Identificando associações de emissão de H i e absorvedores UV perto do Fluxo Magalhãnico

Resumo Apresentamos uma nova técnica para identificar associações de emissão de H i no Fluxo Magalhãnico (MS) e absorvedores ultravioletas (UV) a partir de 92 linhas de visão de QSO próximas ao MS. Quantificamos o nível de associações dos elementos individuais de H i com o corpo principal de H i do Fluxo usando modelos baseados na distância de Wasserstein e derivamos distâncias espaciais e cinemáticas características da emissão de H i no MS. Com o modelo baseado em emissão, desenvolvemos ainda uma métrica de comparação, que identifica as associações dominantes de absorvedores UV individuais em relação ao MS e galáxias próximas. Para o gás ionizado associado ao MS sondado por C ii, C iv, Si ii, Si iii, Si iv, encontramos que as densidades columnares de íons são geralmente ∼0,5 dex mais altas do que aquelas que não estão associadas, e que o gás é mais ionizado em direção à cauda do MS, conforme indicado pela tendência espacial das razões C ii /C iv. Para galáxias próximas, identificamos novos absorvedores potenciais associados ao meio circungaláctico de M33 e NGC 300, e afirmamos as associações de absorvedores com IC 1613 e a galáxia Wolf–Lundmark–Mellote. Para M31, encontramos o gradiente previamente identificado em densidades columnares como uma função do parâmetro de impacto, e que absorvedores com densidades columnares mais altas além do raio virial de M31 são mais propensos a estar associados ao MS. Nossa análise de absorvedores associados às Nuvens Magalhãnicas revela a presença de gás ionizado difuso contínuo e misturado entre o Fluxo e as Nuvens. Nossa técnica pode ser aplicada a futuras aplicações de identificação de associações dentro de estruturas gasosas fisicamente complexas.