Ministerio de Economía y Competitividad Gobierno de Canarias Universidad de La Laguna CSIC Centro de Excelencia Severo Ochoa

Proyectos de investigación astrofísica

El Universo Local

· Ver más proyectos de esta sección

Evolución de Galaxias en Cúmulos (P/300424)

J MÉNDEZ ABREU
Ver imagen ampliada

R. Barrena Delgado, C. Muñoz Tuñón, C. Zurita Espinosa, C. Dalla Vecchia, W. Boschin, A. Lumbreras Calle 

E.M. Corsini, L. Morelli (Univ. Padova, Italia); J.M. Vílchez, J. Iglesias (IAA, Granada); C. del Burgo, E. Jiménez Bailon, S. Sanchez (UNAM, México); N. Napolitano (Obs. Capodimonte, Italia); M. Girardi, S. Borgani (Univ. Trieste, Italia); A. Biviano, S. Zarattini (Obs. Astronómico de Trieste, Italia); V. Debattista (Univ. Central Lancashire, RU); E. D'Onghia (Univ. Wisconsin-Madison, EEUU); M. Moles (Centro de Estudios de Física de Aragón); M. de Santos Lleo (ESA, España); M. Arnaboldi (ESO, Alemania); O. Gerhard (MPIA, Alemania); R. Sánchez Janssen (ATC, RU); M. Huertas-Company (Obs. Paris, Francia); A. Diaferio (Univ. Turin, Italia), J. Méndez Abreu, V. Wild (Univ. St Andrews, RU); A. Aragon-Salamanca (Univ. Nottingham, RU), R. Peletier, S. Trager (Kapteyn Institute, Países Bajos); G. Dalton (Oxford University, RU)

Introducción

Las estructuras en el Universo, a todas las escalas de masa, se han formado de una forma jerárquica y principalmente producidas por fusiones de galaxias. Sin embargo, esta formación jerárquica de las galaxias puede ser modulada por el entorno en el cual se crean y evolucionan. Mientras que las galaxias de campo presentan una evolución pasiva, los cúmulos de galaxias son entornos de muy alta densidad donde las galaxias interaccionan unas con otras y con el gas intracumular caliente (ICM). Además, la dinámica de los cúmulos está dominada por la alta densidad y cantidad de materia oscura presente en los mismos y que provoca elevados potenciales gravitatorios. Por todo ello, los cúmulos de galaxias son sistemas complejos con múltiples componentes (galaxias, ICM, materia oscura) que evolucionan de manera acoplada. La mezcla de todas estas componentes, así como sus interacciones, hacen de los cúmulos de galaxias laboratorios ideales donde estudiar una gran variedad de fenómenos que provocan que la evolución de galaxias en estos entornos de alta densidad sea muy diferente a la de las galaxias de campo.
Es bien conocido desde las primeras observaciones de cúmulos, que las propiedades de las galaxias que se encuentran en entornos de alta densidad son diferentes de las que se encuentran aisladas. Probablemente la relación morfología-densidad (Hubble & Humason 1931, ApJ, 74, 43; Dressler 1980, ApJ, 236, 351) sea la principal evidencia observacional que apunta a una diferente evolución de las galaxias en cúmulos. Esta relación establece que la densidad local de galaxias y el tipo morfológico no son cantidades independientes, así la población de galaxias presente en cúmulos está dominada por galaxias de tipo temprano, principalmente elípticas y lenticulares. Otras dos propiedades observacionales que diferencian el contenido estelar de cúmulos y campo viene dado por la presencia de las galaxias centrales luminosas (BCG; Rines et al. 2007, ApJ, 665, L9) y la existencia de la luz difusa intracumular (ver Aguerri et al. 2005, AJ, 129, 2585). Las BCGs están íntimamente ligadas con las propiedades del cúmulo que las alberga (Lin & Mohr 2004, ApJ, 617, 879), se localizan en el fondo del pozo de potencial cumular y además tienen luminosidades que correlacionan con la luminosidad y masa total del cúmulo. Evidencias observacionales y teóricas sugieren que estas BCGs se forman a través de fusiones de galaxias más pequeñas. Durante este proceso, gran cantidad de estrellas pueden ser desligadas dando lugar a la luz difusa intracumular (De Lucia & Blaizot 2007, MNRAS, 375, 2; Murante et al. 2007, MNRAS, 377,2). Esta componente puede dar cuenta de entre un 5% y un 25% de la luminosidad total de un cúmulo y sus propiedades están ligadas a las de las BCGs (ver Castro-Rodríguez et al. 2009, A&A, 507, 621). Por otro lado, la cantidad de hidrógeno neutro (HI) presente en las galaxias con disco también representa una indicación de la diferente evolución de galaxias en entornos de alta densidad. De hecho, las galaxias presentes en entornos cumulares presentan una deficiencia de HI en sus discos con respecto a las galaxias de campo, siendo esta deficiencia mayor cuando nos acercamos al centro del cúmulo (Solanes et al. 2001, ApJ, 548, 97).

