MODELADO DE GALAXIAS CON ESPECTRO DE LINEAS DE EMISIÓN DEBIDO A FORMACIÓN ESTELAR

Generalmente se asume que el espectro de líneas de emisión de galaxias con formación estelar se puede modelizar mediante una única región HII. En este trabajo investigamos cuándo dicha aproximación es adecuada y cuándo el modelado se debe realizar mediante la emisión de un conjunto de diferentes regiones HII ionizadas por cúmulos de diversos tamaños.

Con este fin hemos desarrollado diferentes estudios para ver si la emisión de la galaxia está dominada por las regiones HII ionizadas por los cúmulos más masivos y jóvenes, en principio las más luminosas, o si los cúmulos menos masivos tienen alguna relevancia en el espectro observado. Lo primero implicaría que las propiedades físicas obtenidas no se refieren a la galaxia como un todo sino a las de dichos cúmulos, mientras que lo segundo implica que las propiedades físicas de las galaxias dependen de la distribución de cúmulos de diferentes tamaños. Para ello es preciso conocer cómo varía la intensidad de las líneas de emisión con la masa del cúmulo ionizante, y, en el límite, como modelizar cúmulos ionizantes poco masivos afectados de efectos de muestreo (i.e. cuando la IMF no es muestreada de forma completa).
En esta charla resumimos los resultados de dos trabajos que hemos enviado para su publicación en los que:
1) Hallamos las relaciones de escala de la intensidad de distintas líneas de emisión con la masa del cúmulo (para edades fijas) y evaluamos la contribución de los diferentes tipos de cúmulos a la emisión global de una galaxia asumiendo una función inicial de masas de cúmulos dada.
2) Estudiamos la distribución de las propiedades del continuo ionizante de los cúmulos estelares mediante simulaciones Monte Carlo con especial atención en los efectos de muestreo.
Como resultados encontramos que:
a) No todas las líneas de emisión tradicionalmente estudiadas son producidas por el mismo tipo de cúmulo, siendo los cúmulos menos masivos
los que dominan la intensidad de un alto porcentaje de las líneas de emisión observadas.
b) Para el caso de cúmulos de baja masa (M < 1E4 Mo), el uso del espectro ionizante medio obtenido por modelos de síntesis no es una buena aproximación, siendo más correcto modelar dicho espectro ionizante a partir del espectro producido por UNA estrella ionizante individual en vez de por un conjunto de estrellas.