{"id":105656,"date":"2018-03-11T10:29:19","date_gmt":"2018-03-11T10:29:19","guid":{"rendered":"https:\/\/www.deberes.net\/tesis\/sin-categoria\/evolucion-de-relaciones-fundamentales-de-galaxias\/"},"modified":"2018-03-11T10:29:19","modified_gmt":"2018-03-11T10:29:19","slug":"evolucion-de-relaciones-fundamentales-de-galaxias","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.deberes.net\/tesis\/astronomia-y-astrofisica\/evolucion-de-relaciones-fundamentales-de-galaxias\/","title":{"rendered":"\u00abevoluci\u00f3n de relaciones fundamentales de galaxias\u00bb"},"content":{"rendered":"<h2>Tesis doctoral de <strong> Mirian Fern\u00e1ndez Lorenzo <\/strong><\/h2>\n<p>Las estrechas relaciones existentes entre par\u00e1metros fundamentales de galaxias, tanto espirales como el\u00edpticas, son un reflejo de su formaci\u00f3n y evoluci\u00f3n. Concretamente, la relaci\u00f3n de tully-fisher y el plano fundamental son un indicativo de la relaci\u00f3n existente entre la masa total y la masa luminosa de las galaxias. Ambas relaciones han sido de gran importancia para la astronom\u00eda extragal\u00e1ctica, primero como indicadores de distancia, y posteriormente como un m\u00e9todo para determinar la constante de hubble, h_0. Adem\u00e1s, cualquier modelo de formaci\u00f3n y evoluci\u00f3n de galaxias debe ser capaz de reproducir estas relaciones. Entender c\u00f3mo es su evoluci\u00f3n es, por tanto, de gran importancia y son numerosos los estudios que se han ocupado de ello.  sin embargo, en la actualidad las evidencias que existen acerca de la posible evoluci\u00f3n de la relaci\u00f3n de tully-fisher, tanto en la ordenada en el origen como en la pendiente, no son concluyentes, y los resultados var\u00edan de unos autores a otros. Lo mismo ocurre con la evoluci\u00f3n del plano fundamental. Una de las razones principales de las discrepancias encontradas son los efectos de selecci\u00f3n de las muestras utilizadas. Las limitaciones instrumentales aumentan a medida que se observan desplazamientos al rojo cada vez mayores, de forma que es dif\u00edcil comparar muestras con el mismo rango de luminosidad. En el caso de los par\u00e1metros din\u00e1micos, la dificultad reside por una parte en la visibilidad de las l\u00edneas utilizadas para determinar la velocidad, y por otra parte en la resoluci\u00f3n espectral.  en esta tesis doctoral, hemos realizado un estudio de la relaci\u00f3n de tully-fisher de las galaxias espirales, y del plano fundamental de las galaxias de tipo temprano, para muestras situadas a distintas distancias cosmol\u00f3gicas. Con el objetivo de minimizar las dificultades que surgen en los trabajos que comparan diferentes desplazamientos al rojo, se ha realizado un estudio detallado de los par\u00e1metros involucrados en la relaci\u00f3n de tully-fisher y en el plano fundamental, as\u00ed como de los distintos m\u00e9todos utilizados para obtenerlos. Asimismo, se ha establecido una muestra local de referencia, a partir de datos obtenidos y analizados de forma similar a los de alto desplazamiento al rojo.  en la primera parte de la tesis, nos hemos centrado en estudiar la relaci\u00f3n de tully-fisher en las bandas \u00f3pticas b, r e i, para una muestra de galaxias en 6 rangos de desplazamiento al rojo entre 0.1<z<1.3. Comparando la velocidad obtenida a partir de las anchuras de las l\u00edneas \u00f3pticas halfa, [oiii], hbeta y [oii], hemos encontrado que todas ellas proporcionaban resultados similares, aunque con una gran dispersi\u00f3n en el caso de hbeta. Tambi\u00e9n se ha analizado el mejor m\u00e9todo para determinar la morfolog\u00eda de las galaxias de la muestra, optando finalmente por una clasificaci\u00f3n visual. Las relaciones locales fueron construidas a partir de los datos en el rango 0.1<z<0.3, y resultaron ser consistentes con las relaciones locales que se encuentran en la literatura. Representamos los datos en los distintos rangos de z, fijando la pendiente local, y encontramos evidencia de una evoluci\u00f3n en la ordenada en el origen de la relaci\u00f3n de tully-fisher, muy similar en todas las bandas, de forma que las galaxias ser\u00edan m\u00e1s brillantes a medida que nos vamos a desplazamientos al rojo m\u00e1s altos, para una velocidad de rotaci\u00f3n fija. Sin embargo, los resultados no eran concluyentes ya que la posible evoluci\u00f3n en luminosidad era del orden de la dispersi\u00f3n de la relaci\u00f3n.  a continuaci\u00f3n, se ampli\u00f3 la muestra de galaxias en el rango de desplazamiento al rojo m\u00e1s alto, as\u00ed como en el rango local (0.1<z<0.3), con el fin de confirmar la evoluci\u00f3n encontrada