Estas diferencias observacionales entre las galaxias de campo y en cúmulos se conocen desde las primeras observaciones que se hicieron en cúmulos hacia la mitad del siglo XX. Esto sugirió desde un principio que dichas diferencias entre galaxias de campo y cúmulos eran debidas a diferentes procesos de formación. Sin embargo, desde la aceptación general de las teorías jerárquicas como los modelos preferidos que explican la formación de estructuras, en los cuales las galaxias brillantes se forman por fusiones e interacciones, se ha puesto toda la atención en los mecanismos que pueden transformar galaxias de tipo tardío (dominantes en campo) en tipo temprano (dominantes en cúmulos). Estos mecanismos evolutivos se pueden separar en dos categorías: las interacciones gravitatorias entre galaxias y el potencial cumular, y las interacciones hidrodinámicas entre el medio interestelar de las galaxias y el ICM. Los principales mecanismos propuestos hasta ahora son: fricción dinámica (Chandrasekhar 1943, ApJ, 97, 255; Binney & Tremaine 1987, Galactic Dynamics), esta afecta a objetos moviéndose en el seno de una distribución de partículas, por tanto es efectiva en entornos de alta densidad para galaxias masivas que no orbiten a gran velocidad; fusiones e interacciones de marea entre pares de galaxias (Binney & Tremaine 1987), estas afectan tanto al gas, como a las estrellas y la materia oscura dependiendo de las ligaduras entre las distintas componentes; interacciones de marea entre galaxias y el potencial del cúmulo, estas pueden perturbar las galaxias induciendo cambios morfológicos como la formación de barras o el engrosamiento de los discos, sus efectos son mayores cuanto más masivo sea el cúmulo y cuanto más cercana al centro de este se encuentre la galaxia; harassment (Moore et al. 1996, Nature, 379, 613; Moore et al. 1998, ApJ, 495, 139; Moore et al. 1999, MNRAS, 304, 465), este se basa en el efecto combinado de multitud de encuentros cercanos de alta velocidad entre galaxias y la interacción con el potencial global del cúmulo, sus efectos dependen de la frecuencia colisional, la intensidad de las interacciones individuales, del potencial del cúmulo y de la distribución de materia de las galaxias; ram-pressure stripping (Gun & Gott 1972, ApJ, 176, 1; Quilis et al. 2000, Science, 288, 1617), esta presión de arrastre se basa en que el medio interestelar de las galaxias presentes en un cúmulo pueda ser arrancado por el ICM cuando estas pasan a altas velocidades a través de él, de esta manera se intenta explicar la transformación de galaxias espirales en lenticulares; estrangulamiento (Larson et al. 1980, ApJ, 237, 692), este proceso se basa en que la interacción hidrodinámica de la galaxia con el ICM combinada con las fuerzas de marea del cúmulo son capaces de eliminar las reservas de gas existentes en los halos de galaxias espirales, de esta manera, se frena la retroalimentación de gas en los discos frenando la formación estelar y convirtiendo las galaxias espirales en lenticulares.

Todos estos mecanismos provocan transformaciones morfológicas en las galaxias. El objetivo de este proyecto es estudiar la formación y evolución de las galaxias en estos entornos densos. Pretendemos entender en que entorno domina cada uno de estos mecanismos y cual/es de estos mecanismos de transformación de galaxias es el que domina la evolución de los diferentes tipos de galaxias (tanto brillantes como enanas) en los cúmulos. Cuantificar observacionalmente la eficiencia de estos mecanismos no es un tarea sencilla ya que muchos de ellos actúan a la vez, lo hacen según escalas de tiempo muy diferentes, y en regiones del cúmulo también diversas. Sin embargo, como se comentó anteriormente, hay una serie de evidencias observacionales que pueden ser directamente contrastadas: i) distribución morfológica de las galaxias de los cúmulos; ii) función de luminosidad; iii) luz difusa (cantidad y distribución); iv) presencia de subestructura; v) propiedades de las galaxias enanas y brillantes; vi) propiedades del medio gas caliente intracumular. Todos estos observables nos pueden dar información sobre la relación entre entorno y evolución galáctica. Estas son las cantidades que queremos medir en este proyecto para muestras amplias de cúmulos de galaxias.

