Sobre los efectos de ram pressure en las galaxias y sus ... · la galaxia. Se estudian dos casos:...

Sobre los efectos de ram pressure en las galaxias y susalrededores

Silvio Rodrıguez

Director: Dr. Diego Garcia LambasComision Asesora: Dr. Manuel Merchan. Dr. Martın Leiva. Dr. Dante

Paz

Mayo 9, 2019

1 IntroduccionGalaxias en caıda hacia gruposRam pressureEvidencias de ram pressure

2 Efectos de Ram Pressure en simulaciones

3 Analisis del enrojecimiento de quasares de fondoMuestrasEl metodoCorrecciones a la muestraResultadosPor otras caracterısticas

4 Analisis del efecto sobre la galaxiaEl metodo IIResultados II∆C ↔ enrojecimiento del entorno

5 Conclusiones

S. Rodrıguez Ram pressure en galaxias Mayo 9, 2019 2 / 32

Introduccion





5 Conclusiones


Introduccion Galaxias en caıda hacia grupos

Las primeras estructuras colapsan a partir de pequenassobredensidades, agrupandose luego en estructuras mas grandes.

Las galaxias se forman antes que los grupos y cumulos.

Las galaxias sufren diversos efectos al entrar en grupos:

Gravitacionales: mergers, encuentros proximos (galaxia-galaxia,galaxia-grupo), harrasment, etc.Hidrodinamicos: evaporacion termal, stripping viscoso y ram pressurestripping.


Introduccion Ram pressure

Fenomeno descrito por primera vez en 1973 por Gunn & Gott1.

Ocurre al encontrarse la galaxia con el gas del medio intra-cumulo.donde siente una presion dada por:

P ≈ ρev2

Esto produce:

Un aumento temporal de la SFR.Una perdida de material (polvo, gas) que termina reduciendo laformacion estelar.

En algunos casos se produce formacion estelar en la columna dematerial perdido.

1Gunn J. E., Gott J. R. I., 1972, ApJ, 176, 1S. Rodrıguez Ram pressure en galaxias Mayo 9, 2019 5 / 32

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1972ApJ...176....1G/abstract

Introduccion Evidencias de ram pressure

En simulaciones

Es necesario aplicarlo en modelos semi-analıticos para reproducirpropiedades (e.j. funcion de masa estelar).

Aparece en simulaciones hidrodinamicas.

En observaciones

Galaxias de forma asimetricas.

Perfiles radiales truncados.

Gas (HI) arrancado en cumulos y grupos en galaxias cercanas.

Formacion estelar en la columna de gas en UV y visible.

A los caso evidentes de formacion estelar en la “cola” se les llamagalaxias jellyfish.Se estima que un 40% de las late-type en cumulos son jellyfish.



Galaxia JO206 (z = 0.0513, R.A.=21:13:47.4, decl. =+ 02:28:35.5,J2000) en color a partir de las bandas u, B y V, y en emision de Hα.2

1.0 1.5 2.0 2.5 3.0 3.5 4.0 4.5arcmin

−7.0

−6.5

−6.0

−5.5

−5.0

−4.5

−4.0

−3.5

arcm

in

100kpc

2Poggianti B. M. et al., 2017, ApJ, 844, 48S. Rodrıguez Ram pressure en galaxias Mayo 9, 2019 7 / 32

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017ApJ...844...48P/abstract


Galaxia JO206 (z = 0.0513, R.A.=21:13:47.4, decl. =+ 02:28:35.5,J2000) en color a partir de las bandas u, B y V, y en emision de Hα.2

2Poggianti B. M. et al., 2017, ApJ, 844, 48S. Rodrıguez Ram pressure en galaxias Mayo 9, 2019 7 / 32

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017ApJ...844...48P/abstract

Efectos de Ram Pressure en simulaciones





5 Conclusiones



Troncoso-Iribarren et al. 20163(TI16) analiza el efecto de la RP ensimulaciones.

Se usan datos de la simulacion hidrodinamica EAGLE.

Se analizan galaxias en infall con al menos 100 partıculas en gruposmasivos (> 1013.8M�).

La idea es analizar la tasa de formacion estelar en diferentes zonas dela galaxia.

Se estudian dos casos:

Observacion: En funcion al vector al centro del grupo.Simulacion: En funcion al vector velocidad de la galaxia.

Y se separa la galaxia en dos partes, la leading half (la mitad mascercana a la direccion del vector escogido) y la trailing half.

