[en] Abstract Cosmological gas accretion is expected to play a fundamental role to fuel the star formation in galaxies from a theoretical point of view. However, observational evidence of this process remains immensely elusive and its signatures are rather indirect. Metalpoor gas accretion has been proposed to account for the observed local Zg − SFR anticorrelation seen in nearby spiral galaxies, as this accreted gas could trigger star formation locally and decrease the mean metallicity of the gas. Using the state-of-the-art cosmological hydrodynamical simulation eagle, we analyze the source of the gas that sustains recent star formation in central galaxies at different epochs and find that although preexisting gas in the galaxies is a major contribution to the star formation at lower and higher redshifts, accreted gas contributes more at high redshift. Moreover, in some lowmass objects at z = 0, new stars formed from gas coming from mergers with galaxies that primarily contain gas and dark matter, correspond to a significant fraction of the galaxy mass. Furthermore, we spatially resolve the Zg and the SFR density of the starforming gas in disc galaxies of the simulation at z = 0 and find that in low-mass systems and in the outskirts of more massive galaxies there are regions with high SFR and low metallicities. We find that eagle galaxies exhibit a similar trend with galaxy mass to the one obtained with the observed local Zg − ΣSFR relation for spirals from the MaNGA survey. We observe that low-mass galaxies show an anti-correlation between Zg and ΣSFR, in contrast to higher mass systems, which show a positive correlation.

[es] Resumen Este Trabajo de Fin de M´aster aborda el papel de la acreci´on de gas en relaci´on con la formaci´on estelar en galaxias de la simulaci´on hidrodin´amica cosmol´ogica eagle. En el panorama actual de la formaci´on y evoluci´on de galaxias se estima que la acreci´on de gas tiene una funci´on fundamental desde un punto de vista te´orico, aunque observacionalmente contin´ua siendo una cuesti´on bastante compleja. Por ello, la evidencia observacional de este fen´omeno es m´as bien indirecta. La relaci´on fundamental de metalicidad (FMR) es un ejemplo de evidencia observacional indirecta. Esta consiste en que para una masa estelar dada, galaxias con alta formaci´on estelar (SFR) tienen gas con baja metalicidad (Zg). Adem´as, esta anti-correlaci´on tambi´en ha sido vista localmente en galaxias espirales del Universo Local, donde hay regiones en los discos de las galaxias que presentan alta SFR y baja Zg. Una posible explicaci´on de esta anti-correlaci´on se basa en la acreci´on de gas poco met´alico, que podr´ıa ser capaz de alimentar la formaci´on estelar localmente al mismo tiempo que disminuir la metalicidad media del gas. Por otra parte, el desarrollo de simulaciones num´ericas en las ´ultimas d´ecadas junto con los avances observaciones en el campo de la formaci´on y evoluci´on de galaxias han facilitado que las simulaciones cosmol´ogicas de vanguardia se hayan convertido en un herramienta fundamental para el estudio te´orico de galaxias. En concreto, las simulaciones hidrodin´amicas del proyecto eagle proporcionan poblaciones de galaxias realistas en vol´umenes cosmol´ogicos grandes al mismo tiempo que reproducen una gran cantidad de observables. En este trabajo se investiga el gas que mantiene la formaci´on estelar en galaxias de eagle. De esta forma, en la primera parte de este trabajo se estudia la procedencia del gas que alimenta la formaci´on estelar reciente en galaxias centrales de eagle. Para ello, se identifican las part´ıculas de gas que est´an formando estrellas en galaxias a un determinado desplazamiento al rojo, z. Despu´es, se localizan estas part´ıculas en un instante anterior, a zprev, correspondiente a un snapshot anterior de la simulaci´on. Se lleva a cabo este an´alisis en dos ´epocas