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Proyectos de investigación astrofísica

El Universo Local

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Evolución de Galaxias en Cúmulos (P/300424)

JAIRO MÉNDEZ ABREU
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Jose Alfonso López Aguerri, Rafael Barrena Delgado, Casiana Muñoz Tuñón, Claudio Dalla Vecchia, Walter Boschin, Alejandro Lumbreras Calle, Lilian Domínguez Palmero 

E.M. Corsini, L. Morelli, L. Costantin (Univ. Padova, Italy); J.M. Vílchez, J. Iglesias (IAA, Spain); C. del Burgo, E. Jiménez Bailon, S. Sanchez (UNAM, México); N. Napolitano (Obs. Capodimonte, Italy); M. Girardi, S. Borgani (Univ. Trieste, Italy); A. Biviano (Obs. Astronómico de Trieste, Italy); V. Debattista (Univ. Central Lancashire, UK); E. D'Onghia (Univ. Wisconsin-Madison, USA); M. Moles (Centro de Estudios de Física de Aragón, Spain); M. de Santos Lleo (ESA, Spain); M. Arnaboldi (ESO, Germany); O. Gerhard (MPIA, Germany); R. Sánchez Janssen (ATC, United Kingdom); M. Huertas-Company (Obs. Paris, France); A. Diaferio (Univ. Turin, Italy), V. Wild, A. M. Weijmans (Univ. St Andrews); S. Zarattini (Osservatorio Astronomico di Trieste, Italy); A. Aragon-Salamanca (Univ. Nottingha, R. Peletier (Kapteyn Institute, Netherlands); S. Trager (Kapteyn Institute, Netherlands); G. Dalton (Oxford University)

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 está 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 mecanismos que provocan que la evolución de galaxias en estos entornos de alta densidad sea muy diferente a la de las galaxias de campo.

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 los mecanismos de transformación de galaxias propuestos por las simulaciones numéricas y como se produce 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 en escalas de tiempo muy diferentes, y en regiones del cúmulo también diversas. Sin embargo, hay una serie de evidencias observacionales que pueden ser directamente contrastadas: i) distribución morfológica y estructural de las galaxias de los cúmulos; ii) función de luminosidad de galaxias en cúmulos; iii) luz difusa (cantidad y distribución); iv) presencia de subestructuras galácticas dentro de los cúmulos; v) propiedades espectro-fotométricas de las galaxias enanas y brillantes; vi) propiedades del ICM. Todos estos observables nos proporcionan la información necesaria para entender 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 

La estructura orbital de Abell 85

Las galaxias en grupos se ven fuertemente afectadas por su entorno. Estas evolucionan de acuerdo con varios mecanismos físicos que están activos en cúmulos. Su eficacia puede depender fuertemente de la configuración orbital de las galaxias. Nuestro objetivo es analizar las órbitas de las galaxias en el grupo Abell 85, basado en el estudio del parámetro de anisotropía de velocidades de las galaxias. Se ha resuelto la ecuación de Jeans bajo la suposición de que las galaxias en A 85 son objetos sin colisión, dentro del potencial gravitacional esféricamente simétrico del cúmulo virializado. La masa del grupo se estimó con rayos X y análisis de la cáustica. Encontramos que el perfil de anisotropía de la población completa de galaxias en A 85 es una función monótona creciente con la distancia desde el centro del grupo: en promedio, las galaxias en la región central (r / r200 <0.3) están en órbitas isótropas, mientras que las galaxias en las regiones externas están en órbitas radiales. También encontramos que las propiedades orbitales de las galaxias dependen fuertemente de su color estelar. En particular, las galaxias azules se encuentran en órbitas menos radiales que las galaxias rojas. Las diferentes familias de galaxias en el cúmulo consideradas aquí tienen los perfiles de densidad de pseudo espacio-espacio Q (r) y Qr (r) consistentes con los perfiles esperados en halos viriales de materia oscura en simulaciones de N-cuerpo. Este resultado sugiere que las galaxias en A 85 han alcanzado un equilibrio dinámico dentro del potencial de grupo. Nuestros resultados indican que el origen de los colores azul y rojo de las diferentes poblaciones de galaxias es su diferente forma orbital y no el tiempo de acrecimiento

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  Fig 1. Perfil radial de anisotropía de las galaxias enanas azules y rojas de A 85. Las áreas sombreadas corresponden a las incertidumbres en los valores de β. Las líneas rojas y azules corresponden a las galaxias enanas rojas y enanas azules, respectivamente.

