La función de La función de luminosidad en torno a luminosidad en torno a

grupos de galaxiasgrupos de galaxias

porpor

Roberto González ReyesRoberto González Reyes

Profesores Guías : Gaspar Galaz

Nelson Padilla

Catálogo de galaxias Catálogo de galaxias 2dFGRS2dFGRS

Contiene ~200000 galaxias con redshift Profundidad : z~0.3

Catálogo de gruposCatálogo de grupos~30000 Grupos de galaxias con por lo menos 2 miembros.

55% de las galaxias están dentro de grupos

Dispersión de velocidad <v>~260km/s

Catálogos simuladosCatálogos simulados

Simulación de N-cuerpos, poblada con Simulación de N-cuerpos, poblada con galaxias usando el modelo semianalítico galaxias usando el modelo semianalítico GALFORM.GALFORM.

Cubo de 250Mpc/h de lado y con 2x10Cubo de 250Mpc/h de lado y con 2x1066 galaxias.galaxias.

Se generan catálogos de galaxias y de Se generan catálogos de galaxias y de grupos con la misma geometría y sesgos grupos con la misma geometría y sesgos observacionales del 2dFGRS.observacionales del 2dFGRS.

Servirán más adelante para probar los Servirán más adelante para probar los métodos desarrollados en este trabajo.métodos desarrollados en este trabajo.

La función de La función de luminosidadluminosidad

(M) = (M) = Cantidad de Cantidad de galaxias por unidad de galaxias por unidad de magnitud y volumenmagnitud y volumen

Dificultades: Sesgos Dificultades: Sesgos observacionales, Malquist.observacionales, Malquist.

Estimación de la FLEstimación de la FLFunción de Schechter :

(M) = 0.4ln(10) *e-X X+1

X = 100.4(M*- M)

Parámetros , M* y *.

Cuentas de galaxias se discretizan en un histograma en función de la magnitud.

Estimación de la FLEstimación de la FL

Dispersión de Errores

Poisson Jacknife Lineal

Estimadores de la FLEstimadores de la FL

Estimadores

1/VMAX STY SWML

Normalización SWML y STY con estimador Davis & Huchra (1982).

Estimadores de la FLEstimadores de la FLContornos de Error para 1 y 2.

Mejor estimador es

SWML

Estimando FL en torno a Estimando FL en torno a gruposgrupos

Estudiar la dependencia de los Estudiar la dependencia de los parámetros de la FL ( parámetros de la FL ( y M y M** ) con la ) con la densidad de galaxias.densidad de galaxias.

Estudiar la población de las galaxias y su Estudiar la población de las galaxias y su dependencia con la cercanía a los dependencia con la cercanía a los grupos.grupos.

Estudiar si los procesos físicos de Estudiar si los procesos físicos de formación y evolución de las galaxias en formación y evolución de las galaxias en la simulación se observan en las galaxias la simulación se observan en las galaxias reales. reales.

Perfil NFWPerfil NFWNavarro, Frenk & White(1997) muestran que el perfil de densidad de los halos de materia oscura es radial y su forma es independiente de la masa de los grupos, la cosmología y espectro de potencia inicial.

(r)/0 = δc/[(r/rs)(1+r/rs

)2]

rs es un radio escalado que es el tamaño del halo, en este caso se ocupa el radio rrms del grupo.

Método para calcular la FLMétodo para calcular la FLen torno a los gruposen torno a los grupos

Se busca el grupo más cercano a cada galaxia y se Se busca el grupo más cercano a cada galaxia y se normaliza la distancia por el radio rms del grupo.normaliza la distancia por el radio rms del grupo.

Se genera un catálogo de galaxias con la distancia Se genera un catálogo de galaxias con la distancia r/rr/rrmsrms al grupo al cual pertenece cada galaxia. al grupo al cual pertenece cada galaxia.

Se subdivide la muestra en subcatálogos con Se subdivide la muestra en subcatálogos con galaxias en distintos intervalos de r/rgalaxias en distintos intervalos de r/rrmsrms

Se convierte la distancia r/rSe convierte la distancia r/rrms rms a densidad usando a densidad usando NFW.NFW.

Se estima la FL para cada subcatálogo y se Se estima la FL para cada subcatálogo y se construye la dependencia construye la dependencia ((δδnn) y M) y M**((δδnn).).

**(r/r(r/rrmsrms) debería seguir un perfil NFW.) debería seguir un perfil NFW.

Intervalos de r/rIntervalos de r/rrmsrms

Fuentes de error en el Fuentes de error en el métodométodo

Dispersión de velocidades de las Dispersión de velocidades de las galaxias en el eje de la visual.galaxias en el eje de la visual.

Selección de GruposSelección de Grupos

Cálculo de volúmenesCálculo de volúmenes

Dependencia de la FL con la Dependencia de la FL con la densidad en la simulacióndensidad en la simulación

Dependencia de la FL con la Dependencia de la FL con la densidad en los catálogos densidad en los catálogos

simuladossimulados

Dependencia de la FL con la Dependencia de la FL con la densidad en catálogos densidad en catálogos

2dFGRS2dFGRS

Dependencia de la Dependencia de la FL con la densidad FL con la densidad

en catálogos en catálogos 2dFGRS2dFGRS

FL de campo para FL de campo para 2dFGRS2dFGRS

FL del campo para 2dFGRS : = -1.26±0.03 M*=-19.84±0.11 *=0.0159±0.0030

ConclusionesConclusiones Mejor estimador de la FL es SWML + Mejor estimador de la FL es SWML +

dispersión de errores de Jacknife.dispersión de errores de Jacknife. Se desarrolla un método para estudiar la FL Se desarrolla un método para estudiar la FL

en torno a los grupos, dividiendo la muestra en torno a los grupos, dividiendo la muestra en subcatálogos de galaxias que se en subcatálogos de galaxias que se encuentran en ambientes de igual densidad.encuentran en ambientes de igual densidad.

Se extraen propiedades importantes de las Se extraen propiedades importantes de las galaxias en la simulación.galaxias en la simulación.

La dispersión de velocidades en el eje de la La dispersión de velocidades en el eje de la visual contamina bastante la dependencia visual contamina bastante la dependencia de la FL con la densidad de galaxias.de la FL con la densidad de galaxias.

Los resultados de 2dFGRS coinciden con los Los resultados de 2dFGRS coinciden con los de los catálogos simulados.de los catálogos simulados.