O efeito do gás difuso ionizado em medidas de abundâncias químicas de galáxias

Abstract

Medidas de abundâncias químicas servem para entender melhor a evolução das galáxias no Universo. Geralmente, essas medidas são obtidas a partir de métodos indiretos, que tratam galáxias como simples nuvens de formação estelar (ou regiões H II). O problema desses métodos é que ignoram a presença do gás difuso ionizado (DIG ? Diffuse Ionized Gas), um gás que não se condensou nem participa do processo de formação estelar e que pode ser responsável por mais da metade da emissão do gás que observamos em uma galáxia. Além disso, vários estudos mostram que a fonte de ionização do DIG é mais dura do que a de regiões H II, o que faz com que os indicadores usados nos métodos indiretos sejam sistematicamente afetados. O objetivo desta pesquisa é corrigir esses métodos de medição de abundâncias em galáxias espirais, retirando a contribuição do DIG. Esse efeito já foi medido, em um trabalho anterior, para uma grande base de dados de galáxias (o projeto MaNGA ? Mapping Nearby Galaxies at APO), mas com dados de baixa resolução espacial. Mesmo sendo verificado que o efeito está presente, a baixa resolução espacial não permitiu remover completamente a influência do DIG. Este estudo usa uma amostra menor de galáxias (do projeto AMUSING++), mas observadas com o instrumento MUSE, que possui maior resolução espacial. Os diagramas BPT e WHAN auxiliaram na identificação e remoção de possíveis AGNs em regiões centrais. A biblioteca Gaia forneceu a localização de possíveis estrelas de campo a serem mascaradas. A largura equivalente de Ha se mostrou um método adequado para a identificação do DIG nas galáxias da amostra. A correção da luminosidade na soma dos fluxos de linha de emissão nos spaxels foi feita em duas aberturas, uma para galáxias inteiras e outra apenas para partes centrais. Os resultados obtidos revelaram uma melhor identificação das regiões de interesse em relação à amostra do MaNGA, o que tornou as curvas de ajuste mais suaves do que as vistas em Vale Asari et al. Ao contrário do obtido anteriormente, O3N2 não foi o índice menos afetado, mas D16. Outro efeito verificado foi o aumento na abundância de oxigênio em taxas de formação estelar baixas para o índice O3N2, algo que não havia sido visto antes para nenhum índice.

Abstract: Measurements of chemical abundances serve to better understand the evolution of galaxies in the Universe. Generally, these measurements are obtained from indirect methods, which treat galaxies as simple star-forming clouds (or H II regions). The problem with these methods is that they ignore the presence of the diffuse ionized gas (DIG), a gas that has not condensed or participated in the star formation process and which may be responsible for more than half of the emission of the gas we observe in a galaxy. Furthermore, several studies show that the DIG ionization source is harder than that of H II regions, which causes indicators used in indirect methods to be systematically affected. The objective of this research is to correct these methods of measuring abundances in spiral galaxies, removing the contribution of the DIG. This effect has already been measured, in a previous paper, for a large database of galaxies (the MaNGA project ? Mapping Nearby Galaxies at APO), but with low spatial resolution data. Even though a bias was found to be present, the low spatial resolution did not allow the influence of the DIG to be completely removed. This study uses a smaller sample of galaxies (from the AMUSING++ project), but observed with the MUSE instrument, which has higher spatial resolution. The BPT and WHAN diagrams helped identify and remove possible AGNs in central regions. The Gaia library provided the location of possible field stars to be masked. The equivalent width of Ha proved to be a suitable method for identifying the DIG in the sample galaxies. The luminosity correction in the sum of the emission line fluxes in the spaxels was made at two apertures, one for entire galaxies and the other just for central parts. The results obtained revealed a better identification of the regions of interest in relation to the MaNGA sample, which made the adjustment curves smoother than those seen in Vale Asari et al. Contrary to what was previously obtained, O3N2 was not the least affected index, but D16. Another effect observed was the increase in oxygen abundance at low star formation rates for the O3N2 index, something that had not been seen before for any index.