¿Son los grupos fósiles sistemas de galaxias primordiales?

Usando la simulación cosmológica Illustris, investigamos el origen de los grupos fósiles en el régimen de masa M200 = 1013 - 1013.5 M h-1. Examinamos la formación de las dos características principales de los grupos fósiles: la gran brecha de magnitud entre sus dos galaxias más brillantes y su galaxia más brillante del cúmulo (BGG). Para los fósiles y los no fósiles identificados a z = 0, no encontramos diferencias en sus historias de ensamblaje de la masa de halo en los primeros tiempos, partiendo de estudios previos. Sin embargo, sí encontramos una diferencia significativa en el reciente historial de acreción de los halos fósiles y no fósiles; en particular, los grupos fósiles muestran una falta de acrecimiento reciente y en su mayoría han ensamblado el 80% de su masa M200 (z = 0) antes de z ~ 0.4. Para los fósiles, las galaxias satélites masivas engullidas durante este período tienen tiempo suficiente para fusionarse con la BGG en la actualidad, produciendo una galaxia central más masiva. Además, la falta de acrecimiento de grupos reciente impide la reposición de la población de satélites brillantes, lo que permite que se desarrolle una brecha de gran magnitud en los últimos Gyr. Así, encontramos que el origen de la brecha de magnitud y de BGG supermasivas en Illustris depende de la historia de acrecimiento reciente de los grupos y la historia de fusión de las BGG después de su colapso en z ~ 1. Esto indica que la selección de grupos de galaxias por su magnitud no garantiza la obtención de sistemas de galaxias de formación temprana o galaxias centrales inalteradas.

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  Fig. 2. Historia del asamblaje de masa (M200) normalizada para grupos fósiles y no fósiles. Los errores a 1σ provienen de 1000 simulaciones con bootstrapping.

Descomposiciones fotométricas bidimensionales y multi-componente de galaxias en el survey CALIFA

En este trabajo presentamos una descomposición fotométrica bidimensional y multicomponente de 404 galaxias extraídas de la última edición del cartografiado CALIFA (CALIFA-DR3). Estas galaxias representan todas las galaxias posibles sin signos claros de interacción y que no tienen una fuerte inclinación. Las galaxias se modelaron usando las imágenes en las bandas g, r e i del Sloan Digital Sky Survey (SDSS), y que incluyen, cuando corresponde, una componente nuclear, un bulbo, una barra y una componente de disco truncado o exponencial. En este trabajo usamos un enfoque supervisado visualmente para determinar la cantidad óptima de estructuras que se incluirán en el ajuste. El conjunto de datos, incluidos los parámetros fotométricos de la muestra CALIFA, se ha hecho público junto con errores estadísticos y un análisis visual de la calidad de cada ajuste. La combinación de este catálogo con la información espectroscópica de campo integral del cartografiado CALIFA representa un conjunto de datos único para estudiar las propiedades espacialmente resueltas de las galaxias en el universo local. El análisis de las componentes fotométricas revela una clara segregación de la composición estructural de las galaxias con la masa estelar. En la zona de masas altas (log (M⋆ / M⊙)> 11), la población de galaxias está dominada por galaxias modeladas con un solo Sérsic o un bulbo+disco con una relación de luminosidad bulbo/total (B / T) B / T > 0.2. En masas intermedias (9.5 <log (M⋆ / M⊙) <11), las galaxias descritas con bulbo+disco, pero con B / T <0.2 son preponderantes, mientras que, en el extremo de baja masa (log (M⋆ / M⊙) < 9.5), la población que prevalece está constituida por galaxias modeladas con discos puros o fuentes puntuales nucleares + discos (es decir, sin bulbo discernible).

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 Fig. 3. Fracción de los modelos finales utilizados en la descomposición fotométrica en función de la masa estelar. Los círculos rojos representan modelos con un único Sérsic (B). Las estrellas anaranjadas muestran modelos compuestos por un bulbo + disco (BD) con B / T> 0.2. Los diamantes verdes muestran modelos compuestos por un bulbo + disco con B / T <0.2. Los cuadros azul marino muestran modelos sin bulbo, pero con disco puro (D). Los triángulos azules representan modelos con una componente nuclear+disco (NPSD). Las cinco combinaciones diferentes de estructuras incluyen perfiles y / o barras truncadas. La cantidad de galaxias en cada intervalo también se muestra.

 

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