ASTROFISICA REVISTA MEXICANA DE FISICA 49 SUPLEMENTO 3, 67–69 NOVIEMBRE 2003

Biblioteca de modelos para el espectro de emision en galaxias conformacion estelar

G. Magris C. y G. Bruzual A.Centro de Investigaciones de Astronomıa,

Apartado postal 264, Merida 5101-A, Venezuela

L. BinetteInstituto de Astronomıa, Universidad Autonoma de Mexico, Mexico

Recibido el 11 de enero de 2002; aceptado el 15 de julio de 2002

Presentamos un conjunto completo de modelos de sıntesis de poblaciones estelares el cual incluye de manera autoconsistente, la distribucionespectral de energıa que proviene de las estrellas, ası como el espectro de emision producto de la fotoionizacion del gas que rodea a lasestrellas de alta masa durante su tiempo de vida en la secuencia principal. Los modelos estan compilados en una biblioteca que incluye laluminosidad y el ancho equivalente de las lıneas [OII] λ3727, Hβ, [O III ] λ5007, Hα, y [N II] λ6584, calculadas paraZ = 0.2, 0.4, 1 y1.5Z¯, y un conjunto de tasas de formacion estelar que cubren las propiedades observadas en galaxias de cualquier tipo de Hubble. Estosmodelos son comparados con el atlas de espectros integrados de galaxias cercanas de Jansenet al.y se demuesta que es posible obtener unvalor aproximado de la edad y metalicidad de las mismas.

Descriptores:Galaxias general; lıneas de emision.We present an extensive set of stellar population synthesis models which includes self-consistently, the continuum and absorption spectralenergy distribution from stars and the emission line spectrum from the photoionization of gas surronding massive stars during their mainsequence life time. The models are compiled in a library with the luminosity and equivalent width of [OII] λ3727, Hβ, [O III ] λ5007, Hα,and [N II] λ6584, calculated for metallicity 0.2, 0.4, 1, and 1.5Z¯, and a sample of star formation rates which reproduces the observedproperties of galaxies in the whole Hubble sequence. The models are compared with the Jansenet al. atlas of integrated spectra for nearbygalaxies, and we show that is possible to estimate the metallicity and age of such galaxies.

Keywords: Galaxies: general; galaxies: emission lines.

PACS: 98.62.-g,98.58.-w, 98.58.Hf

1. Int roduccion

El estudio del espectro de emision en galaxias con forma-cion estelar puede aportar valiosa informacion sobre la tasa ala cual se forman las estrellas, ası como sobre la abundanciadel medio interestelar que las rodea [1,2]. Entre los trabajosprevios sobre este tema podemos mencionar los modelos deGarcıa-Vargaset al. [3], Garcıa-Vargaset al. [4], Stasinska yLeitherer [5], Stasinskaet al. [6], Dopita et al. [7], los cua-les tienen como principal objetivo reproducir las propiedadesde las lıneas de emision de regiones HII extragalacticas, lascuales estan caracterizadas porque no se detecta en ellas lapresencia de una poblacion estelar vieja, sugiriendo una ta-sa de formacion estelar actual aumentada respecto a la quepudo haber en el pasado. Por esta razon, los modelos rea-lizados por estos autores siguen la evolucion de un brote deformacion estelar instantaneo o de corta duracion (menor que100 M anos) y no son aplicables a galaxias con formacion es-telar pasiva sobre escalas de tiempo comparables a la edadde la galaxia. Recientemente Charlot y Longhetti [8], calcu-laron la emision de lınea y continuo de galaxias con forma-cion estelar y presentan una familia de estimadores para latasa de formacion estelar, la abundancia nebular de oxıgenoy la profundidadoptica del polvo en galaxias, como funcionde la informacion espectral disponible. De forma similar, he-mos desarrollado un modelo el cual incluye el espectro de

emision nebular asociado a regiones HII que rodean a las es-trellas de alta masa durante sus primeras etapas de evolucion,y la distribucion espectral de energıa de la poblacion estelarsubyacente. El conjunto completo de modelos sera publicadoproximamente [9] en forma de una biblioteca con luminosi-dades y anchos equivalentes de las lıneas mas prominentesobservadas en galaxias con formacion estelar: [OII] λ3727,Hβ, [O III ] λ5007, Hα, y [N II] λ6584; calculados con meta-licidades 0.2, 0.4, 1 y 1.5 veces el valor solar y para un con-junto de tasas de formacion estelar que permite reproducir laspropiedades observadas de galaxias en cualquier posicion enla clasificacion de Hubble.

