Ivan Lacerna: Galaxias centrales en diferentes ambientes

Iván Lacerna actualmente trabaja como postdoc en el Instituto de Astronomía  de la Universidad Nacional Autónoma de México (UNAM). Realizó su Licenciatura y Doctorado en la Pontificia Universidad Católica de Chile, doctorándose en 2012. Sus intereses incluyen formación y evolución de galaxias y estructura de gran escala. Lo puedes contactar en ilacerna at astro dot unam dot mx

La configuración básica de un sistema de galaxias (por ejemplo, grupos o cúmulos) parte con una galaxia central, que reside cerca del pozo de potencial gravitatorio del sistema, junto con otras galaxias satélites orbitando a su alrededor. Esta configuración cambia con el tiempo, donde típicamente la galaxia central crece a través de fusiones con algunas de sus satélites, y donde el sistema en su conjunto va adquiriendo nuevas satélites a medida que éste se hace más masivo en un modelo jerárquico como el ΛCDM. En este trabajo nos preguntamos si propiedades de las galaxias centrales dependen de la configuración del sistema. Por ejemplo, ¿las masas, colores y la formación estelar de una central con satélites a su alrededor son las mismas que en una central sin satélites?

Usando catálogos extraídos del Sloan Digital Sky Survey (SDSS), hemos identificado galaxias centrales en sistemas con y sin satélites (hasta un límite dado en magnitud), lo cual es un indicador del ambiente local, además de aquellas centrales sin satélites que están extremadamente aisladas. Uno de estos catálogos es el de grupos de Yang et al. (2007) que consiste en un método iterativo para asignar la membresía de galaxias a un potencial grupo (o halo de materia oscura) usando el promedio de la razón masa-luminosidad, lo que permite estimar el tamaño del sistema (radio virial) y, por lo tanto, las galaxias que realmente estarían contenidas en él. Lo particular de este método es que no sólo permite seleccionar sistemas con muchos miembros como cúmulos de galaxias, también sistemas donde sólo una galaxia es la que reside en el halo (una galaxia central sin satélites). Cuando un sistema tiene más de una galaxia, seleccionamos como la galaxia central a la más masiva en masa estelar del grupo. La mayoría de los sistemas de este catálogo están compuestos por tan sólo una galaxia. 

Las distribuciones en masa estelar (Ms) de galaxias centrales con satélites y sin satélites son diferentes, lo cual está posiblemente asociado a distintos mecanismos de formación, lo que explica que en general las primeras están localizadas predominantemente en la secuencia roja según su color o en regiones pasivas según su tasa de formación estelar específica (sSFR), como se observa en la Figura 1. Por otra parte, a paridad de masa estelar, sus distribuciones de color y sSFR son similares.

Figura 1: Color (g-i, paneles de arriba) y tasa de formación estelar específica (paneles de abajo) en función de la masa estelar. Toda la muestra de galaxias centrales con corrimientos al rojo entre 0.01 y 0.08 se muestran en contornos en la columna izquierda. Por separado se muestran las centrales que no tienen satélites (columna del medio) y las que tienen satélites a su alrededor (columna derecha). Las líneas rojas en los paneles de arriba y abajo separan la población roja/azul y pasiva/activa, respectivamente.

También estudiamos la dependencia con la masa de halo de materia oscura. En este sentido, en los últimos años la relación masa estelar - masa de halo (Ms-Mh) ha surgido como un indicador importante para restringir modelos y simulaciones de formación y evolución de galaxias, ya que resume la eficiencia de la formación estelar de la galaxia (central) en función de la masa de halo. La relación Ms-Mh de galaxias aisladas, probablemente las galaxias menos afectadas por el ambiente, no dependen del color, sSFR y morfología (Figura 2).

Figura 2: Masa estelar en función de la masa de halo (relación Ms-Mh) de galaxias centrales sin satélites y que a la vez están aisladas. Son separadas según color, tasa de formación estelar específica y morfología (paneles izquierda, medio y derecha, respectivamente). La mediana de la distribución de galaxias rojas, pasivas y de tipo temprano está en círculos rojos, mientras que la mediana de la distribución de galaxias azules, activas y de tipo tardío está en cuadrados azules. Las barras de error son la dispersión de la mediana. Las relaciones Ms-Mh son muy similares dentro de esta dispersión.

A pesar de los diferentes mecanismos de formación de una galaxia central, propiedades como el color y sSFR son similares entre todas las centrales a una masa estelar dada. A su vez, la relación masa estelar - masa de halo es notablemente estrecha para todos los tipos de galaxias centrales y no observamos una dependencia de esta relación con alguna otra propiedad analizada en este trabajo (Figura 2). Nuestros resultados sugieren que el crecimiento en la masa estelar de galaxias centrales es mayormente dominado por la masa de halo, mientras que el ambiente y fusiones tienen un rol secundario.  En este contexto, la eficiencia en el crecimiento en la masa estelar de una galaxia es máxima para masas de halo Mh~10¹² Msun, decrece a masas menores probablemente por "feedback" de supernovas y decrece a masas mayores por "feedback" de AGNs y al mayor tiempo de enfriamento del gas para formar estrellas. Todos estos procesos dependen del potencial gravitario determinado principalmente por la masa de halo, lo cual se espera en un modelo como el LCDM. Sin embargo, todavía falta por entender los procesos internos de una galaxia relacionados con sus propiedades observacionales y cómo estarían conectados con la evolución de los halos de materia oscura.

