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, en el que encontramos 25 galaxias (o 37%) con retraso regular de la curva de rotación a grandes distancias del plano medio galáctico. Modelamos los campos de velocidad de emisión de Hα observados en las galaxias, teniendo en cuenta los efectos de proyección y un modelo simple para la extinción del polvo. Mostramos que el retraso vertical de la curva de rotación es necesario en el modelado y estimamos la amplitud del retraso en las galaxias.
- Se estudian el diagrama de color-magnitud, la secuencia principal de formación estelar y la relación Tully-Fisher de las galaxias CALIFA, para dar un pequeño ejemplo de las investigaciones posibles con este rico catálogo.
- Cuando es posible, comparamos nuestra fotometría con las mediciones existentes obtenidas fotométricamente o espectroscópicamente de la literatura.
- Para complementar nuestro análisis fotométrico, contrastamos el rendimiento relativo de nuestros enfoques de modelado 1D y 2D.
- Concluimos con una discusión de los puntos de interés para los estudios de espectroscopía de campo integral en curso y las direcciones para la futura expansión y explotación de este trabajo.
- La capacidad de cada medición para caracterizar las propiedades globales de las galaxias se evalúa cuantitativamente, en el contexto de la construcción de las relaciones de escala más estrechas.
No encontramos ninguna correlación entre el retraso y la tasa de formación de estrellas en las galaxias. Al mismo tiempo, informamos una correlación entre el retraso y la masa estelar galáctica, la dispersión de la velocidad estelar central y la relación axial de la distribución de la luz. Estas correlaciones sugieren una posible proporción más alta de gas que cae a gas local en las galaxias de disco de tipo temprano o una conexión entre rinoplastiaweb.net los retrasos y la posible presencia de halos gaseosos calientes, que pueden ser más frecuentes en galaxias más masivas. Estos resultados demuestran nuevamente que las observaciones de gas extraplanar pueden servir como una sonda potencial para la acumulación de gas. Encontramos que la mayoría de las galaxias muestran gradientes negativos tanto en metalicidad gaseosa como estelar con gradientes más pronunciados en metalicidad estelar.
Comentario del estudio de caso
Los gradientes de metalicidad estelar tienden a depender de la masa con gradientes más pronunciados en las galaxias más masivas, mientras que no se encuentra una dependencia clara de la masa para el gradiente de metalicidad del gas. Luego comparamos las observaciones con las predicciones de un modelo de evolución química de los perfiles radiales del gas y las metalicidades estelares. Confirmamos que los dos escenarios propuestos en nuestro trabajo anterior también son necesarios para explicar los gradientes de metalicidad. Basándonos en estos dos escenarios, reproducimos con éxito los perfiles radiales de metalicidad de gas, metalicidad estelar, oracionasanjudas-tadeo.com densidad de superficie de masa estelar y densidad de superficie de velocidad de formación de estrellas simultáneamente. El origen del gradiente negativo en la metalicidad estelar resulta ser impulsado por la salida de metal radialmente dependiente o por la pendiente del IMF. En contraste, la dependencia radial de la metalicidad del gas está menos restringida debido a la degeneración en los parámetros del modelo. brinda la oportunidad de realizar mediciones precisas resueltas espacialmente de la pendiente del FMI en las galaxias debido a su combinación única de resolución espacial, cobertura de longitud de onda y tamaño de muestra.
Los métodos de imagen han representado un gran avance en el diagnóstico de esta entidad, que solía basarse fundamentalmente en la historia clínica, la exploración física y los resultados de las pruebas de laboratorio, considerando que del 20 al 33% de los pacientes presentan síntomas atípicos. Los principales métodos de diagnóstico por imágenes para la evaluación de la apendicitis aguda son la ecografía y la tomografía computarizada. El presente estudio tiene como objetivo describir la fisiopatología de la enfermedad, comentar los principales aspectos técnicos de la tomografía computarizada, demostrar e ilustrar los hallazgos tomográficos y describir los principales diagnósticos diferenciales. Las galaxias pobres en gas y barradas muestran el gradiente más plano en metalicidad y edad con respecto a la masa estelar que otros tipos de galaxias, ya que su centro es más rico en metales y más joven. Existe una diferencia de edad, alrededor de 5-6 Gyrs, entre las galaxias barradas pobres en gas que forman estrellas centralmente y las galaxias ricas en gas y este valor es un candidato plausible de la longevidad de la retroalimentación de barras. Los resultados indican que la migración / mezcla de gas impulsada por la estructura de la barra juega un papel importante en la evolución de las galaxias en una escala de tiempo específica.
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Este patrón depende de la masa y las galaxias de menor masa de nuestra muestra presentan solo un gradiente poco profundo alrededor de una IMF de la Vía Láctea. Nuestros resultados implican que la relación local IMF-σ dentro de las galaxias es incluso más pronunciada que la relación global e insinúan que la metalicidad local es el factor dominante detrás de las variaciones del IMF. También empleamos diferentes modelos de población estelar en nuestro análisis y mostramos que un gradiente radial del FMI se encuentra independientemente del modelo de población estelar utilizado. Un análisis similar de la banda Wing-Ford proporciona resultados inconsistentes y más evidencia de la dificultad de medir y modelar esta característica en particular.
Derivamos gradientes radiales en edad, abundancia de elementos y pendiente IMF analizando características de absorción ópticas y del infrarrojo cercano desde espectros apilados hasta el radio de media luz de 366 galaxias de tipo temprano con masas de 9,9 a 10,8 log M / M⊠™. Encontramos gradientes planos en edad y relación [α / Fe], así como gradientes negativos en metalicidad, consistentes con la literatura. Además, obtenemos gradientes negativos significativos en la relación [Na / Fe] con centros de galaxias bien mejorados en abundancia de Na hasta en 0,5 dex. Finalmente, encontramos un gradiente en la pendiente del IMF con un IMF pesado en el fondo en el centro (factor de exceso de masa típico de 1,5) y un IMF tipo Vía Láctea en el radio de media luz.