{"id":92245,"date":"2018-03-11T10:11:11","date_gmt":"2018-03-11T10:11:11","guid":{"rendered":"https:\/\/www.deberes.net\/tesis\/sin-categoria\/el-gas-molecular-en-las-galaxias-luminosas-y-ultraluminosas-en-el-infrarrojo\/"},"modified":"2018-03-11T10:11:11","modified_gmt":"2018-03-11T10:11:11","slug":"el-gas-molecular-en-las-galaxias-luminosas-y-ultraluminosas-en-el-infrarrojo","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.deberes.net\/tesis\/astronomia-y-astrofisica\/el-gas-molecular-en-las-galaxias-luminosas-y-ultraluminosas-en-el-infrarrojo\/","title":{"rendered":"El gas molecular en las galaxias luminosas y ultraluminosas en el infrarrojo"},"content":{"rendered":"

Tesis doctoral de Javier Graci\u00e1 Carpio <\/strong><\/h2>\n

Las galaxias luminosas y ultraluminosas en el infrarrojo (lirgs y ulirgs) se caracterizan por sus enormes luminosidades infrarrojas (lir), mayores de 10^ 11 luminosidades solares (lsun), y representan los casos m\u00e1s extremos de formaci\u00f3n estelar en el universo local. La mayor parte de las lirgs y ulirgs muestran signos de interacciones pasadas o presentas con otras galaxias espirales. Como consecuencia de la interacci\u00f3n, el gas molecular se concentra en el kiloparsec central de las galaxias produciendo intensos brotes de formaci\u00f3n estelar y, posiblemente, la activaci\u00f3n del disco de acreci\u00f3n de un agujero negro supermasivo, que se manifiesta en forma de agn. Pese a que las lirgs y las ulirgs se han estudiado en pr\u00e1cticamente todas las longitudes de onda, desde los rayos x al radiocontinuo, se desconoce a\u00fan cu\u00e1l de estos dos fen\u00f3menos es el que contribuye en mayor medida a producir sus enormes luminosidades infrarrojas. Esto se debe por un lado al oscurecimiento creado por las grandes concentraciones de gas y polvo, que absorben la emisi\u00f3n \u00f3ptica y ultravioleta y la reemiten t\u00e9rmicamente en el infrarrojo, y por otro, a la insuficiente resoluci\u00f3n espacial alcanzable con los telescopios actuales a las longitudes de onda en las que las lirgs y ulirgs presentan su m\u00e1ximo de emisi\u00f3n (en el infrarrojo medio y lejano), a lo largo de todo este trabajo de tesis hemos estudiado con un gran nivel de detalle las propiedades del gas molecular en las lirgs y las ulirgs. Nuestra motivaci\u00f3n principal era caracterizar a partir de dichas propiedades los procesos de formaci\u00f3n estelar y actividad nuclear que tienen lugar en el interior de este tipo de galaxias y que son responsables de sus enormes luminosidades infrarrojas. Para ello hemos observado con los radiotelescopios milim\u00e9tricos de iram varias muestras de galaxias infrarrojas en diferentes mol\u00e9culas y transiciones. Hemos incorporado a nuestro estudio del gas molecular la informaci\u00f3n adicional procedente de otros rangos del espectro electromagn\u00e9tico y hemos comparado los resultados obtenidos con los publicados por otros autores en otras muestras de galaxias, como las galaxias espirales de menor luminosidad (lir < 10^11 sun), las galaxias seyfert, los pg qsos y las galaxias infrarrojas situadas a elevados desplazamientos al rojo. nuestro estudio supera en numerosos aspectos a otros trabajos publicados con anterioridad, hemos observado y analizado las propiedades del gas molecular trazado por la l\u00ednea co (1-0) en la mayor muestra de ulirgs observada hasta la fecha en esa transici\u00f3n. Hemos separado y resuelto espacialmente la emisi\u00f3n del gas molecular del par de galaxias interactuantes que componen la ulirg iras 10190+1322, algo que s\u00f3lo se hab\u00eda conseguido realizar hasta entonces en arp 220, la ulirg m\u00e1s pr\u00f3xima a la v\u00eda l\u00e1ctea. Hemos estudiado las propiedades f\u00edsicas y qu\u00edmicas del gas molecular denso de una muestra de 17 galaxias infrarrojas, superando tanto en el n\u00famero de lirgs y ulirgs observadas como en el n\u00famero de transiciones consideradas a cualquier otro estudio publicado anteriormente. Hemos derivado por primera vez la ley de kennicutt-schmidt del gas molecular denso para una gran variedad de tipos de galaxias y de luminosidades infrarrojas. Por \u00faltimo, hemos detectado la emisi\u00f3n de las l\u00edneas hco+ (5-4), hnc (5-4) y cn (4-3) en la galaxia activa hiperluminosa en el infrarrojo apm 08279+5255 aumentando de dos a cinco el n\u00famero total de mol\u00e9culas detectadas a z> 3. enumeramos a continuaci\u00f3n las conclusiones m\u00e1s importantes extraidas de este trabajo de tesis: – la presencia de grandes cantidades de gas molecular en las galaxias es una condici\u00f3n imprescindible para que el fen\u00f3meno ultraluminoso en el inflarrojo tenga lugar. En promedio las ulirgs tienen unas tres veces la masa de gas molecular de la v\u00eda l\u00e1ctea. Esto no quiere decir, sin embargo, que la masa total de gas molecular determine de manera autom\u00e1tica la luminosidad infrarroja final de las lirgs y las ulirgs. A partir de nuestras observaciones de co hemos comprobado que la correlaci\u00f3n entre la luminosidad infrarroja y la masa de gas molecular es muy d\u00e9bil en este tipo de galaxias. Lir puede variar en m\u00e1s de un orden de magnitud entre galaxias con una misma luminosidad de la l\u00ednea c0(1-0), independientemente de su tipo de actividad nuclear o de su fase de interacci\u00f3n. – gran parte de la dispersi\u00f3n observada entre lir y lco (1-0) tiene su origen en las elevadas opacidades del medio interestelar caracter\u00edsticas de las galaxias infrarrojas. Hemos interpretado la disminuci\u00f3n del cociente de luminosidades lir\/lco(1-0) con la anchura a media altura de la l\u00ednea co(1-0) como un efecto producido por la absorci\u00f3n del disco de gas molecular sobre la emisi\u00f3n en el infrarrojo de las galaxias. El hecho de que este efecto sea importante en las galaxias seyfert 1, seyfert 2 y liner, y no lo sea en las galaxias hil, nos