö±eda (IAC) que fue mi referee interno del IAC. Finalmente, tras pasar una noche sin dormir comprobando la ediciö¨n, imprimiendo y encuadernado, el 27 de septiembre de 2006, justo el dö­a que cumplö­a 30 aö±os, depositaba mi tesis doctoral en la Universidad de la Laguna.

Pensö© que la cosa habö­a terminado mö¡s o menos ahö­, pero tambiö©n me equivoquö©. Los trö¡mites burocrö¡ticos fueron horribles y los plazos para leer la tesis antes de final de aö±o eran muy justos. Finalmente, la pude defender el lunes 4 de diciembre de 2006, uno de los mejores momentos de toda mi vida por la realizaciö¨n profesional y personal que me supuso.

No obstante, aöºn no ha acabado: la publicaciö¨n de los artö­culos cientö­ficos debe ser en inglö©s, por lo que debö­a de traducir de nuevo al inglö©s lo ya traducido del inglö©s al espaö±ol y adaptarlo a forma de artö­culo cientö­fico. Comprobö© que era mejor asö­ que adaptar las partes que ya tenö­a en inglö©s porque durante 2006 hice cambios en todo, muchos, la mayorö­a no demasiado importantes, pero sö­ necesarios. Asö­ estoy ahora, a comienzos de 2008. Hace una par de semanas pude enviar el primer artö­culo, Massive star formation in Wolf-Rayet galaxies. I Optical and Near-infrared photometric results, que espero se acepte pronto. Aöºn me quedan dos mö¡s. Y, ademö¡s, quiero terminar la tesis completa en inglö©s, simplemente porque la encuadernaciö¨n final la quiero en ese idioma y quiero compartirla con mö¡s gente. á¡Muchas gracias por tu comprensiö¨n, ULL!.

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Copyright á© 2008 öngel R. Lö¨pez-Sö¡nchez | öšltima actualizaciö¨n: 05.05.2010

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