3Troncoso-Iribarren P. et al., 2016, Galaxies, 4, 77S. Rodrıguez Ram pressure en galaxias Mayo 9, 2019 9 / 32

http://icc.dur.ac.uk/Eagle/

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2016Galax...4...77T/abstract


Esquemas del metodo usado.



Resultados

Diamantes: Grupos relajados.Cruces: Grupos no relajados.


Analisis del enrojecimiento de quasares de fondo





5 Conclusiones


Analisis del enrojecimiento de quasares de fondo

El objetivo es caracterizar el enrojecimiento alrededor de las galaxiasen infall debido al polvo.

Analizamos el enrojecimiento sistematico de QSOs lejanos alrededorde galaxias en grupos.

Si la RPS es un mecanismo importante, esperamos una anisotropıa enla distribucion de color, causada por el polvo arrancado de las galaxiasen infall.


Analisis del enrojecimiento de quasares de fondo Muestras

Para las galaxias

De los grupos de Yang (Yang X. et al., 2012, ApJ, 752, 41) se seleccionanlas galaxias que:

Grupos de al menos 4 miembros.

b/a < 0.5.

Mr < −15.

R50 > 1.5 arcsec.

Los grupos estan un rango de redshift entre 0 < z < 0.2.

Para los quasares

Muestra QSOs de BOSS (Paris I., et al., 2017, A&A, 597, A79) con:

2 > z > 3.5.

Usamos cosmologıa WMAP7.


http://dx.doi.org/10.1088/0004-637X/752/1/41

http://dx.doi.org/10.1051/0004-6361/201527999

https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJS..192...18K/abstract

Analisis del enrojecimiento de quasares de fondo El metodo

Tomamos las galaxias al menosa una distancia de 0.5r180 delcentro del grupo.

Para cada galaxia medimos uncırculo de 600 kpc/h.

Se toman los QSOs que enproyeccion caen dentro de esecırculo.

Se mide la distribucion de coloren funcion de θi.

Este calculo se repite para“zonas de control” a igualdistancia del centro del grupo.

group centre

member galaxy

background quasar

φs

θi


Analisis del enrojecimiento de quasares de fondo El metodo

¿Por que quedarnos con > 0.5r180?.

Para evitar efectos de crowding.

Zonas donde es mas probable que la galaxia este en infall.

0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5 3.0rcl(3D) / R200

0.0

0.5

1.0

1.5

2.0

2.5

3.0

|∆v cl(

3D)|

/σcl

Recent infalls

Virialized

90% stripped50% stripped25% stripped10% stripped

Figura de Jaffe et al., 2018, MNRAS, 476, 4753 donde:Virializado: tentrada > 4 Gyrs. Infall reciente: tentrada < 2 Gyrs.


https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018MNRAS.476.4753J/abstract

Analisis del enrojecimiento de quasares de fondo Correcciones a la muestra

1.0 1.5 2.0 2.5 3.0 3.5z

0.0

0.1

0.2

0.3

0.4

0.5

0.6

0.7

0.8

med

(col

our)

g − rg − i

Es necesario tener en cuentaefectos sistematicos sobre elcolor de los QSOs.

Algunos efectos dependen del z.Otros de su posicion en el cielo.

Para la distancia le restamos acada QSOs el valor medio decolor de ese z.

Para la posicion, creamos mapascon el color promedio usandoHEALpix, con un suavizado de 2grados.

Ademas solo nos quedamos conlas galaxias y qsos sobreb > 40◦.


https://healpix.jpl.nasa.gov/

Analisis del enrojecimiento de quasares de fondo Correcciones a la muestra

Mapas de color usados para corregir los colores de los QSOs.

-0.0515953 0.120004g − r

-0.0636484 0.189463g − i


Analisis del enrojecimiento de quasares de fondo Resultados

Mapas de color alrededor de las galaxias.


Analisis del enrojecimiento de quasares de fondo Resultados

Variacion de la mediana de color en funcion de θi respecto a las zonas decontrol.

23 68 113 158θi

−0.012

−0.005

0.002

0.009

0.016

med

(∆g−r)

-m

ed(∆g−r c

ontr

ol)

23 68 113 158θi

−0.010

−0.006

−0.002

0.003

0.007

med

(∆g−i)

-m

ed(∆g−i c

ontr

ol)


Analisis del enrojecimiento de quasares de fondo Por otras caracterısticas

Separamos la muestra de galaxias de acuerdo a caracterısticas intrınsecasde la galaxia y del grupo:

Angulo entre el vector al centro y el semi-eje mayor de la galaxiaφs < 45 y φs > 45.

Magnitud de la galaxia Mr < −19.5 y Mr > −19.5.