ha llevado a concluir que la distribuci\u00f3n relativa de las fuentes de emisi\u00f3n infrarroja y el gas molecular difiere en estos dos grupos de galaxias. En las primeras la emisi\u00f3n en el infrarrojo se originaria principalmente en el centro de un disco o toroide de gas molecular trazado por la l\u00ednea co(1-0), mientras que en las segundas las fuentes de emisi\u00f3n infrarroja estar\u00edan distribuidas de manera uniforme en el disco de gas molecular. Las galaxias infrarrojas de tipo hll estar\u00edan pues dominadas por brotes de formaci\u00f3n estelar recientes, mientras que las galaxias seyfert 1, seyfert 2 y liner deber\u00edan su emisi\u00f3n infrarroja a un agn oscurecido o a un starburst circunnuclear. – la concentraci\u00f3n y densidad del gas molecular determina en gran medida la luminosidad infrarroja total de las galaxias. Una prueba de ello es que el gas molecular se encuentra altamente concentrado en el kiloparsec central de las lirgs y las ulirgs, tal y como demuestran las observaciones de co de elevada resoluci\u00f3n angular, de las cuales nuestras observaciones en iras 10190+1322 son un claro ejemplo. Otra prueba de ello es la estrecha correlaci\u00f3n observada a lo largo de m\u00e1s de cuatro \u00f3rdenes de magnitud entre la luminosidad infrarroja y la luminosidad de la l\u00ednea hcn(1-0), y el aumento con lir de los cocientes de luminosidades lhcn(l-0) \/lco (1-0), lhco+(1-0)\/lco(1-0), lhco+(3-2)\/lco(1-0) y lhco+(3-2)\/lhco+( 1-0) los cuales se suelen interpretar como una medida de la densidad promedio del gas molecular en las galaxias. – la ley de kennicutt-schmidt es la mejor forma de representar la dependencia entre la densidad del gas molecular y la tasa de formaci\u00f3n estelar. Hemos encontrado que a partir de la densidad superficial del gas molecular denso, trazado por la emisi\u00f3n de la l\u00ednea hcn(1-0), es posible deducir la densidad superficial de formaci\u00f3n estelar de una galaxia, con un error menor de un factor 3, a lo largo de m\u00e1s de cuatro \u00f3rdenes de magnitud en densidad. En contra de los que se pensaba anteriormente, la pendiente de la ley de kennicutt-schmidt del gas molecular denso aumenta a partir de lir – 10^11 lsun. Las galaxias espirales con lir < 10^11 lsun siguen una ley de kennicutt-schmidt con una pendiente ligeramente menor de la unidad, frente a las lirgs y las ulirgs, los pg qsos y las galaxias infrarrojas situadas a elevados desplazamientos al rojo que obedecen una ley con una pendiente significativamente mayor que la unidad. Como consecuencia de esto, la eficiencia de formaci\u00f3n estelar del gas molecular denso es mayor en estas galaxias que en las galaxias espirales. -la variaci\u00f3n de la pendiente de la ley de kennicutt-schmidt del gas molecular denso se puede explicar de varias formas. Puede estar indicando un aumento de la densidad promedio del gas molecular a partir de lir -10^11 lsun, puede estar indicando una variaci\u00f3n real de las leyes que regulan la formaci\u00f3n estelar en las galaxias infrarrojas o puede estar reflejando la contribuci\u00f3n de un agn oscurecido a la luminosidad en el infrarrojo lejano en las galaxias de mayor luminosidad. Por el momento, con la informaci\u00f3n disponible, no podemos concluir cu\u00e1l de estos efectos es el que contribuye en mayor medida al cambio de pendiente observado. - un camino muy prometedor para diferenciar entre estos posibles escenarios es el estudio de la qu\u00edmica del gas molecular en las galaxias infrarrojas. Hemos comprobado que el cociente de luminosidades lhcn(1-0)\/lhco+(1-0) aumenta con la luminosidad infrarroja de las lirgs y las ulirgs. El origen principal de dicho aumento es una sobreabundancia de la mol\u00e9cula de hcn frente a la de hco+ que hace que el factor de conversi\u00f3n xhcn disminuya con lir, en lugar de permanecer constante, como se hab\u00eda venido suponiendo hasta ahora. Esta sobreabundancia de la mol\u00e9cula de hcn frente a la de hco+ puede estar asociada a una qu\u00edmica de xdrs inducida por la radiaci\u00f3n procedente de un agn oscurecido o a una qu\u00edmica de hot-cores en torno a regiones de formaci\u00f3n de estrellas masivas. Este resultado indica que el gas molecular denso en las galaxias infrarrojas est\u00e1 sometido a unas condiciones muy distintas de las que se suelen dar en las nubes moleculares de la v\u00eda l\u00e1ctea o en las galaxias espirales con lir < 10^11 lsun. - por \u00faltimo, hemos demostrado que con los radiotelescopios actuales es posible estudiar las propiedades f\u00edsicas y qu\u00edmicas del gas molecular en las galaxias infrarrojas del universo joven, cuando \u00e9ste contaba apenas con un d\u00e9cimo de su edad actual. Hemos estimado las abundancias de las mol\u00e9culas de hcn, hco+ y hnc en la galaxia activa apm 08279+5255 (z = 3.91) suponiendo que la excitaci\u00f3n de sus transiciones rotacionales es principalmente colisional. Las abundancias as\u00ed estimadas son parecidas a las medidas en las galaxias infrarrojas del universo local, lo que podr\u00eda estar indicando que los procesos que dominan la qu\u00edmica del gas molecular en estas galaxias son similares, a pesar de sus diferencias en luminosidades infrarrojas y desplazamientos al rojo. Dadas las elevadas densidades cr\u00edticas de las transiciones observadas y la luminosidad en el infrarrojo medio de apm 08279+5255, existe la posibilidad de que la excitaci\u00f3n de sus l\u00edneas pueda estar afectada por el bombeo infrarrojo de las mol\u00e9culas a un nivel vibracional superior. De confirmarse esta posibilidad, esto querr\u00eda decir que las transiciones estudiadas no trazan de manera adecuada la masa de gas molecular denso de la galaxia. Para determinarla ser\u00eda necesario observar las transiciones rotacionales de otras mol\u00e9culas en las que los efectos de la excitaci\u00f3n radiativa sean menos importantes.\n\n\n\n \n\n\n

