Espectroscopía en banda J

La espectroscopía 3D en banda J, donde se minimizan los efectos del polvo, nos permitió construir un campo de velocidad del gas ionizado con una resolución es- pacial de 0,005. La evidencia de dos centros de rotación no coincidentes con el centro cinemático, definido como el centro del bulbo, es clara en nuestro campo. Ninguno de estos centros coincide con los máximos locales de FWHM, si bien el ON muestra una estructura en forma de anillo con aumento de los valores hacia el sur. La carac- terística más sobresaliente es que la segunda concentración, el HN, coincide con el pico de emisión en 20 cm de VLA (Figura 10.1). También la coincidencia es clara con el lóbulo de emisión en el mapa de 10µmde Gallais et al (1991) y en los mapas de 6 cm de Telesco (1988).

El cociente [FeII]/Paβ, indicador de la transición entre regiones donde el meca- nismo principal de la ionización es el shock y regiones donde lo es la fotoionización, nos muestra una clara tendencia al primero en las cercanías del ON y al segundo en torno al HN. La anticorrelación entre la banda de polvo y la emisión [FeII] —y el cociente anterior— contradice posibles escenarios en los que la formación estelar en la región del HN se debe a shocks en la banda.

El mapa de edad, construido a partir del W(Paβ), muestra edades consistentes con 5-7 millones de años para toda la región cubierta. La edades en torno al ON son compatibles con la determinación en banda K y la zonas más jóvenes coinciden con la posición del HN en el extremo N-NO del arco de formación estelar. Todo esto es coherente con un escenario donde la formación estelar se debe a una perturbación a escalas de los 300-500 pc interiores de M83.

10. CONCLUSIONES Y DISCUSIÓN Resultados generales

Figura 10.1:Coincidencia entre el pico de la imagen 20cm del VLA y la posición del HN. La imagen superior izquierda representa las isofotas VLA superpuestas a la imagen Hαde CTIO. La de abajo derecha, es una ampliación de 2000de lado de la región central. Se han indicado las posiciones del ON y el HN.

10. CONCLUSIONES Y DISCUSIÓN Resultados generales

Origen del HN

Dos diagramas araña perfectamente definidos, sumados a emisión de [FeII] po- siblemente originada en shock de supernovas en la región opuesta a la banda de polvo oeste, descartan cualquier relación entre la característica cinemática asociada al HN y shocks en la banda de polvo. Difícil de explicar sería la imitación de una rotación discoidal —como evidencia el diagrama araña—, mediante shocks.

Dentro del escenario propuesto por Elmegreen et al. (1998), el HN podría ser un cuerpo gaseoso canalizado por la barra global hasta escalas de los cientos de pc centrales. Si bien este escenario ha sido modelizado por varios grupos (Heller and Shlosman, 1994b; Piner et al., 1995), aún no cuenta con evidencia observacional. Por otro lado, la vía de entrada a la región nuclear debería ser la que marca la banda de polvo al NO. Esto hace difícil de explicar el descentrado del ON en la dirección opuesta al ingreso del HN, además de requerir que la barra sea capaz de canalizar masas de algunas 107 M.

El campo de velocidad interferométrico de Sakamoto et al. (2004), de relativa baja resolución espacial, presenta una distorsión en la región nuclear que estos autores atribuyen a la presencia de dos núcleos, uno de ellos el ON y el segundo coincidente con la posición del centro del bulbo. Sakamoto et al. indican la posibilidad de que el ON sea de hecho un intruso en la región central de M83.

La captura de un satélite

Una hipótesis alternativa para el origen del segundo núcleo es el arribo de una galaxia satélite acretada por M83, que ha sobrevivido hasta alcanzar los 500 pc cen- trales con suficiente masa para detonar el fuerte evento de formación estelar del que somos testigos. Esta galaxia satélite habría perturbado el disco de gas denso circum- nuclear en un escenario como el propuesto en el Capítulo 4 por TW96.

Malin and Hadley (1997) detectaron un arco de bajo brillo superficial fuera del disco óptico de M83 (Figura 10.2) y lo explicaron como evidencia de un fenómeno de acreción de una galaxia satélite. Evidencia fuerte de interacciones presenta también el disco de HI observado por Park et al. (2001) mostrado en la misma figura.

En el modelo Azteca, la perturbación gravitatoria producida por la interacción entre la satélite y la galaxia primaria, sería la responsable de la formación de la barra en el disco de la galaxia. Esta barra canalizaría el material al centro, donde luego se formará el disco de gas (ver Capítulo 4). Una vez que la satélite arriba a la región central, si ha logrado mantener suficiente masa, detonará la formación estelar al perturbar este disco denso. No nos es posible relacionar la formación de la barra con la interacción con esta satélite que ha arribado al centro de M83, pero los tiempos dinámicos dejan esta posibilidad abierta. No puede descartarse la hipótesis propuesta por Sérsic et al. (1972) o Rogstad et al. (1974) del origen de la barra en el pasaje cercano con NGC 5253.

10. CONCLUSIONES Y DISCUSIÓN Resultados generales

Figura 10.2:Izquierda: disco de HI (Park et al., 2001). El panel superior izquierdo presenta la imagen DSS. El panel superior derecho es la imagen DSS con las isofotas de HI superpuestas. El panel de abajo es el mapa de HI. Izquierda: imagen de 10000de lado del DSS-R con contraste aumentado, donde es evidente el brazo reportado por Malin & Hadley (1997).

10. CONCLUSIONES Y DISCUSIÓN Resultados generales

teriores, sería consistente con la perturbación gravitatoria del disco denso de gas nuclear producida por el ingreso de la satélite. Las determinaciones del tiempo de cruce para los 200 pc interiores, determinado por Díaz et al. (2006), con valores del orden de 5 millones de años, encajarían en el escenario de la órbita de la galaxia acretada como responsable del arco de formación estelar. Otro detalle que sería ex- plicado con esta hipótesis es la propagación radial de la formación estelar en el arco, como veremos más adelante.

El escenario de la captura

A continuación describiremos el escenario propuesto para el arribo de la galaxia satélite a la región central de M83.

Las Figuras 10.3 a 10.8, muestran un modelo realizado con dos esferas de masas similaresM1yM2, una de ellas llegando a la región central (M1, rojo) en la dirección

que indica el vector velocidad. La otra (M2, blanco) se encuentra centrada (centro del

bulbo de la galaxia) coincidente con el centro de un disco (disco nuclear) de masa M3(=5M1). Este disco se encuentra rotando en sentido horario, como indica la flecha

debajo. Una cruz marca el centro del bulbo en toda la secuencia. En T2 (Figura 10.4), a medida que la galaxia intrusa se acerca al núcleo, la esfera central comienza a sentir los efectos gravitatorios de ésta, abandonando el pozo de potencial del bulbo. T3 y T4 muestran cómo M2se va alejando del centro del bulbo indicado con la cruz.

En T5, si el disco es suficientemente masivo, la rotación en sentido horario hace que M2 se vea arrastrado por éste, acompañando su rotación. M1, por otro lado,

sigue su órbita en torno al centro cambiando de dirección y apuntando al norte. La configuración final se asemeja a la configuración de ON, HN y KC. Por otro lado, los incipientes brazos que emergen de M2 son similares a la imagen simetrizada a partir de las imágenes Hαdel HST que vemos en la Figura 10.9. Este es el escenario que trataremos de reproducir en futuras simulaciones numéricas incluyendo gas y estrellas.