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Luz intracumular al Límite: A2744.

Autor/es: M. Montes (IAC/ULL) y I. Trujillo (IAC/ULL)

Referencia: 2014ApJ, 794, 137M | Enlace

Pie de figura: Los paneles de la izquierda muestran los diagramas de color i-J vs. g-r para tres parámetros diferentes:  el brillo superficial en J (μJ, azul), el logaritmo de la densidad de masa estelar (log (ρ), rosa) y la distancia radial a las galaxias más masivas del cúmulo (R, verde) usados para caracterizar las diferentes regiones espaciales donde la luz del cúmulo se distribuye. Las predicciones de los modelos de  Bruzual & Charlot (2003) usando una IMF de Salpeter para una población estelar simple están superpuestos. Los paneles de la derecha muestran la imagen del cúmulo en la banda F160W y superpuestas están las diferentes regiones espaciales en las que se mide el color. Estas regiones espaciales están codificadas desde las partes más internas del cúmulo (colores más oscuros) hasta las partes más externas (colores más claros).
Pie de figura: Los paneles de la izquierda muestran los diagramas de color i-J vs. g-r para tres parámetros diferentes:  el brillo superficial en J (μJ, azul), el logaritmo de la densidad de masa estelar (log (ρ), rosa) y la distancia radial a las galaxias más masivas del cúmulo (R, verde) usados para caracterizar las diferentes regiones espaciales donde la luz del cúmulo se distribuye. Las predicciones de los modelos de  Bruzual & Charlot (2003) usando una IMF de Salpeter para una población estelar simple están superpuestos. Los paneles de la derecha muestran la imagen del cúmulo en la banda F160W y superpuestas están las diferentes regiones espaciales en las que se mide el color. Estas regiones espaciales están codificadas desde las partes más internas del cúmulo (colores más oscuros) hasta las partes más externas (colores más claros).

Las imágenes ultra profundas y multibanda del survey Hubble Space Telescope Frontier Fields han sido usadas para derivar las propiedades de las poblaciones estelares de la luz intracumular (ICL) del cúmulo Abell 2744. Los colores de la ICL de este cúmulo masivo a desplazamiento al rojo intermedio (z=0.0364) son más azules  (g – r = 0.68 ± 0.04; i – J = 0.56 ± 0.01) que los que se han medido para las poblaciones estelares de sus galaxias principales (g – r = 0.83 ± 0.01; i – J = 0.75 ± 0.01). Basándonos en estos colores, hemos derivado la metalicidad media, Z = 0.018 ± 0.007, para la ICL. La edad de la ICL es 6 ± 3 Gyr más joven que la edad media de las galaxias más masivas del cúmulo. La fracción de masa estelar que comprende esta componente difusa es de un 6% de la masa estelar total del cúmulo. Nuestros resultados son consistentes con un escenario donde la mayor parte de la ICL de A2744 se formó hace relativamente poco (z<1). La propiedades de las poblaciones estelares de la ICL sugieren que esta componente difusa es el resultado, principalmente, de la destrucción de galaxias cayendo en el cúmulo con masa (M*~ 3 × 10^10 Msolar) y metalicidad parecida a la de nuestra galaxia. La cantidad de masa en la ICL de la parte central del cúmulo (<400 kpc) es equivalente a la destrucción de entre 4 y 6 galaxias tipo Vía Láctea.

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