El objetivo fundamental de esta tesis es el estudio de la estructura
de las regiones centrales de galaxias con disco, con particular
atención al estudio de los bulbos y de las barras, y a los procesos
de formación y evolución de estas componentes. Con esta
finalidad, han sido analizadas las propiedades estructurales y
fotométricas de los bulbos y de las barras, así como sus
características cinemáticas y sus poblaciones estelares, en
diferentes muestras de galaxias cercanas.
La primera parte de la tesis se basa principalmente en la estructura,
cinemática y poblaciones estelares de los bulbos.
En esta parte presentamos un nuevo código de ajuste (GASP2D) para
realizar la descomposición fotométrica bidimensional de la
distribución de brillo superficial de galaxias con disco. GASP2D
asume un perfil de Sérsic para el bulbo y un perfil exponencial para
el disco. Las dos componentes poseen isofotas elípticas y
concéntricas con elipticidades y
ángulos de posición constantes, pero diferentes para cada componente.
Los parámetros estructurales de una muestra de 148 galaxias S0-Sb
limitada en magnitud se obtuvieron aplicando GASP2D a las imágenes
en banda J proporcionadas por el Two Micron All Sky Survey (2MASS).
En este estudio encontramos que los bulbos más grandes son más
luminosos y poseen un perfil de brillo más concentrado que el de
bulbos más pequeños. Además, estos bulbos se encuentran en discos
mayores. Este acoplamiento entre los parámetros estructurales de
los bulbos y de los discos ha sido interpretado como una indicación
de la formación de los bulbos por evolución secular del disco.
Sin embargo, los bulbos en estudio también siguen el mismo plano
fundamental, relación Faber-Jackson y plano fotométrico de las
galaxias elípticas, lo que sugiere un escenario de formación
común dominado por procesos disipativos. Como conclusión, estos
resultados nos indican que el análisis de las relaciones de escala
no es suficiente para distinguir entre bulbos formados por un colapso
disipativo, por fusiones/interacciones o por evolución secular.
Posteriormente se calculó la función de distribución de
probabilidad (PDF) de la elipticidad ecuatorial de los bulbos a partir
de la distribución de elipticidades observadas y de la diferencia de
ángulos de posición entre el bulbo y el disco. Aproximadamente el
80%de los bulbos en galaxias no barradas lenticulares y espirales
tempranas son elipsoides triaxiales. Su relación entre ejes media
en el plano ecuatorial es <B/A> = 0.85 y su PDF no
depende significativamente de la morfología, concentración de la
luz o luminosidad. Estos resultados no cambian con la presencia de
barras nucleares y deben ser tenidos en cuenta por los escenarios de
formación de los bulbos.
Los datos fotométricos y espectroscépicos de una muestra de 14
galaxias de cúmulo fueron analizados para estudiar sus propiedades
fotométricas y sus poblaciones estelares. Los parámetros
estructurales de las galaxias se obtuvieron usando GASP2D sobre las
imágenes disponibles en banda R. La cinemática estelar así
como la intensidad de las lineas de Hb , Mg, and Fe se midieron
usando espectros obtenidos a lo largo del eje mayor de las
galaxias. Esto nos ha permitido derivar sus valores de edad,
metalicidad y relación alpha/Fe. Tres clases de bulbos fueron
identificados: bulbos jóvenes (2 Ga) con formación estelar
en acto, bulbos de edad intermedia (4-8 Ga) con metalicidad solar y
bulbos viejos ($\sim10$ Ga) con alta metalicidad. La mayoría de los
bulbos presentan relaciones alpha/Fe solares, no tienen gradientes
de edad y presentan un gradiente negativo de metalicidad. Este
último favorece un escenario de formación por colapso disipativo,
sin embargo, esto implicaría también un gradiente negativo de la
relación alpha/Fe que no se observa. El bulbo de NGC~1292 es el
candidato más fiable a ser un pseudobulbo de nuestra muestra. Sus
propiedades estructurales son parecidas a las de un disco y su
población estelar es consistente con un lento crecimiento dentro de
un escenario de evolución secular.
Seis galaxias con un disco estelar de bajo brillo superficial y cuatro
con un disco estelar de alto brillo superficial fueron también
observadas tanto fotométricamente como espectroscópicamente. Los
parámetros estructurales se obtuvieron usando GASP2D. La
cinemática estelar y del gas ionizado fue medida a lo largo de los
ejes mayor y menor en la mitad de las galaxias, mientras que en la
otra mitad sólo a lo largo de dos ejes diagonales. Las medidas
cinemáticas se extienden hasta un nivel de brillo superficial
mu_R = 24 mag\arcsec2, alcanzando en todos los casos
la parte plana de la curva de rotación. La cinemática estelar
resultó ser más regular y simétrica que la cinemática del gas
ionizado, la cual a menudo muestra la presencia de movimientos no
circulares, fuera de plano o desordenados. Esto implica que el gas
ionizado no es un buen trazador de la velocidad circular en la
región central de galaxias LSB, con lo que puede llevar a errores a
la hora de calcular la distribución de masa.
