Evolución química de galaxias: Relación masa-metalicidad y perfiles de abundancias

Abstract

Durante las últimas décadas, se han realizado numerosos e importantes avances respecto a nuestro entendimiento sobre la formación y evolución de galaxias, tanto desde un enfoque observacional como teórico. En particular, el estudio de la metalicidad (definida a partir de abundancias químicas) de distintas componentes de las galaxias permite entender los diferentes procesos que ocurren en las galaxias durante su evolución, debido a que la misma está relacionada tanto con distintas propiedades galácticas, como la masa estelar, la tasa de formación estelar y el contenido gaseoso, así como con importantes procesos físicos que ocurren en las galaxias. Sin embargo, desde el punto de vista observacional, el estudio de la metalicidad resulta un desafío, ya que existen diferencias entre los resultados arrojados por los distintos métodos utilizados para estimarla y, por lo tanto, surgen discrepancias en la determinación de las propiedades vinculadas. Debido a esto, la comparación con resultados simulados no resulta sencilla, y constantemente se están perfeccionando modelados de procesos físicos para entender cómo, elemento a elemento, las galaxias van enriqueciéndose químicamente. En esta Tesis, nos enfocamos en estudiar de manera teórica la metalicidad del gas de las galaxias mediante un análisis tanto global como local. Nuestro objetivo es aportar información sobre los procesos que dan lugar a los cambios del enriquecimiento químico durante la evolución del Universo. En primer lugar, estudiamos la evolución de la relación masa-metalicidad usando el modelo semi-analítico de formación y evolución de galaxias SAG. Esta relación muestra que galaxias con mayor masa estelar también presentan mayor cantidad de metales en la fase fría de su componente gaseosa. Sin embargo, se ha encontrado que la forma de esta relación cambia con el tiempo. A partir del análisis del impacto de la retroalimentación energética y química de las supernovas, encontramos que si ésta es mayor a alto corrimiento al rojo es posible explicar la evolución de la relación masa-metalicidad. En segundo lugar, estudiamos los perfiles radiales de metalicidad utilizando las simulaciones hidrodinámicas cosmológicas EAGLE, las cuales permiten estudiar las galaxias como objetos extendidos (a diferencia de SAG). En este desarrollo, analizamos qué propiedades galácticas afectan la forma que los perfiles presentan, para reconocer distintos procesos físicos que dejan su huella en ellos. Hallamos que la pendiente interna de los perfiles de metalicidad está regulada por la tasa con la cual el gas es acretado por las galaxias. Finalmente, extendemos el análisis previamente descrito y tomamos regiones de aproximadamente 1 kpc×1 kpc en los discos de las galaxias simuladas por EAGLE para estudiar cómo la metalicidad se ve alterada a escala local por distintos factores, como la densidad superficial de masa estelar y la fracción de gas acretado. Encontramos, así, que la metalicidad local del gas anti-correlaciona con la fracción de gas acretado y que esta relación resulta más fundamental que con otras propiedades. En toda esta investigación, abordamos, por un lado, un problema clave de los modelos semi-analíticos en cuanto a las predicciones de la relación masa-metalicidad y avanzamos en el entendimiento de su evolución. Por otro, desmenuzamos los discos de las galaxias simuladas para analizar en detalle la distribución de metales que resulta del aporte del gas acretado de las galaxias, su dependencia con las regiones en que esto sucede, y los efectos que tiene tal distribución en las propiedades de las galaxias en una escala tanto local como global. De esta manera, este trabajo aporta información clave en el estudio de la evolución de las galaxias.