2. Descripcion del metodo

Las propiedades de la poblacion estelar se obtienen utilizandola ultima version del codigo de sıntesis de poblaciones estela-res de Bruzual y Charlot [10], el cual, dadas una metalicidad,una tasa de formacion estelar y una funcion inicial de masa,nos permiten obtener un conjunto de espectros a 221 edades,cubriendo el intervalo de 5A a 100µm. El codigo permite de-rivar de forma separada la contribucion al espectro global deestrellas en diferentes estados evolutivos. En particular, el es-pectro ionizante correspondiente a las estrellas de la secuen-cia principal de una poblacion estelar formada en un broteinstantaneo, es utilizado como entrada al codigo de fotoio-

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nizacion MAPPINGSdescrito por Ferruitet al. [11,12] conel cual derivamos las propiedades de la emision de la com-ponente nebular como funcion de la metalicidad del gas y elparametro de ionizacion, el cual caracteriza el estado de ioni-zacion en una region HII, una vez han sido definidos los otrosparametros. Con estas herramientas, calculamos una red demodelos para regiones HII con metalicidadZgas = 0.2, 0.4, 1y 1.5 Z¯, ionizadas por cumulos de estrellas de edad cero,con la misma metalicidad que el gas, y con una distribucionen masa como la de Salpeter [13] entreminf = 0.09M¯ ymsup = 125, 120, 100, 90, 80, 70, 60, 50 y 40M¯. Cadauno de estos cumulos emitira un espectro ionizante de dife-rente dureza, la cual sera mayor a mayormsup y menor amayor metalicidad del cumulo estelar. Para cuantificar la du-reza del espectro ionizante utilizamos la energıa media delfotoelectron emitido por fotoionizacion del hidrogeno. En laFig. 1 mostramos el diagrama de diagnostico con la relacionentre [OIII ] λ5007/Hβ y [O II] λ3727/Hβ, junto con los da-tos observacionales del atlas de Jansenet al. [14] (J00 en losucesivo) de espectros integrados de galaxias cercanas. Pode-mos observar como en un rango de parametro de ionizaciondentro de un factor de 10 (−3.25 < log U < −2.25) y unintervalo de metalicidad entre 0.4 y 1.5Z¯, nuestro modelode fotoionizacion reproduce la dispersion observada en es-tas galaxias. Los mismos rangos de parametro de ionizaciony metalicidad caracterizan las secuencias calculadas para re-giones HII extragalacticas de Dopitaet al. [7] y Bresolinetal. [15] y siguen la misma secuencia de metalicidad obser-vada tanto en regiones HII individuales como en espectrosglobales de galaxias analizadas por Kobulnickyet al. [2].

Para obtener el espectro integrado, estelar y nebular, deuna galaxia, calculamos en primer lugar su continuo estelarcon una tasa de formacion estelar arbitraria y calculamos ladureza del espectro ionizante que corresponde a las estrellasde la secuencia principal. Utilizando el mismo valor de la me-talicidad tanto para las estrellas como para el gas, se interpolaen la red de modelos de regiones HII y el espectro obtenidose une al de la poblacion estelar con lo cual es posible calcu-lar el ancho equivalente,Wλ, y la luminosidad de las lıneasobservadas.

3. Resultados y discusion

Los resultados de estos modelos son comparados con el at-las espectrofotometrico de J00, el cual incluye 196 galaxiascercanas desde elıpticas a irregulares, con un rango de lumi-nosidades deMB = −14 a−22. En la Fig. 2 presentamosen los planosWλ([O II]) y Wλ([O III ]) vs. Wλ(Hα), el lugarque ocupan los modelos con metalicidades 0.4, 1 y 1.5Z¯.Las areas con diferentes tonos de gris corresponden a mo-delos con la metalicidad indicada, diferentesU , msup y ta-sa de formacion estelar. Los modelos allı incluıdos son parauna funcion inicial de masa de Salpeter, conmsup = 125, 80y 40 M¯, log U = −3.25,−3,−2.75,−2.5, y −2.25 y ta-sa de formacion estelar exponencialmente decreciente en eltiempo: ψ(t) = τ−1exp(−t/τ), con τ = 1, 3, 5, 7, 9 e∞

FIGURA 1. Diagrama de diagnostico que muestra la relacion entre[O III ]/Hβ y [O II]/Hβ, para: a) 1.5Z¯, b) 1Z¯, c) 0.4Z¯ y d) 0.2Z¯. Las etiquetas a la izquierda de las lıneas solidas en el panel bindican el valor demsup y el valor en la parte superior de las lıneaspunteadas es el logaritmo del parametro de ionizacion.

(i.e., constante). Se puede observar que galaxias con valoresaltos del ancho equivalente de [OII] y/o de [O III ] requierende modelos con metalicidad menor que solar. En la Fig. 2aresalta como la lınea de [OII] es indispensable si se quieretener una estimacion acertada de la metalicidad de las galaxias

FIGURA 2. Relacion de los anchos equivalentes de a) [OII] y b)[O III ] con el ancho equivalente de Hα. Los puntos senalan lasobservaciones de J00 y las zonas sombreadas con diferentes den-sidades indican el lugar ocupado por modelos con la metalicidadindicada.