Color de la galaxia g − r < 0.79 y g − r > 0.79

Concentracion r90/r50 < 2.5 y r90/r50 > 2.5

Masa del halo del grupo log(Mhalo/M�) < 13.9 ylog(Mhalo/M�) < 13.9.


Analisis del enrojecimiento de quasares de fondo Por otras caracterısticas

Solo color, magnitud y masa mostraron cosas interesantes.

23 68 113 158θi

−0.017

−0.006

0.005

0.016

0.027

med

(∆g−r)

-m

ed(∆g−r c

ontr

ol)

Mr − 5 log(h) < −19

Mr − 5 log(h) > −19

23 68 113 158θi

g − r < 0.79

g − r > 0.79

23 68 113 158θi

Mhalo < 1013.9M�/h

Mhalo > 1013.9M�/h


Analisis del efecto sobre la galaxia





5 Conclusiones


Analisis del efecto sobre la galaxia

El objetivo es analizar, de manera similar a TI16, la diferencia en dosmitades de la galaxia en infall.

Como no tenemos datos de SFR separados usamos los colores de cadamitad.

Si la RP juega un papel en la determinacion de la formacion estelar(como adelanta TI16) esperamos encontrar una asimetrıa quedepende de la posicion relativa grupo-galaxia.


Analisis del efecto sobre la galaxia El metodo II

Tomamos una elipse alrededorde cada galaxia de semiejemayor

√(a/b)R90 y menor√

(b/a)R90.

Separamos la elipse en dosmitades iguales, usando el planoparalelo a la direccion del grupo(leading y trailing).

Para cada mitad calculamos elcolor promedio (g − r) por pıxel(Cl y Ct).

Calculamos la diferencia como:

∆C =Cl − CtCl + Ct

group centre

member galaxy

background quasar

φs

θi


Analisis del efecto sobre la galaxia Resultados II

∆C en funcion de las distancia al centro y de φs.

15 30 45 60 75φs

−0.02

−0.01

0.00

0.01

0.02

0.03

0.04∆C

0.0 <r/r180< 0.25

0.25 <r/r180< 0.5

0.5 <r/r180< 0.75

0.75 <r/r180< 1.18


Analisis del efecto sobre la galaxia ∆C ↔ enrojecimiento del entorno

Buscamos si hay una relacion entre los dos resultados.

Tomamos las galaxias que se encuentran a 0.5r180 y las separamos deacuerdo a ∆C (leading rojo y leading azul).

Para estas muestras medimos el enrojecimiento de quasares alrededorde las galaxias.


Analisis del efecto sobre la galaxia ∆C ↔ enrojecimiento del entorno

Color de fondo en funcion de θi y ∆C.

23 68 113 158θi

−0.016

−0.007

0.002

0.012

0.021m

ed(∆g−r)

-m

ed(∆g−r c

ontr

ol)

∆C < 0

∆C > 0


Conclusiones





5 Conclusiones


Conclusiones

Las galaxias sienten el efecto de la ram pressure al entrar en grupos ocumulos debido al medio intra-grupo.

Efectos sistematicos sobre:

La formaEl entorno.La formacion estelar.

Se han encontrado pruebas de varios de estos efectos enobservaciones.

Se ha observado tambien en simulaciones hidrodinamicas, y ha sidonecesario modelarlo en SAMs.


Conclusiones

En Troncoso-Iribarren et al. (2016). se busca cuantificar el efecto quetiene la RP sobre la formacion estelar de las galaxias en EAGLE.

Para ello se mide la SFR en dos mitades de las galaxias.

Se encuentra que:

Al separar en la direccion de movimiento la SFR suele ser mas alta parala leading half, no importando la posicion al centro.Al separar en la direccion al centro la SFR es mas alta en la leadingcuando el vector al centro y el vector velocidad tienden a coincidir. Enpromedio no se ve diferencia.

No se encuentra diferencia significativa entre grupos relajados y norelajados.


Conclusiones

Por nuestra parte, medimos en observaciones el enrojecimiento deqsos en proyeccion alrededor de la galaxia, como ası tambien losefectos en la galaxia misma.

Encontramos que en las zonas mas alejadas del centro del grupoalrededor de una galaxia los quasares presentaban un enrojecimientorespecto a otras zonas.

Ademas, encontramos que el efecto es mayor para las galaxias masbrillantes, mas rojas y en los grupos mas masivos.

Se encontro que la leading-half tiende a ser mas azul en galaxias quecaen con un alto φs, y alejadas del centro.

Existe una debil relacion entre el enrojecimiento alrededor de lasgalaxias y ∆C.


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