Este artículo académico investiga la presencia de AGNs de baja luminosidad (LLAGN) en galaxias enanas y formadoras de estrellas conocidas como "Green Peas". Analicemos las figuras y tablas: Tabla 1: Propiedades de las galaxias anfitrionas de los Green Peas Esta tabla presenta información básica sobre las galaxias anfitrionas de los Green Peas estudiados. Cada fila corresponde a una galaxia, con la siguiente información: Object: Nombre del objeto (identificador único). RA: Ascensión recta (coordenadas celestes). DEC: Declinación (coordenadas celestes). Redshift: Corrimiento al rojo (indica la distancia). SFR (M⊙ yr−1): Tasa de formación estelar (indica la cantidad de estrellas que se están formando). 12+log(O/H): Abundancia de oxígeno (indica la metalicidad, que es la cantidad de elementos más pesados que hidrógeno y helio). X-ray detection: Si se detectó emisión de rayos X (True/False). He II detection: Si se detectó emisión de la línea He II λ4686 (True/False). Tabla 2: Propiedades de las emisiones de rayos X de los Green Peas Esta tabla muestra los datos de rayos X de las galaxias. Cada fila corresponde a un objeto, con la siguiente información: Object: Nombre del objeto (identificador único). F2−7 keV: Flujo de rayos X en la banda de energía 2-7 keV (indica la intensidad de la emisión de rayos X). F0.5−7 keV: Flujo de rayos X en la banda de energía 0.5-7 keV (indica la intensidad de la emisión de rayos X). log(L2−10 keV): Luminosidad de rayos X en la banda de energía 2-10 keV (indica la potencia total de la emisión de rayos X). logβ=log(L0.5−8 keV/SFR): Luminosidad de rayos X normalizada por la tasa de formación estelar (indica la relación entre la emisión de rayos X y la formación de estrellas). Tabla 3: Propiedades de las líneas de emisión de los Green Peas Esta tabla muestra las propiedades de las líneas de emisión óptica en las galaxias. Cada fila corresponde a un objeto, con la siguiente información: Object: Nombre del objeto (identificador único). σHα, broad: Dispersión de velocidad del componente ancho de la línea Hα (indica la velocidad de la emisión del gas). σHe IIλ4686: Dispersión de velocidad de la línea He II λ4686 (indica la velocidad de la emisión del gas). LHα, broad: Luminosidad del componente ancho de la línea Hα (indica la potencia total de la emisión del gas). LHe IIλ4686: Luminosidad de la línea He II λ4686 (indica la potencia total de la emisión del gas). S/N(He IIλ4686): Relación señal-ruido de la línea He II λ4686 (indica la calidad de la detección). Figura 1: Luminosidad de rayos X vs. tasa de formación estelar Esta figura muestra la luminosidad de rayos X en la banda de energía 2-10 keV en función de la tasa de formación estelar para todos los objetos. Las detecciones de rayos X se muestran con barras de error, mientras que las no detecciones se muestran como límites superiores. Las curvas representan la relación esperada entre la luminosidad de rayos X y la tasa de formación estelar para diferentes tipos de galaxias. Figura 2: Histograma de la dispersión de velocidad de He II λ4686 Esta figura muestra un histograma de la dispersión de velocidad de la línea He II λ4686 para todos los objetos donde se detectó la línea. Las líneas verticales representan los límites entre los objetos con gas "quiescente", "moderadamente turbulento" y "altamente turbulento". Figura 3: Diagrama BPT Esta figura es un diagrama BPT, que es una herramienta utilizada para clasificar galaxias en función de las razones de las líneas de emisión óptica. Se muestra la razón [O III]/Hβ en función de la razón [N II]/Hα. Figura 4: Plano de color WISE Esta figura muestra las posiciones de los objetos en el plano de color WISE (W1 - W2 vs. W2 - W3). Las regiones del diagrama están asociadas a diferentes tipos de objetos astrofísicos, como estrellas, AGNs y galaxias infrarrojas luminosas (LIRGs). Figura 5: Luminosidad de rayos X vs. tasa de formación estelar (choques radiativos rápidos) Esta figura es similar a la Figura 1, pero las curvas representan la relación esperada entre la luminosidad de rayos X y la tasa de formación estelar para choques radiativos rápidos producidos por vientos impulsados por supernovas. Figura 6: Luminosidad de He II λ4686 vs. luminosidad de rayos X Esta figura muestra la luminosidad de la línea He II λ4686 en función de la luminosidad de rayos X para todos los objetos donde se detectó la línea. La línea punteada representa la luminosidad de rayos X esperada de las estrellas Wolf-Rayet si toda la emisión de He II λ4686 fuera producida por ellas. Figura 7: Luminosidad de rayos X normalizada vs. metalicidad Esta figura muestra la luminosidad de rayos X normalizada por la tasa de formación estelar (β) en función de la metalicidad para todos los objetos. La línea amarilla representa la relación esperada entre la luminosidad de rayos X y la metalicidad para las galaxias con baja metalicidad. Figura 8: Dispersión de velocidad de Hα ancho vs. He II λ4686 Esta figura muestra la dispersión de velocidad del componente ancho de la línea Hα en función de la dispersión de velocidad de la línea He II λ4686 para todos los objetos donde se detectó la línea. La línea punteada representa la línea donde las dos dispersiones de velocidad son iguales. Figura 9: Espectros de He II λ4686 Esta figura muestra los espectros de la línea He II λ4686 para todos los objetos donde se detectó la línea. Se muestra el ajuste del modelo a los datos. Figura 10: Espectros de Hα + [N II] Esta figura muestra los espectros de las líneas Hα y [N II] para todos los objetos donde se detectó la línea. Se muestra el ajuste del modelo a los datos. Figura 11: Espectros de Hβ + [O III] Esta figura muestra los espectros de las líneas Hβ y [O III] para todos los objetos donde se detectó la línea. Se muestra el ajuste del modelo a los datos. Conclusión: Las figuras y tablas muestran que, aunque no todos los Green Peas estudiados presentan emisión de rayos X, los que sí la presentan tienen luminosidades de rayos X que son difíciles de explicar por las estrellas Wolf-Rayet o los choques radiativos rápidos. La correlación entre la luminosidad de rayos X y la metalicidad, así como la falta de correlación entre la dispersión de velocidad de las líneas Hα y He II λ4686, sugieren que la emisión de rayos X en estos objetos no es causada por los acreedores super-Eddington.