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BIBLI OTECA DE MODELOS PARA EL ESPECTRO DE EMISION EN GALAXIA S CON FORMACION ESTELAR 69

y que por el contrario, elWλ([O III ]) (Fig. 2b), solo puededar un estimado muy crudo de la abundancia. Esta conclu-sion ha sido resaltada por Kobulnickiet al. [2] basandoseen las relaciones entre luminosidades de las mismas lıneas.En la Fig. 2a podemos observar como los modelos de bajametalicidad muestran una relacion mas pendiente entre losanchos equivalentes de [OII] y de Hα que los modelos dealta metalicidad. J00 senalo que las galaxias con relacionesdeWλ([O II])−Wλ(Hα+[N II]) mas pendientes que el valormedio de 0.4 de la muestra de Kennicutt [16], correspondenal subconjunto de menor luminosidad de la muestra, el cualcorresponde ademas al conjunto de menor metalicidad si sedetermina estaultima utilizando las calibraciones entre lu-minosidad y abundancia de Zaritskyet al. [17]. Otro hechoresaltante en la Fig. 2a que tambien puede observarse en laFig. 1, es que la muestra de J00 no posee galaxias con abun-dancia de metales mayor que solar.

En la Fig. 3 mostramos la dependencia temporal del an-cho equivalente de Hα. Escogemos esta lınea, ya que su an-cho equivalente es el menos influenciado por cambios en lametalicidad tanto del gas como de las estrellas. Una conclu-sion importante es que los sistemas cercanos muestreados porJ00, los cuales estan formando estrellas de manera pasiva, ycuyos anchos equivalentes no son mayores a una centena deAngstroms, contienen una fraccion importante de poblacionvieja (> 2 − 3 Ganos). Un conocimiento mas preciso de laedad requiere un ajuste del espectro del continuo estelar parapoder conocer la historia de formacion estelar (parametrizadapor τ en la Fig. 3) como el que se obtiene con el modelo deMateu y colaboradores (2000, esta conferencia).

La presencia de polvo dentro de la region H II asi comoen el medio interestelar, afecta la luminosidad de las lıneaspero no los anchos equivalentes. Su efecto puede ser relega-

FIGURA 3. Evolucion temporal del ancho equivalente de Hα paraun modelo de metalicidad solar y tasa de formacion estelar expo-nencialmente decreciente con el valor deτ indicado en cada curva.La lınea punteada indica los limites dentro de los cuales estan lamayorıa de las galaxias de Jansenet al. [14]

do a un segundo orden de importancia frente aZgas, la cualdetermina en primer lugar la luminosidad de las lıneas [18,8].

El atlas con los modelos aquı presentados estara dispo-nible proximamente para su facil uso en la determinacion delas propiedades de galaxias con lıneas de emision.

Agradecimientos

G.M.C. y G.B.A. agradecen el financiamiento recibido delMinisterio de Ciencia y Tecnologıa de Venezuela.

1. R.C. Kennicutt Jr.,ARA&A36 (1998) 189.

2. H.A. Kobulnicky, R.C. Kennicutt Jr., and J.L. Pizagno,ApJ514(1999) 544.

3. M.L. Garcıa-Vargas and A.I. Dıaz,ApJS91 (1994) 553.

4. M.L. Garcıa-Vargas, A. Bressan, and A.I. Dıaz, A&AS 112(1995) 13.

5. G. Stasinska and C. Leitherer,ApjS107(1996) 661.

6. G. Stasinska, D. Schaerer, and C. Leitherer, (2001) astro-ph/0102228

7. M.A. Dopita, L.J. Kewley, C.A. Heisler, and R.S. Sutherland,ApJ542(2000) 224.

8. S. Charlot, and M. Longhetti,MNRAS323(2001) 887.

9. G. Magris C., L. Binette, and G. Bruzual A.,ApJS(2003) (enprensa).

10. A. Bruzual G. and S. Charlot,ApJ 405(1993) 538; G. Bruzualand S. Charlot,MNRAS344(2002) 1000.

11. P. Ferruit, L. Binette, R.S. Sutherland, and E. Pecontal,A&A322(1997) 73.

12. L. Binette, M.A. Dopita, and I.R. Tuohy,ApJ297(1985) 476.

13. E.E. Salpeter, (1955)ApJ121(1999) 161.

14. R.A. Jansen, D. Fabricant, M. Franx, and N. Caldwell,ApJS126(2000) 331.

15. F. Bresolin, R.C. Kennicutt Jr., and D.R. Garnett,ApJ 510(1999) 104.

16. R.C. Kennicutt Jr.,ApJ388(1992) 310.

17. Zritsky et al. (1994).

18. G. Magris, Tesis doctoral (1993).

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