RESUMEN La presencia de alas anchas en la línea H se utiliza comúnmente como un diagnóstico de la presencia y propiedades de los vientos galácticos de galaxias que forman estrellas. Sin embargo, la precisión de este enfoque no ha sido objeto de pruebas extensas. En este trabajo, utilizamos simulaciones de alta resolución del lanzamiento de vientos galácticos para calibrar el grado en que las alas anchas de H pueden ser utilizadas para inferir las propiedades de los flujos galácticos. Para este propósito, analizamos una serie de simulaciones de viento de alta resolución de la suite QED que abarcan dos órdenes de magnitud en la densidad superficial de formación estelar (SFR). Mostramos que el componente amplio de la emisión de H correlaciona bien con el flujo de masa del viento a alturas de 1 kpc por encima del plano galáctico, pero que la correlación es pobre a mayores distancias del plano, y que incluso a 1 kpc la relación entre el flujo de masa y el brillo superficial de H amplio es significativamente sub-lineal. La escala sub-lineal sugiere que la densidad de columna de electrones en el viento aumenta sistemáticamente con la intensidad del flujo, y que la suposición convencional de densidad constante de electrones en el viento conduce a una sobreestimación sistemática de cuán pronunciadamente dependen los factores de carga de masa del SFR. Proporcionamos relaciones empíricas de escala que los observadores pueden aplicar para corregir este efecto al convertir las mediciones de H en tasas de flujo de masa. Finalmente, utilizamos observaciones sintéticas del diagnostico de densidad S\, { II}\, 6716, 6731 para mostrar que usar este diagnóstico solo mejora ligeramente las estimaciones de tasas de flujo de viento en comparación con la suposición ingenua de densidad constante de electrones, y tiene un desempeño significativamente peor que la correlación empírica que proporcionamos.
Huang et al. (Mon,) estudiaron esta cuestión.