De Halos a Galaxias. III. El Ciclo de Gas de las Poblaciones de Galaxias Locales

Resumen En Dou et al., introdujimos la relación de formación fundamental (FFR), una relación estrecha entre la tasa de formación estelar específica (sSFR), la eficiencia de formación estelar de H 2 (SFE H 2 ), y la relación de H 2 a masa estelar. Aquí, mostramos que el gas atómico H ɪ no sigue una FFR similar a la de H 2. La relación entre SFE Hɪ y sSFR muestra una dispersión significativa y una fuerte dependencia sistemática de todas las propiedades clave de las galaxias que hemos explorado. La dramática diferencia entre H ɪ y H 2 indica que diferentes procesos (por ejemplo, el enfriamiento por diferentes mecanismos) pueden tener efectos muy diferentes en H ɪ en diferentes galaxias y, por lo tanto, producir diferentes relaciones SFE Hɪ –sSFR, mientras que la relación SFE H 2 –sSFR permanece inalterada. El hecho de que la relación SFE H 2 –sSFR sea independiente de otras propiedades clave de las galaxias y que sSFR esté directamente relacionado con el tiempo cósmico y actúe como el reloj cósmico, hace que sea natural y muy simple estudiar cómo diferentes poblaciones de galaxias (con diferentes propiedades y que están pasando por diferentes procesos) evolucionan en la misma relación SFE H 2 –sSFR ∼ t. En el modelo de regulador de gas (GRM), la evolución de una galaxia en la relación SFE H 2 –sSFR( t ) está determinada de manera única por un único parámetro de carga de masa λ net , H 2 . Esta simplicidad nos permite derivar con precisión las tasas de suministro y eliminación de H 2 de las poblaciones de galaxias locales con diferentes masas estelares, desde galaxias en formación estelar hasta las galaxias en proceso de ser detenidas. Esta combinación de FFR y GRM, junto con el requisito de metalicidad estelar, proporciona una nueva herramienta poderosa para estudiar la formación y evolución de galaxias.