Hitos

El crecimiento de la secuencia roja en los cúmulos de Hércules

En este trabajo presentamos el estudio del diagrama color-magnitud del grupo Abell 2151 (A2151), prestando una atención particular a las galaxias de baja masa. La espectroscopía profunda con AF2/WYFFOS@WHT y el método de las causticas nos ha permitido obtener 360 galaxias que son miembros del cúmulo dentro 1.3 R200 y magnitud absoluta Mr ≲ M*r+6. Este grupo cercano muestra una secuencia roja bien definida hasta M= -18.5; en las magnitudes más débiles sólo el 36% de las galaxias se encuentran en la extrapolación de la secuencia roja. Se compararon las secuencias rojas de A2151 y Abell 85, que es otro cúmulo cercano con datos espectroscópicos similares, pero con diferente masa y estado dinámico. Ambos cúmulos muestran secuencias rojas similares en el extremo brillante (Mr ≤ -19.5), mientras que son bastante diferentes en el extremo de baja masa. Este resultado sugiere que el enrojecimiento de las galaxias brillantes es independiente del medio ambiente, a diferencia de la población de galaxias enanas (Mr ≥ -18.0).

 http://venus/informes/informe2009/app/webroot/files/300424/Hercules.jpeg

 

Figura 1: Panel inferior: diagrama de magnitud de color de las galaxias en la dirección de A2151. Los puntos gris oscuro son las galaxias excluidas de la muestra con el corte de color. Los puntos grises claros son las galaxias candidatas y los puntos negros son las velocidades obtenidas. Los símbolos rojos y azules muestran los miembros de secuencia roja y azul, respectivamente. La línea continua representa la secuencia roja del cúmulo. Panel superior: completitud espectroscópica (C, diamantes verdes), rojo (Cred, puntos rojos) y azul (Cblue, cuadrados azules), y fracción de miembros de  cúmulo (fm, triángulos negros) en función de la magnitud de la banda r. Hay que tener en cuenta que la secuencia roja no está bien definida para magnitudes más bajas que -18.5

 

Formación de galaxias enanas por interacciones en cúmulos de galaxias

En este trabajo, la distribución del brillo superficial de ~ 30-40% de las galaxias enanas de tipo temprano con - 18 ≤ MB ≤ -15 en los cúmulos de Virgo y Coma se ha ajustado con modelos que incluyen dos componentes estructurales (Sérsic + exponencial). ¿Son estas galaxias de baja luminosidad copias de galaxias brillantes con disco? ¿O son los restos de galaxias brillantes fuertemente transformadas por los efectos ambientales del cúmulo?. Se analizó la posición de galaxias brillantes con disco y enanas de tipo temprano en el plano rb, e / h-n. La ubicación en este plano de las galaxias enanas descritas con dos componentes se comparó con simulaciones numéricas donde los discos de estas galaxias ha sido truncado por efectos de marea. Las galaxias brillantes no barradas muestran una fuerte correlación en el plano rb, e / h-n. Las galaxias con valores del índice de Sérsic más grandes muestran una relación rb, e / h más alta. Por el contrario, las galaxias enanas de tipo temprano descritas con dos componentes no siguen la misma correlación. Una fracción (~ 55%) de ellas está situada fuera del lugar definido en este plano por el 95% de las galaxias brillantes con disco. Esta distribución indica que no son simplemente una réplica a baja masa de las galaxias brillantes con disco. La diferente ubicación, en el plano rb, e / h-n, de las enanas descritas con dos componentes y de las galaxias brillantes puede explicarse cualitativamente si las primeras son remanentes de galaxias con disco fuertemente transformadas por procesos de marea. Esto implica que los progenitores de ~ 20-25% de las galaxias enanas de tipo temprano con - 18 ≤ MB ≤ -15 en los cúmulos de Virgo y Coma podrían ser galaxias brillantes con disco transformadas por los efectos del medio ambiente. Estas galaxias transformadas por efectos de marea se pueden seleccionar de acuerdo con su ubicación en el plano rb, e / h-n. 

 http://venus/informes/informe2009/app/webroot/files/300424/dwarf_galaxies.jpg

Figura 2: Distribución de las galaxias brillantes con disco (región gris) y dS0 (puntos rojos y cuadrados verdes) en el plano rb, e / h-n. La región gris representa el locus del 95% de las galaxias brillantes con disco en este plano. La línea continua muestra la mediana de la distribución de las galaxias brillantes con disco. La esquina superior derecha de la relación rb, e / h-n para las galaxias brillantes con disco se compone principalmente por sistemas dominados por un bulbo. En cambio, los sistemas dominados por discos se localizan principalmente en la esquina inferior izquierda de la relación. Las estrellas negras representan rotadores rápidos según la clasificación dada por Toloba et al. (2014).

Utilizamos cookies propias y de terceros para recoger información estadística y mejorar nuestra web y servicios. Si continúa navegando, acepta su instalación y uso.
Puede cambiar la configuración de su navegador para no aceptar su instalación u obtener más información en nuestra política de cookies.

Aceptar