{"id":93983,"date":"2018-03-11T10:13:33","date_gmt":"2018-03-11T10:13:33","guid":{"rendered":"https:\/\/www.deberes.net\/tesis\/sin-categoria\/morfologia-de-la-formacion-estelar-en-galaxias-a-z\/"},"modified":"2018-03-11T10:13:33","modified_gmt":"2018-03-11T10:13:33","slug":"morfologia-de-la-formacion-estelar-en-galaxias-a-z","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.deberes.net\/tesis\/cosmologia-y-cosmogonia\/morfologia-de-la-formacion-estelar-en-galaxias-a-z\/","title":{"rendered":"Morfolog\u00eda de la formacion estelar en galaxias a z<=1"},"content":{"rendered":"

Tesis doctoral de Jos\u00e9 Ruyman Azzollini Felipe <\/strong><\/h2>\n

Esta tesis versa sobre la distribuci\u00c2\u00a2i\u00f3n espacial de la formaci\u00f3n estelar (fe) en galaxias. Este campo de estudio es bastante amplio, ya que la morfolog\u00eda de la fe enlaza con temas tan diversos como los mecanismos de disparo y regulaci\u00f3n de la formaci\u00f3n estelar, la propagaci\u00f3n de ondas espirales en discos estelares, o la estructura de densidades de nubes moleculares en los mismos. Habiendo que elegir forzosamente, se ha restringido la investigaci\u00f3n al aspecto evolutivo, aportando nuevos elementos de conocimiento sobre la morfolog\u00eda de la fe en galaxias hasta z~1, y buscando posibles relaciones de la misma con la evoluci\u00f3n estructural de los discos estelares desde ese entonces (es decir, en los \u00faltimos ~8 giga-a\u00f1os de historia c\u00f3smica). Se sabe que en este intervalo de tiempo la densidad global de formaci\u00f3n estelar ha caido por un factor ~1\/10, y las \u00faltimas investigaciones apuntan a que las principales protagonistas de tal evoluci\u00f3n son las galaxias de tipo disco. En este per\u00edodo, al mismo tiempo que estas galaxias han ido creciendo en masa estelar, sus discos han aumentado apreciablemente su radio (medido de distintas maneras). Resulta necesario ampliar la perspectiva global, en la cual se estudia la tasa de formaci\u00f3n estelar (sfr) integrada para el conjunto de las galaxias, con el an\u00e1lisis de la distribuci\u00f3n espacial de dicha actividad dentro de las mismas, y su evoluci\u00f3n en el tiempo, para llegar a un entendimiento profundo de c\u00f3mo hanadquirido las galaxias la apariencia que tienen hoy en d\u00eda. Es de esta necesidad de la que surge el inter\u00e9s de esta tesis. El trabajo aqu\u00ed presentado consiste principalmente en resultados publicados en tres art\u00edculos de revistas internacionales con \u00e1rbitro. usando datos de acceso p\u00fablico del telescopio espacial hubble (hst) en el campo goods-south, se han buscado truncamientos en discos estelares hasta z~1, compil\u00e1ndose un cat\u00e1logo de 238 galaxias que presentan esta caracter\u00edstica, el m\u00e1s extenso hasta la fecha. Se ha estudiado la relaci\u00f3n entre el radio de truncamiento (r_br) y la masa estelar (m_star) de las galaxias, y se ha encontrado, comparando con resultados an\u00e1logos en el entorno local, que a una masa estelar fija, r_br ha aumentado en un factor 1.3+\/-0.1 respecto al valor a z=1, en buen acuerdo con otra estimaci\u00f3n previa, basada en datos de menos objetos (35 galaxias a z<~1) y en estimaciones algo crudas de la evoluci\u00f3n en masa estelar de las galaxias. El estudio realizado aporta una caracterizaci\u00f3n completa de los par\u00e1metros que definen el perfil de brillo en la banda b de los discos truncados en este rango de redshifts. De este an\u00e1lisis se desprende, entre otros resultados, que en el pasado los truncamientos se produc\u00edan a niveles de brillo significativamente superiores a los valores locales. se han analizado adem\u00e1s los perfiles de color u-g en el sistema de reposo de las galaxias de la muestra anterior, segregando los objetos seg\u00fan su perfil de brillo superficial (b-s) en: discos truncados, perfiles exponenciales puros y antitruncados. Se ha encontrado que los perfiles de color de discos con truncamiento son sistem\u00e1ticamente diferentes de los de los otros tipos se\u00f1alados, presentando una forma en \"u\", con un m\u00ednimo de color en un radio muy pr\u00f3ximo a r_br . Se discute una posible relaci\u00f3n de este resultado observacional con modelos te\u00f3ricos recientes para la formaci\u00f3n de truncamientos, que interpretan r_br como el l\u00edmite del \u00e1rea donde se produce la formaci\u00f3n estelar en los discos. usando datos p\u00fablicos en el uv cercano (banda nuv , ~2300 angstroms) y en la banda b (~4500 angstroms) de galex, del sdss y del hst , se han estudiado los perfiles radiales de b-s en estas longitudes de onda de una muestra de <~300 galaxias de tipo disco distribuidas en el rango 0<~ z <~1. Utilizando los perfiles en nuv y prescripciones para la correcci\u00f3n de la extinci\u00f3n por polvo encontradas en la literatura, ha sido posible trazar la primera historia evolutiva detallada, que sepamos, de la distribuci\u00f3n radial de la sf en discos estelares en los \u00faltimos ~8 ga. Brevemente, se ha encontrado que la densidad superficial de formaci\u00f3n estelar en los discos ha disminuido de manera importante desde z~1, y que dicha actividad se ha desplazado moderadamente hacia afuera, en relaci\u00f3n con la distribuci\u00f3n de estrellas m\u00e1s viejas. Adem\u00e1s, se da cuenta de un progresivo incremento de la relevancia de la componente bulbo\/pseudo-bulbo en comparaci\u00f3n con el disco, la cual es especialmente notable en los perfiles en la banda b , y se discuten posibles causas del fen\u00f3meno. Tambi\u00e9n se presenta un trabajo de caracterizaci\u00f3n de los clumps, o grumos, en que se suele dividir la emisi\u00f3n en el uv de los discos estelares, lo cual es reflejo de la distribuci\u00f3n parcheada de la fe. Bas\u00e1ndose en un estudio fotom\u00e9trico multi-banda de los clumps, y de la comparaci\u00f3n de estos datos con las distribuciones espectrales de energ\u00eda (seds) de modelos de poblaciones estelares, se encuentra que, aplicando un mismo nivel de detecci\u00f3n a todo redshift, los clumps a z<~1 son m\u00e1s luminosos en el uv-cercano, indicando una mayor actividad de formaci\u00f3n estelar, y son adem\u00e1s m\u00e1s masivos y algo m\u00e1s grandes, que los que se encuentran en el universo local. Tambi\u00e9n se ha investigado su distribuci\u00f3n en radio galactoc\u00e9ntrico, encontr\u00e1ndose, que en relaci\u00f3n con el radio efectivo en la banda b, dicha distribuci\u00f3n no ha evolucionado significativamente en el intervalo de tiempo explorado (~8 ga).\n\n\n\n \n\n\n

