Star formation and chemical properties in nearby metal-poor low-mass galaxies : the cases of SDSS J0205-0814 and ESO 400-43

Abstract

In the ΛCDM cosmological paradigm, low-mass dark matter halos form first, growing hierarchically through successive mergers. Thus, we expect the Early Universe to be populated mostly by very metal-poor low-mass galaxies, likely the major contributors to cosmic reionization. The fraction of galaxies with clumpy rest-frame UV and Hα morphologies peaks around z ≈ 2, roughly following the Star Formation Rate Density evolution. The triggers of clumpy star formation and why clumps become less common at low z remain subjects of debate. Cold gas accretion can drive instabilities in marginally stable disks, forming clumps “in situ”. Major/minor mergers can lead to “ex situ” clump formation by generating local gravitational instabilities or by accreted galaxies themselves becoming clumps. In terms of chemical evolution, several z ≳ 2 galaxies show inverted metallicity gradients, favoring accretion of metal-poor gas. Flat metallicity gradients can result from mergers or other efficient galactic-scale mechanisms of gas mixing/redistribution. The properties of local star-forming dwarf galaxies (low M⋆, high fgas, low Zgas) make them excellent laboratories to study chemical evolution and star-formation processes at high spatial resolutions. This work presents a spatially resolved analysis of the ionized gas physical and chemical properties of two local star-forming metal-poor ∼109 M⊙ galaxies. Using VLT/MUSE Integral Field Spectroscopy, we characterize the irregular galaxy SDSS J0205-0814 at z = 0.04025. Combining VLT/MUSE – AO data with Hubble Space Telescope (HST) multiband photometry, we examine star cluster feedback into the Interstellar Medium (ISM) of ESO 400-43 (z = 0.01965) through the properties of the ionized gas and cluster population. For SDSS J0205-0814, we find M⋆ ≈ 3×109 M⊙ and a total “instantaneous” Star Formation Rate (SFR) of ≈ 0.7M⊙ yr−1 . Kinematic models show an alignment between the gas (dwarf) and stellar velocity field of its companion (Mrk 1172), suggesting interaction. The kpc-sized clumps reside in the rotating component of SDSS J0205-0814, supporting the hypothesis of clumpy formation via violent disk instability. The ISM shows a sub-solar, flat metallicity gradient, in contrast to the inverted gradients and the anti-correlation between Zgas and SFR that would be expected if clumps were formed through accretion of metal-poor gas. However, at the spatial scales analyzed, we stress that chemical inhomogeneities might be diluted. In ESO 400-43 , ∼5% of the star cluster population is found to be young (t ⩽ 5 Myr) and massive (M⋆ ⩾ 105 M⊙), potentially hosting Wolf-Rayet (WR) stars. These clusters spatially correlate with regions of increased He ii λ4686 flux, where both broad and narrow He ii λ4686 components are detected. Emission line diagnostic diagrams show galaxy regions overlapping with fast radiative shock grids, with a N-enriched branch emerging around the He ii emission peak. A negative slope in the N/O vs. O/H relation and an anti-correlation between Zgas and SFR suggest localized N enrichment possibly originating from WR ejecta and starburst triggered by metal-poor gas infall, respectively. A similar ISM chemical enrichment process has been proposed for a few high-z galaxies recently observed with the James Webb Space Telescope, for which enhanced N/O values are reported. With an estimated ∼1 dex metallicity spread and erratic gas morphology/velocity patterns, we also debate a past merger event as the trigger of starburst in ESO 400-43.

Considerando o modelo cosmológico ΛCDM, halos de matéria escura de baixa massa formamse primeiro, crescendo hierarquicamente através de sucessivas fusões. Assim, espera-se que o Universo Primordial tenha sido populado por galáxias anãs de baixa metalicidade, principais candidatas a terem reionizado o Universo. A fração de galáxias com morfologias clumpy no UV e Hα atinge seu pico em torno de z ≈ 2, com evolução cósmica semelhante à densidade de formação estelar. Os gatilhos de formação estelar clumpy e sua menor ocorrência no Universo local permanecem em debate. A acreção de gás frio pode gerar instabilidades em discos marginalmente estáveis, formando clumps “in situ”. Fusões entre galáxias podem levar à formação de clumps “ex situ”, seja gerando instabilidades locais ou os sistemas incorporados tornando-se os próprios clumps. Em termos de evolução química, diversas galáxias a z ≳ 2 exibem gradientes de metalicidade invertidos, sugerindo a acreção de gás pouco metálico. Gradientes planos podem originar-se de fusões ou de outros processos em grande escala eficientes na mistura e redistribuição do gás. As propriedades de galáxias anãs próximas com formação estelar (baixas M⋆, altas fgas, baixas Zgas) as tornam excelentes laboratórios para estudar a evolução química e os processos de formação estelar em alta resolução espacial. Esse trabalho apresenta análises espacialmente resolvidas das propriedades físicas e químicas do gás ionizado em duas galáxias anãs (∼109 M⊙) próximas com meio interestelar (ISM) pouco metálico. Usando espectroscopia de campo integrado do VLT/MUSE, caracterizamos a anã irregular SDSS J0205-0814 (z = 0.04025). Combinando dados do VLT/MUSE–AO com fotometria multibanda do HST, estudamos aglomerados estelares e seu feedback no ISM da galáxia azul compacta ESO 400-43 (z = 0.01965) através d Combinando dados do VLT/MUSE–AO com fotometria multibanda do HST, estudamos aglomerados estelares e seu feedback no ISM da galáxia azul compacta ESO 400-43 (z = 0.01965) através das propriedades do gás ionizado e da população de aglomerados. Para SDSS J0205-0814, encontramos M⋆ ≈ 3×109 M⊙ e uma taxa de formação estelar (SFR) total de ≈ 0.7M⊙ yr−1 . Modelos cinemáticos sugerem interação ao prever o alinhamento entre o gás na galáxia anã e o campo de velocidades estelares em Mrk 1172. Os clumps residem na componente em rotação, apoiando a hipótese de formação “in situ”. O ISM é sub-solar e apresenta gradientes planos, em contraste com os gradientes invertidos e a anticorrelação entre Zgas e SFR esperada em caso de acreção de gás de baixa metalicidade. No entanto, reforçamos que, dadas as escalas espaciais envolvidas, inomogeneidades na metalicidade podem ser diluídas, mimetizando gradientes planos. Em ESO 400-43 , ~5% dos aglomerados estelares são jovens (t ⩽ 5 Myr) e massivos (M⋆ ⩾ 105 M⊙), potencialmente abrigando estrelas Wolf-Rayet (WR). Os aglomerados correlacionam-se espacialmente com os picos de He ii λ4686, onde componentes largas e estreitas são observadas. Diagramas de diagnóstico indicam regiões da galáxia candidatas a ionização por choques radiativos, com um ramo enriquecido em N próximo ao pico de emissão em He ii. Observamos inclinação negativa na relação N/O vs. O/H e anticorrelação entre Zgas e SFR, sugerindo enriquecimento localizado de N pela ejeção de material sintetizado em estrelas WR e surto de formação estelar causado pela injeção de gás pouco metálico, respectivamente. O enriquecimento de N no ISM devido a estrelas WR tem sido proposto para explicar os níveis elevados de N/O recentemente estimados em algumas galáxias distantes observadas com o JWST. Com um espalhamento de ~1 dex nos valores de Zgas e padrões erráticos na morfologia e velocidade do gás, discutimos a possibilidade de um evento de fusão no passado como mecanismo de gatilho para o surto de formação estelar observado em ESO 400-43 .