en el trabajo anterior. Adem\u00e1s de obtener la relaci\u00f3n de tully-fisher en las bandas \u00f3pticas, se extendi\u00f3 el estudio al infrarrojo. A partir de la informaci\u00f3n \u00f3ptica+infrarroja, se realiz\u00f3 un estudio sobre el mejor m\u00e9todo para determinar la correcci\u00f3n-k, con el fin de obtener unas magnitudes absolutas m\u00e1s fiables. Las relaciones de tully-fisher en la muestra a 1.1<z<1.4 fueron obtenidas fijando nuevamente la pendiente al valor obtenido para las relaciones locales. La diferencia en el punto-cero obtenida para la banda b era equivalente, aunque algo menor, a la evoluci\u00f3n encontrada en el trabajo anterior, de forma que las galaxias habr\u00edan sido m\u00e1s brillantes en el pasado que ahora. Sin embargo, a medida que nos \u00edbamos hacia bandas m\u00e1s rojas, esta evoluci\u00f3n era cada vez menos notable. En la banda i, la diferencia era ya menor de 1sigma, y en la banda k_s, la relaci\u00f3n local y a alto z eran pr\u00e1cticamente iguales. Debido a las controversias existentes con respecto a la pendiente de la relaci\u00f3n de tully-fisher local en la banda k_s, que parece dependiente del rango de luminosidad de la muestra, usamos los datos simulados de millenium para obtener una relaci\u00f3n local en el mismo rango de luminosidad que los datos a alto z. Al comparar nuestra muestra con la nueva relaci\u00f3n local obtuvimos el mismo resultado, confirmando la no evoluci\u00f3n de la relaci\u00f3n de tully-fisher en la banda k_s. A continuaci\u00f3n, representamos los colores (r-i) y (v-k_s) frente a la velocidad de rotaci\u00f3n para las galaxias locales y a alto-z. Encontramos en ambos casos una evoluci\u00f3n de 0.3 mag, en el sentido de que las galaxias habr\u00edan sido m\u00e1s azules en el pasado que ahora, que podr\u00eda interpretarse como un envejecimiento de las poblaciones estelares como consecuencia del decrecimiento de la tasa de formaci\u00f3n estelar desde z=1.25. Adem\u00e1s, encontramos que las galaxias espirales podr\u00edan haber doblado su masa estelar en los \u00faltimos 8.6 gyr.  finalmente, estudiamos la evoluci\u00f3n del plano fundamental en las bandas b y g, para una muestra de galaxias de tipo temprano en el rango 0.2<z<1.2. Asumiendo que el radio efectivo y la dispersi\u00f3n de velocidades no evolucionan con el desplazamiento al rojo, encontramos que las galaxias a un <z>=0.7 eran 0.68 mag m\u00e1s brillantes en la banda b y 0.52 mag m\u00e1s brillantes en la banda g, que sus contrapartidas locales. Sin embargo, encontramos que la dispersi\u00f3n de la relaci\u00f3n para la muestra a alto-z se reduc\u00eda a la mitad cuando permit\u00edamos un cambio en la pendiente del plano, sugiriendo una evoluci\u00f3n diferente de las galaxias en funci\u00f3n de sus propiedades internas. A partir del estudio de la relaci\u00f3n de kormendy a distintos desplazamientos al rojo, encontramos la existencia de una poblaci\u00f3n de galaxias muy brillantes y compactas que es casi inexistente a z=0. La evoluci\u00f3n de estos objetos compactos es principalmente causada por un aumento en tama\u00f1o que puede ser explicado por la acci\u00f3n de fusiones menores secas, m\u00e1s eficaces incrementando el tama\u00f1o de las galaxias que la masa estelar. Estos objetos brillantes y compactos ser\u00edan los responsables de la evoluci\u00f3n encontrada en el plano fundamental.<\/p>\n<p>&nbsp;<\/p>\n<h3>Datos acad\u00e9micos de la tesis doctoral \u00ab<strong>\u00abevoluci\u00f3n de relaciones fundamentales de galaxias\u00bb<\/strong>\u00ab<\/h3>\n<ul>\n<li><strong>T\u00edtulo de la tesis:<\/strong>\u00a0 \u00abevoluci\u00f3n de relaciones fundamentales de galaxias\u00bb <\/li>\n<li><strong>Autor:<\/strong>\u00a0 Mirian Fern\u00e1ndez Lorenzo <\/li>\n<li><strong>Universidad:<\/strong>\u00a0 La laguna<\/li>\n<li><strong>Fecha de lectura de la tesis:<\/strong>\u00a0 14\/12\/2010<\/li>\n<\/ul>\n<p>&nbsp;<\/p>\n<h3>Direcci\u00f3n y tribunal<\/h3>\n<ul>\n<li><strong>Director de la tesis<\/strong>\n<ul>\n<li>Jordi Cepa Nogu\u00e9<\/li>\n<\/ul>\n<\/li>\n<li><strong>Tribunal<\/strong>\n<ul>\n<li>Presidente del tribunal: alfonso Aragon salamanca <\/li>\n<li>ismael P\u00e9rez fournon (vocal)<\/li>\n<li>Francisco Garz\u00f3n l\u00f3pez (vocal)<\/li>\n<li>Francisco Javier Gorgas garcia (vocal)<\/li>\n<\/ul>\n<\/li>\n<\/ul>\n<p>&nbsp;<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"<p>Tesis doctoral de Mirian Fern\u00e1ndez Lorenzo Las estrechas relaciones existentes entre par\u00e1metros fundamentales de galaxias, tanto espirales como el\u00edpticas, son 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