"Central galaxies in different environments: Do they have similar properties?"

Ivan Lacerna, Aldo Rodriguez-Puebla, Vladimir Avila-Reese & Hector M. Hernandez-Toledo

Aceptado para su publicación en ApJ. ArXiv:1311.6473

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José Luis Nilo Castellón: Propiedades ópticas de Cúmulos de Galaxias de baja luminosidad en rayos-X a bajo redshift

José Luis Nilo Castellón es investigador del Grupo de Astronomía de la  Universidad de La Serena (GAULS). Serenence de cepa, hizo su Licenciatura en Física en la ULS y su Doctorado en Astronomía en el Instituto de Astronomía Teórica y Experimental de la Universidad Nacional de Córdoba. Volvió a Chile en mayo de 2013 donde se ha  integrado al GAULS como investigador postoctoral con un proyecto ALMA-CONICYT. Lo  pueden contactar al correo jnilo at dfuls dot cl

Presentamos el segundo de una serie de publicaciones dedicadas al estudio de cúmulos de galaxias de baja luminosidad de rayos-X, proyecto cuya última finalidad es encontrar el rol que cumplen estos sistemas en la evolución morfológica de galaxias. El presente trabajo está basado en observaciones fotométricas y espectroscópicas de siete cúmulos de galaxias en un rango de redshift entre z=0.18 hasta z=0.7, todos ellos observados en los telescopios Gemini Norte y Sur utilizando el instrumento GMOS en modo image y MOS. La campaña de observación espectrofotométrica duró aproximadamente 4 años, y en el 80% de las veces, las observaciones fueron realizadas bajo condiciones de cielo excelente, algo fundamental en un trabajo que busca observar hasta  las más débiles galaxias miembros de estos sistemas de galaxias. (Figura 1).

Fig. 1: Imagen de falso color (r' + i') del cumulo de galaxias [VMF98]001 (z~0.501).  La detección de las galaxias más débiles en este cúmulo de galaxias es gracias a la calidad de las condiciones del cielo al momento de realizar las observaciones en el observatorio Mauna Kea (seeing 0.47). El cúmulo está dominado por una galaxia elíptica gigante que puede observarse al centro de la imagen.

En base a completos catálogos fotométricos en las bandas g', r' e i', y la determinación de la membresía en base principalmente a clasificación espectroscópica, se lograron determinar propiedades de cada uno de los cúmulos, encontrando que en la muestra de menor redshift, a z<0.3, se observa la presencia de una clara secuencia roja de galaxias, bien definida y que además se extiende por más de 4 magnitudes, fenómeno asociado a estados dinámicos relajados, muy similares a los observados en cúmulos de galaxias de mayor masa en este rango de redshifts (Figura 2, panel derecho).

Fig. 2: Variación de la secuencia roja de galaxias entre el cúmulo [VMF98]097 (z~0.485) y [VMF98]124 (z~0.185), puntos negros pequeños muestran todos los objetos clasificados como galaxias en el campo de visión (FOV) del instrumento Gemini-GMOS, circulos negros muestran aquellos objetos clasificados como miembros en base a redshifts fotométricos mientras que los cuadros rojos indican las galaxias clasificadas como miembros en base a redshifts espectroscópicos. 

Por el contrario, en la muestra de cúmulos a z>0.4, no se logra observar dicha característica del plano color-magnitud (Figura 2, panel izquierdo); sin embargo, los perfiles de densidad radial de galaxias son bien descritos por una ley de simple de potencias. Junto a esto, al hacer una clasificación de la morfología de galaxias miembros de cada cúmulo, podemos  observar que la fracción de galaxias espirales decrece a bajo redshift, a una tasa similar al aumento en la fracción de galaxias lenticulares, a su vez que la fracción de galaxias elípticas muestra una muy leve baja a redshift cercanos a z~0.2.

Esto puede interpretarse como una primera comprobación de lo propuesto por otros autores respecto a que la evolución morfológica de galaxias es mas conspicua en los sistemas de menor masa a z<1, en comparación con los cúmulos de galaxias mas masivos, los cuales propiciarían la evolución morfológica de sus galaxias miembros a z>1.

"Low X-Ray Luminosity Galaxy Clusters. II. Optical properties and morphological content at 0.18 < z < 0.70"
José Luis Nilo Castellón, et al.
Aceptado para publicacion en MNRAS - ArXiv:1311.0788

Resumen (en ingles, mas acceso a comentarios y compartir, despues del salto)