Datos acad\u00e9micos de la tesis doctoral \u00abEl gas molecular en las galaxias luminosas y ultraluminosas en el infrarrojo<\/strong>\u00ab<\/h3>\n
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  • T\u00edtulo de la tesis:<\/strong>\u00a0 El gas molecular en las galaxias luminosas y ultraluminosas en el infrarrojo <\/li>\n
  • Autor:<\/strong>\u00a0 Javier Graci\u00e1 Carpio <\/li>\n
  • Universidad:<\/strong>\u00a0 Aut\u00f3noma de Madrid<\/li>\n
  • Fecha de lectura de la tesis:<\/strong>\u00a0 13\/03\/2009<\/li>\n<\/ul>\n

     <\/p>\n

    Direcci\u00f3n y tribunal<\/h3>\n
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    • Director de la tesis<\/strong>\n
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      • Pere Planesas Bigas<\/li>\n<\/ul>\n<\/li>\n
      • Tribunal<\/strong>\n
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        • Presidente del tribunal: rosa Dom\u00ednguez tenreiro <\/li>\n
        • Luis Colina robledo (vocal)<\/li>\n
        • linda Tacconi (vocal)<\/li>\n
        • Jes\u00fas G\u00f3mez gonz\u00e1lez (vocal)<\/li>\n<\/ul>\n<\/li>\n<\/ul>\n

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