Nicolás Tejos: Estudiando el medio intergaláctico dentro y fuera de vacíos de galaxias

viernes, 29 de noviembre de 2013

Nicolás Tejos es investigador postdoctoral en la Universidad de California, Santa Cruz trabajando en colaboración con Prof. J. X. Prochaska. Nicolás estudió su Licenciatura y Master en la Universidad de Chile y el 2013 se graduó de doctor en la Universidad de Durham, en Inglaterra. Visita su pagina web www.ucolick.org/~ntejos para contactarlo y conocer sus temas de investigación.

Las galaxias contienen alrededor del 10% de la materia bariónica (i.e. átomos) del Universo. El restante 90% se encuentra en el medio intergaláctico (IGM por sus siglas en inglés), cuyas bajas densidades y alto grado de ionización hacen su observación una tarea difícil. En este paper usamos líneas de absorción de hidrógeno neutro (HI) en espectros de quásares en el UV (a partir de datos de telescopios espaciales como HST y FUSE) para caracterizar el IGM.

Debido a la acción de la gravedad, la distribución de galaxias en el Universo no es homogénea y sigue un patrón intrincado de planos, filamentos y nodos. Esta distribución produce vastas regiones en el Universo conteniendo una fracción muy baja del total de galaxias observadas, llamadas 'galaxy voids' ('vacíos de galaxias'). En este articulo investigamos las propiedades del IGM dentro y fuera de estos vacíos a redshifts z<0.1.

Encontramos un exceso significativo de lineas de HI en los bordes de estos vacíos, a escalas de 5 Mpc/h, consistente con lo que se espera de la distribución de galaxias. Sin embargo, al interior de estos vacíos de galaxias encontramos una distribución casi homogénea de HI. Nuestros resultados muestran que estos vacíos de galaxias no son lugares donde hay ausencia total de materia bariónica, ya que contienen una fracción significativa del total de hidrógeno en el Universo.

Fig. 1: Densidades de columna (a y b) y parámetros Doppler (c y d) observados dentro (círculos negros) y en los bordes de (cuadrados rojos) vacíos de galaxias, usando dos sistemas de coordenadas para asociar una línea a un vacío de galaxia (ver paper; los triángulos azules no se han tomado en cuenta en el estudio). Observamos un déficit de líneas de HI con densidades de columna NHI< 1013 cm-2 en los bordes de los vacíos comparado con lo que se encuentra dentro de éstos. Esto se traduce en que las distribuciones de densidades de columna dentro y fuera de vacíos de galaxias son tentativamente diferentes (a un 98% de nivel de confianza estadística). Para los parámetros Doppler, esta tendencia es menos significativa (90% de nivel de confianza estadística). Sin embargo, ambas tendencias son teóricamente esperadas.
También encontramos evidencia tentativa de que las propiedades de las lineas de HI dentro y fuera de estos vacíos son diferentes. Líneas al interior de vacíos de galaxias poseen sistemáticamente menores densidades de columna (intensidad de la linea) y parámetros Doppler (ancho de la linea) que las encontradas en los bordes de estos vacíos (ver Figura). Nuestros resultados observacionales apuntan a que del total de líneas de HI con densidades de columna NHI>1012.5 cm-2, un 25-30% se encuentran al interior de vacíos de galaxias, un 55-60% se encuentran en los bordes de estos vacíos y son correlacionadas con galaxias porque siguen la misma distribución de gran escala pero no necesariamente los mismos halos, y solo un 12-15% correlacionadas con galaxias porque pertenecerían a los mismos halos.

Debido a limitaciones computacionales todavía no existe una simulación hidrodinámica lo suficientemente grande para contrastar nuestros resultados observacionales con la teoría de una manera directa. Cabe notar que estos vacíos de galaxias tienen tamaños característicos de 10 Mpc/h. Aun así, presentamos un estudio de HI en diferentes medioambientes cósmicos a partir de datos provenientes de una la simulación hidrodinámica (GIMIC) y corroboramos que al menos estas tendencias son esperadas dentro del paradigma ΛCDM.

"Large-scale structure in absorption: gas within and around galaxy voids"
N. Tejos, et al.

Resumen (en inglés, después del salto)

We investigate the properties of the H I Lyα absorption systems (Lyα forest) within and around galaxy voids at z ≲ 0.1. We find a significant excess (>99 per cent confidence level, c.l.) of Lyα systems at the edges of galaxy voids with respect to a random distribution, on ˜5 h-1 Mpc scales. We find no significant difference in the number of systems inside voids with respect to the random expectation. We report differences between both column density (NHI) and Doppler parameter (bHI) distributions of Lyα systems found inside and at the edge of galaxy voids at the ≳98 and ≳90 per cent c.l., respectively. Low-density environments (voids) have smaller values for both NHI and bHI than higher density ones (edges of voids). These trends are theoretically expected and also found in Galaxies-Intergalactic Medium Interaction Calculation (GIMIC), a state-of-the-art hydrodynamical simulation. Our findings are consistent with a scenario of at least three types of Lyα systems: (1) containing embedded galaxies and so directly correlated with galaxies (referred to as 'halo-like'), (2) correlated with galaxies only because they lie in the same overdense large-scale structure (LSS) and (3) associated with underdense LSS with a very low autocorrelation amplitude (≈random) that are not correlated with luminous galaxies. We argue that the latter arise in structures still growing linearly from the primordial density fluctuations inside galaxy voids that have not formed galaxies because of their low densities. We estimate that these underdense LSS absorbers account for 25-30 ± 6 per cent of the current Lyα population (NHI≳1012.5 cm-2), while the other two types account for the remaining 70-75 ± 12 per cent. Assuming that only NHI≥1014 cm-2 systems have embedded galaxies nearby, we have estimated the contribution of the 'halo-like' Lyα population to be ≈12-15 ± 4 per cent and consequently ≈55-60 ± 13 per cent of the Lyα systems to be associated with the overdense LSS.

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