Analysis Methods

5.2.1 Partículas de materia oscura y Galaxias

Se utilizó la simulación Millennium, que fue descripta previamente en2.2combinada con el modelo semianalítico deDe Lucia & Blaizot(2007), el cual también ha sido discutido en2.3. La elección de este modelo en particular para el estudio de los grupos fósiles está basada en el conocimiento de que el desarrollo de este modelo SAM se hizo procurando tener una buena descripción del extremo brillante de la función de luminosidad de gala- xias, en particular para el estudio de BCG y elípticas brillantes (De Lucia et al., 2006), por lo que en este capítulo se lo consideró como el más apropiado dada la cercanía con el tema que se pretende estudiar. Llamaremos de aquí en más MSGC a esta muestra de galaxias (por sus siglas en inglés Millennium Simulation Galaxy Catalogue).

5.2.2 Halos de galaxias: FoF

Ya que la intención en este capítulo es estudiar grupos fósiles en MSGC, se identicaron halos de galaxias utilizando métodos estándares. Como fue mencionado al nal de la sección 2.3.1, los grupos de galaxias en MSGC son identicados utilizando el algoritmo Friends-of-Friends (FoF) en el espacio real (Davis et al., 1985), con sobredensidad de 200 veces la media del universo (en este punto se corroboró que todas las galaxias en un halo de galaxias pertenezcan al mismo halo de materia oscura, información que está disponible en la página web de la simulación Millennium). Finalmente, sólo grupos que poseen más de 10 miembros son seleccionados2_.

Para todos los grupos de galaxias, se calcularon sus dispersiones de velocidad, radios viriales, y masas viriales. El valor de la masa virial se calcula de acuerdo a la siguiente fórmula:

Cuadro 5.1: Medianas de las Propiedades de los Grupos Fósiles

Propiedad MSGC Catálogo Sintético SDSS DR6

# 729 22 6 MF OF [h−1M¯] 7,5×1013 6,7×1013 8×1013 σ3D [km/s] 600 596 565 rvir [Mpc h−1] 0,98 1,0 1,1 MR−5log(h) −23,48 −23,73 −22,17∗ M∗ [h−1M¯] 2,8×1011 4,2×1011 −

Notas: # número de grupos fósiles, MF OF: masa virial del grupo de galaxias FoF, σ3D:

dispersión de velocidades del grupo FoF, rvir : radio virial del grupo FoF, MR−5logh:

magnitud absoluta en la banda R en el sistema en reposo de la galaxia más brillante dentro de 0,5rvir del grupo FoF, M∗: masa estelar de la galaxia más brillante.

∗ En este caso, ésta es en la banda r-sdss. Las correcciones k+e se calcularon con

Blanton et al.(2003). MFOF = π GRhσ 2 3D (5.1) donde

Rh =h1/Riji−1 es la separación harmónica media proyectada, dada las separaciones

proyectadas Rij (see eq. [1023] of Binney & Tremaine, 1987). El radio virial es rvir =

πRhy la dispersión de velocidades 3D es calculada en MSCG por medio de las velocidades

peculiares de cada galaxia.

5.2.3 La muestra de Grupos Fósiles

Se seleccionaron como grupos fósiles aquellos grupos FoFs con masas mayores que 5×1013_h−1_M

¯, los cuales contienen galaxias que presentan una diferencia en magnitud

∆M12>2 (en la banda R) cuando se tienen en cuenta sólo los objetos dentro de 0,5rvir.

El límite inferior adoptado para la masa de los grupos (5×1013 _h−1_M

¯) asegura que

los fósiles elegidos van a ser también fósiles X, resultado que se deduce del trabajo de

Dariush et al. (2007). Más allá de ciertos cuestionamientos que podrían hacerse acerca de la arbitrariedad de las condiciones que se imponen para denir a un sistema como

fósil, ya sea en la diferencia en magnitud o en el radio de búsqueda de las dos galaxias más brillantes (ver Voevodkin et al., 2009 para una discusión sobre el mejor criterio de selección de grupos fósiles), se decidió optar por el criterio que más se apega a la denición original de grupos fósiles deJones et al. (2003), y que es también el empleado con mayor frecuencia en la literatura.

En MSGC, 729 halos FoFs satisfacen el criterio de fósiles, los cuales representan el 5,5 %de los grupos FoFs en el rango de masa estudiado. Las medianas de las propiedades de estos grupos fósiles están mostradas en la tabla 5.1.

5.2.4 La Muestra de grupos no-fósiles

El objetivo principal en este capítulo es comparar las propiedades de los grupos fósiles y de los grupos no-fósiles. Dariush et al. (2007) ya han analizado las diferencias entre sistemas estos dos tipos de sistemas, concentrándose en las propiedades de los grupos como un todo. En este capítulo se intentará ir más allá y no sólo conrmar sus resultados sino que extenderlos al análisis de las galaxias más brillantes de estos sistemas. Para este n, se construyó, entonces, una muestra de control de grupos no-fósiles, usando el mismo criterio que se aplicó para los grupos fósiles en MSGC, pero esta vez requiriendo que la diferencia en magnitud entre la primera y la segunda galaxias más brillantes dentro de 0,5rvirsea menor que0,5(para los fósiles el requisito es que sea mayor que 2 magnitudes). La muestra de control cuenta con 3786 halos FoF.

La gura 5.1 muestra las masas estelares de la galaxia más brillante como función de las masas viriales de los FoF para ambas muestras, fósiles (cuadrados negros) y no- fósiles (cruces grises). Para evitar inferir resultados que sean dependientes de la masa estelar de las galaxias más brillantes (De Lucia et al., 2006), se seleccionaron a partir de las muestras de fósiles y no-fósiles dos submuestras con aproximadamente el mismo número de objetos, en las cuales se impuso el requisito de que las distribuciones de masas estelares de las galaxias centrales sean iguales. Este condicionamiento dejó como resultado dos submuestras de grupos fósiles y no-fósiles con alrededor de 680 objetos cada una. En este punto hay que notar que forzar a que las distribuciones de masas estelares de las galaxias centrales sean las mismas entre las dos muestras tiene el efecto neto de que las masas viriales de los grupos FoF son, en promedio, más chicas para los grupos fósiles que para los grupos no-fósiles. Este efecto puede verse en la gura 5.1 si uno iguala el ejeyde las distribuciones. Sin embargo, este procedimiento está justicado

Figura 5.1: Distribución de masas estelares de las galaxias más brillantes vs la masa virial de los grupos. Los cuadrados negros corresponden a la muestra de fósiles mientras que las cruces grises corresponden a la muestra de no-fósiles

ya que en este capítulo el interés está puesto en investigar únicamente las propiedades de las galaxias centrales.