La segunda parte de la tesis se basa principalmente en la estructura,
cinemática y frecuencia de las barras en galaxias cercanas.
La fracción de galaxias barradas y sus propiedades se estudiaron en
una muestra de 3000 galaxias extraídas del Sloan Digital Sky
Survey (SDSS). Estas galaxias representan una muestra limitada en
volumen con todas las galaxias situadas en el intervalo de redshift
0.01<z<0.04, más brillantes de Mr=-20 y con una
inclinación i <60 grados.
La fracción de galaxias barradas (45%) se determinó usando dos
metodos: ajuste de elipses y análisis de Fourier. Los dos métodos
fueron comparados y calibrados con simulaciones de galaxias barradas y
no barradas con propiedades parecidas a las observadas. En este
estudio encontramos que el 32% de las galaxias S0, el 55% de las
espirales de tipo temprano y el 52% de las espirales de tipo
tardío son galaxias barradas. Las barras en galaxias S0 son más
débiles que las encontradas en tipos morfológicos mas tardíos,
además encontramos una correlación entre la longitud de la barra y
el tamaño de esta, barras más grandes se encuentran en galaxias
con discos mayores. Sin embargo, ni la intensidad de la barra ni su
longitud correlan con la densidad local de galaxias, esto sugiere que
el entorno local no tiene un papel decisivo en la formación de las
barras. Por el contrario, las propiedades internas de las galaxias si
determinan las propiedades de las barras. De esta manera, galaxias con
una alta concentracion central de la luz (galaxias SO) albergan
menos barras y estas son más débiles que en tipos mas tardíos.
El código de ajuste GASP2D se mejoró para tener en cuenta la
presencia de las barras en galaxias con disco. La distribucion de
brillo superficial de la barra puede ser descrita con un perfil plano,
elíptico o de Ferrers y viene añadido al modelo del bulbo y del
disco. Las isofotas de la barra se construyeron en un sistema de
elipses generalizadas, donde se permite que las isofotas no sean
elipses perfectas. Estas elipses poseen elipticidades y
ángulos de posición constantes y son concéntricas a las del
bulbo y del disco. La capacidad de GASP2D v2.0 de recuperar
correctamente los parámetros estructurales de las galaxias se
comprobó usando galaxias con parámetros conocidos a priori.
Además, su potencial se ha comprobado analizando imágenes
extraídas del archivo del SDSS.
El estudio sobre la presencia de bulbos tipo boxy/peanut (B/P)
se realizó gracias a la medida de la cinemática
estelar. Observando tres galaxias vista de cara, NGC~98, NGC~600, y
NGC~1703, ha sido posible confirmar, por primera vez, la predicción
que los bulbos B/P pueden ser identificados en galaxias con baja
inclinación. Esto se realizado verificando la presencia de un doble
mínimo en el perfil, a lo largo del eje major de la barra, del
momento de orden cuatro de Gauss-Hermite, h4, que describe la
distribución de velocidades a lo largo de la línea de vista
(LOSVD). En NGC~98, la presencia del doble mínimo es clara a lo
largo el eje mayor de la barra. Por el contrario, en NGC~600 que es
también una galaxia barrada, pero no posee un bulbo significativo,
no encontramos esta caracteristica cinemática. En el caso de
NGC~1703, que es una galaxia de control no barrada, tampoco
encontramos, como esperábamos, evidencias de la presencia de un
bulbo B/P. También se ha comprobado que la LOSVD es más ancha en
la posición del mínimo de h4 en NGC~98. Este método más
directo evita problemas asociados a la medida de la LOSVD y de h4.
Las conclusiones de la tesis se pueden resumir en tres puntos: (1) Las
relaciones de escala, usadas normalmente para el estudio de las
galaxias, no pueden ser usadas en solitario para distinguir entre los
posibles escenarios de formación propuestos hasta ahora ya que
diferentes escenarios son capaces de reproducir las mismas relaciones.
Sin embargo, la medida de las propiedades intrínsecas representa un
paso adelante en este campo y fija nuevos límites que deben ser
reproducidos por las simulaciones. (2) Las propiedades cinemáticas
y de las poblaciones estelares de los bulbos son fundamentales e
imponen fuertes límites a la formación de los bulbos. Esta
información, combinada con las propiedades estructurales de las
galaxias puede ayudar a obtener una visión más general de los
bulbos necesaria para desvelar su mecanismo de formación. (3) La
conexión entre los bulbos y las barras es fundamental para entender
la formación de las dos componentes. La posibilidad de identificar
bulbos B/P en galaxias con baja inclinación permitirá estudiar la
frecuencia de estas estructuras y aclarar finalmente cual es su
conexión con las barras.