Datos acad\u00e9micos de la tesis doctoral \u00abMorfolog\u00eda de la formacion estelar en galaxias a z<=1<\/strong>\u00ab<\/h3>\n
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  • T\u00edtulo de la tesis:<\/strong>\u00a0 Morfolog\u00eda de la formacion estelar en galaxias a z<=1 <\/li>\n
  • Autor:<\/strong>\u00a0 Jos\u00e9 Ruyman Azzollini Felipe <\/li>\n
  • Universidad:<\/strong>\u00a0 La laguna<\/li>\n
  • Fecha de lectura de la tesis:<\/strong>\u00a0 13\/06\/2009<\/li>\n<\/ul>\n

     <\/p>\n

    Direcci\u00f3n y tribunal<\/h3>\n
      \n
    • Director de la tesis<\/strong>\n
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      • John E. Beckman<\/li>\n<\/ul>\n<\/li>\n
      • Tribunal<\/strong>\n
          \n
        • Presidente del tribunal: Francisco Garz\u00f3n l\u00f3pez <\/li>\n
        • Jos\u00e9 alfonso L\u00f3pez aguerri (vocal)<\/li>\n
        • isabel P\u00e9rez mart\u00edn (vocal)<\/li>\n
        • marc Balcells com\u00e1s (vocal)<\/li>\n<\/ul>\n<\/li>\n<\/ul>\n

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