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Proyectos de investigación astrofísica

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Evolución de Galaxias en Cúmulos (P/300424)

J A LÓPEZ AGUERRI
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C. Muñoz Tuñón, C. Dalla Vecchia,R. Barrena Delgado, C. Zurita Espinosa, W. Boschin, S. Zarattini, I. Agulli

E.M. Corsini (Univ. Padova, Italy); J.M. Vílchez, J. Iglesias (IAA, Spain); C. del Burgo, E. Jiménez Bailon (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 (NRC Herzberg Institute of Astrophysics, Canada); M. Huertas-Company (Obs. Paris, France); J. Méndez Abreu (Univ. St. Andrews, Scotland); A. Diaferio (Univ. Turin, Italy).

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

Efectos del entorno en las galaxias de baja masa

Se presentó una nueva función de luminosidad espectroscópica para galaxias dentro de un radio virial en el cúmulo cercano y masivo de Abell 85 (A85). La función de luminosidad se obtuvo usando datos de espectroscopia multiobjeto con el telescopio VLT incluyendo a las galaxias enanas (M* +6). Para la nueva función de luminosidad se usaron 438 galaxias identificadas como miembros del cúmulo. La mejor modelización matemática de dicha función de luminosidad se consiguió con un ajuste de dos funciones de Schechter. La parte débil de la función de luminosidad presenta un claro cambio de pendiente. Esta característica a baja luminosidad se había visto en funciones de luminosidad fotométricas de galaxias en cúmulos, pero no se había confirmado espectroscópicamente. Si bien, el cambio de pendiente es menor que el observado en trabajos fotométricos. La pendiente de la parte débil de la función de luminosidad de A85 es consistente, dentro de las incertidumbres, con la de campo. Además, es la población de galaxias rojas y enanas las que dominan y son responsables del cambio de pendiente a baja luminosidad. El hecho de que las pendientes de las funciones de luminosidad de A85 y la de campo sean similares sugiere que el entorno no ha jugado un papel predominante en determinar las abundancias de galaxias de baja masa en A85.

Relación Lx-Lopt entre cúmulos fósiles y no-fósiles

Este estudio es parte del proyecto Fossil Group Origins (FOGO) el cual tiene por objetivo realizar un estudio sistemático y multi-frecuencia de una muestra grande de sistemas fósiles. El presente resultado se centró en la relación entre propiedades ópticas y de rayos-X de estos sistemas. En particular, se investigó la relación entre la luminosidad óptica (Lopt) y en rayos-X (Lx) para los sistemas de galaxias fósiles y no-fósiles.

Un total de 12 cúmulos y grupos de galaxias fueron considerados para la muestra de sistemas fósiles. Estos sistemas fueron aquellos para los que se disponía de una segura clasificación como sistema fósil. Este conjunto de sistemas fósiles se compararon con otros 16 para los cuales la clasificación de fósil no era tan segura y con 102 sistemas de galaxias más del cartografiado RASS-SDSS. Los sistemas fósiles y no-fósiles están situados en un rango de redshift entre 0<z<0.5 y tienen la misma distribución de Lx. La determinación de la luminosidad de rayos-X se hizo de una forma homogénea para todos los sistemas. En particular, se utilizaron los datos de ROSAT all Sky Survey en la banda 0.1-2.4 keV. Similarmente, la luminosidad óptica de los sistemas se realizó de una forma homogénea en la banda r de SDSS-DR7 y dentro de un radio típico igual en todos los sistemas. La relación Lx-Lopt resultante contiene sistemas en un rango de 2 órdenes de magnitud en Lx. Los resultados indican que estadísticamente los sistemas fósiles y no-fósiles siguen la misma relación Lx-Lopt. Así, la luminosidad óptica de las galaxias correla con la del gas intracumular, esta correlación es independiente del grado de fosilidad del sistema. Este resultado es consistente con el escenario clásico en el cual la galaxia más brillante de los cúmulos y grupos de galaxias se ha formado mediante fusiones (canibalismo galáctico) de las galaxias del sistema, manteniéndose la luminosidad óptica total del sistema. No se encontró evidencia de un estado peculiar del medio intracumular caliente.

La población de galaxias en sistemas fósiles y no-fósiles

En la Naturaleza se observan sistemas de galaxias que tienen un gran rango entre las magnitudes de sus dos galaxias más brillantes. Así, hay sistemas para los cuales la diferencia entre las magnitudes de sus dos galaxias más brillantes es casi cero (por ejemplo el cúmulo de Coma), mientras que otros presentan diferencias mucho mayores, tales sistemas se denominan sistemas fósiles de galaxias. Esta gran diferencia entre las magnitudes de sus dos galaxias más brillantes se cree que es debido a la fusión de galaxias de tipo M* en la galaxia central más brillante. Los sistemas fósiles y no-fósiles podrían tener por ello una población de galaxias diferente que se reflejara en sus funciones de luminosidad. Se estudió, por vez primera, la dependencia de los parámetros de la función de luminosidad con la dominancia de la galaxias más brillante, para ello se usó la muestra de sistemas fósiles del proyecto FOGO la cual se completó con otra muestra de cúmulos que no eran fósiles. En total se analizó una muestra de 102 sistemas. Se construyó una función de luminosidad siguiendo un método híbrido que usa datos fotométricos y espectroscópicos. Las magnitudes de las galaxias en todos los sistemas se sacaron del catálogo SDSS-DR7. Las funciones de luminosidad de todos los sistemas se combinaron para ganar en señal ruido para galaxias de baja luminosidad. Los sistemas se dividieron en cuatro grupos dependiendo de la dominancia de la galaxia central. Finalmente las funciones de luminosidad de estos cuatro grupos de cúmulos se ajustaron mediante una ley de Schechter y se analizaron los parámetros ajustados.

Se encontró diferencias en los parámetros ajustados de las funciones de luminosidad de galaxias en función de la dominancia de las galaxias central. En particular, a mayor dominancia de la galaxia central, más débil es la magnitud característica (M*) de la función de luminosidad. Además, a mayor dominancia de la galaxia central más plana es la función de luminosidad del sistema. Las diferencias que se encontraron en la parte brillante de las funciones de luminosidad (M*) eran esperadas. Estas diferencias muestran el menor número de galaxias brillantes que tienen los sistemas fósiles respecto a los no fósiles. Esto está de acuerdo con el escenario standard de formación de los sistemas fósiles mediante el cual las galaxias centrales se han formado por la fusión de las galaxias satélites. Sin embargo, las diferencias en la parte débil de las funciones de luminosidad no eran las esperadas. Se observó que los sistemas con galaxias centrales más dominantes (sistemas fósiles) presentan menos número de halos de baja luminosidad que el resto. Esto no se puede explicar mediante fricción dinámica de las galaxias en los cúmulos. Otros procesos como diferencias en las órbitas o ruptura temprana de galaxias enanas se tienen que tener en cuenta para explicar estas observaciones.

 

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