diferentes, z = 0 y z = 2.01, ya que, teniendo en cuenta la historia c´osmica de formaci´on estelar, la formaci´on estelar es considerablemente m´as activa alrededor de un desplazamiento al rojo de 2 y luego decae a tiempos menores. De esta forma, para ambos casos se seleccionan las estrellas nuevas formadas entre zprev y z, que corresponden intervalos algo mayores a 1 Gyr. Una vez se ha identificado el gas que ha formado estas estrellas en un tiempo anterior, se hace una clasificaci´on seg´un la localizaci´on de este gas en zprev, distinguiendo cinco categor´ıas diferentes: 1. el gas que estaba gravitacionalmente ligado a la galaxia a zprev; 2. el gas que no est´a ligado a ninguna galaxia a zprev; 3. el gas ligado a otra galaxia a zprev que produjo un minor merger ; 4. el gas ligado a otra galaxia a zprev que produjo un major merger ; 5. el gas ligado a una galaxia 'oscura' a zprev que produjo un merger. Se define como galaxia 'oscura' a galaxias que principalmente contienen gas y materia oscura, siendo su masa estelar menor que un 5% de su masa bari´onica. Los resultados obtenidos en este an´alisis indican que hay una diferencia entre los procesos que mantienen la formaci´on estelar en las galaxias a diferentes ´epocas. Se observa aunque el gas que ya estaba en la galaxia a zprev domina la formaci´on estelar en ambas ´epocas, a m´as alto z el gas que proviene de fuera de las galaxias tiene una mayor contribuci´on en la formaci´on estelar. Adem´as, el n´umero de galaxias que tienen estas contribuciones de gas acretado recientemente tambi´en aumenta considerablemente a mayor z. Aun as´ı, a bajo z hay galaxias de baja masa que sufren major mergers o reciben gas poco met´alico de galaxias 'oscuras', para las cuales la contribuci´on en masa nueva de estrellas debido a gas acretado proveniente de estas fuentes es considerablemente alta en comparaci´on con las galaxias de m´as alta masa. Adem´as, las variaci´on de las contribuciones de gas acretado con la masa de la galaxia es m´as uniforme a alto z. En la segunda parte del trabajo se emplean galaxias centrales de disco a z = 0, para estudiar si la relaci´on local entre Zg y ΣSFR (densidad superficial de tasa de formaci´on estelar) presente en galaxias espirales cercanas tambi´en est´a presente en la simulaci´on. Estas galaxias se seleccionan en la simulaci´on aplicando criterios ya expuestos en trabajos anteriores, que mediante la restricci´on de las propiedades cinem´aticas y de las formas de las galaxias de eagle, pueden identificar sus morfolog´ıas. Una vez seleccionada la muestra, se crean mapas proyectados de Zg y de ΣSFR. A continuaci´on, estos mapas se utilizan para caracterizar la relaci´on local entre estas dos cantidades, y su dependencia con la masa estelar. As´ı, se separan las galaxias en intervalos equiespaciados de masa y para cada uno de ellos, se realiza una ajuste lineal al gr´afico de dispersi´on entre Zg y ΣSFR de todas las galaxias que pertenecen a dicho intervalo. Se comparan las pendientes obtenidas de estos ajustes lineales para cada rango de masa estelar con los resultados observacionales de la relaci´on local Zg − ΣSFR. En este segundo an´alisis se encuentra que en las galaxias de disco de eagle hay regiones de alta ΣSFR y baja Zg, que son m´as apreciables en galaxias de baja masa y en las partes exteriores de galaxias de alta masa. De esta forma, se observa que galaxias de baja masa tienen pendientes negativas, y por tanto una anti-correlaci´on entre estas cantidades, mientras que al aumentar la masa estelar la pendiente tambi´en se incrememnta hasta que para las masas m´as altas cambia el signo y se vuelve positiva, por lo que estas presentan una correlaci´on. Adem´as, se observa que esta tendencia con la masa estelar es similar en las galaxias de eagle y en observaciones recientes de la relaci´on local Zg−ΣSFR obtenida para galaxias espirales del Universo Local.