Astrofísica de Galaxias

 

 

 

CITA 20

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¿Qué podemos aprender sobre la evolución galáctica a partir del agrupamiento de galaxias?

Autor de la presentación: Eduardo Salgado Enríquez
Título original: What Can We Learn about Galaxy Evolution from Galaxy Clustering?
Basado en trabajos previos de: Zheng, Berlind, Weinberg, Kravtsov, entre otros.

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Introducción

La evolución galáctica es un proceso complejo impulsado por múltiples factores como la formación estelar, fusiones de galaxias, retroalimentación por supernovas y agujeros negros supermasivos. A pesar de su complejidad, una herramienta poderosa para explorar este fenómeno es el agrupamiento de galaxias (galaxy clustering), que revela cómo se distribuyen espacialmente las galaxias y cómo esta distribución se relaciona con la materia oscura subyacente.

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Clave del análisis: Distribución de ocupación del halo (HOD)

El modelo principal utilizado es el Halo Occupation Distribution (HOD), que describe cómo las galaxias ocupan los halos de materia oscura. Este modelo considera tres aspectos:

1. Número promedio de galaxias por halo de masa dada.

2. Distribución espacial de las galaxias dentro del halo.

3. Distribución de velocidades relativa a la materia oscura.

Ecuación representativa de la función de correlación:

$$\xi(r) = \xi_{1h}(r) + \xi_{2h}(r)$$

Donde:

• $\xi_{1h}$: contribución de pares dentro de un mismo halo (escalas pequeñas).

• $\xi_{2h}$: contribución de pares entre halos distintos (escalas grandes).

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Ejemplo de modelado: Galaxias DEEP2 y SDSS

Se aplicó el modelo HOD a dos catálogos de galaxias:

• DEEP2 Galaxy Survey a redshift $z \sim 1$.

• SDSS (Sloan Digital Sky Survey) a redshift $z \sim 0$.

Gráfico 1: Función de correlación para galaxias luminosas
 

 

Comparación entre el ajuste del modelo (curvas) y los datos observacionales (puntos), mostrando la descomposición en términos de un halo y dos halos.

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Escalamiento y evolución de halos

Los resultados revelan que la masa mínima de halo para albergar una galaxia central aumenta con la luminosidad. Además, la masa típica para albergar un satélite es ~18 veces mayor.

Gráfico 2: Relación entre luminosidad galáctica y masa del halo

Relación entre la masa del halo y la luminosidad promedio de la galaxia central, mostrando una transición entre diferentes regímenes de formación estelar.

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Vínculo evolutivo entre galaxias en $z \sim 1$ y $z \sim 0$

Se establece una conexión evolutiva entre galaxias observadas en diferentes épocas del universo, asumiendo crecimiento por fusión de halos y formación estelar residual.

Gráfico 3: Evolución de masa estelar en halos

Fracción de masa estelar presente en galaxias centrales a $z=1$ que persiste hasta $z=0$, según la masa del halo.

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Resultados clave

• En halos de $M \sim 10^{12} M_\odot$, solo ~30% de la masa estelar estaba presente en $z=1$.

• En halos más masivos ($>10^{13} M_\odot$), hasta 80% de la masa estelar ya estaba formada.

• La eficiencia de formación estelar tiene un pico alrededor de masas de halo de $10^{12} M_\odot$.

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Bibliografía

• Zheng, Z., et al. (2005). "Theoretical Models of the Halo Occupation Distribution: Separating Central and Satellite Galaxies". ApJ, 633(2), 791–809.

• Berlind, A. A., & Weinberg, D. H. (2002). "The Halo Occupation Distribution: Toward an Empirical Determination of the Relation between Galaxies and Mass". ApJ, 575, 587.

• Kravtsov, A. V., Berlind, A. A., et al. (2004). "The Dark Side of Galaxy Formation: A New Method for Linking Galaxies to Dark Matter Halos". ApJ, 609(1), 35–49.

• Conroy, C., et al. (2006). "Modeling the Galaxy–Halo Connection with Conditional Luminosity Functions". ApJ, 647(1), 201–214.

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