Data Organising

Los criterios usados para seleccionar grupos fósiles no incluyen ninguna restricción en cuanto al tipo morfológico de la galaxia central. Sin embargo, es interesante investigar si naturalmente las galaxias centrales tienen tipos tempranos.

En este punto es importante tener en cuenta las limitaciones de los modelos semi- analíticos dado que, históricamente, la mayoría de los SAMs han fallado en reproducir algunos comportamientos especícos, aunque las nuevas versiones son bastante buenas en reproducir muchos resultados observacionales relacionados con la morfología (ver

Bertone et al., 2007). Sin embargo, es aún interesante ver comportamientos generales, deniendo morfología como lo hicieron De Lucia et al. (2006). Una galaxia se clasica como elíptica si∆M <0,4₍∆M =Mbulge−Mtotalen la banda B), espiral si∆M >1,56

y S0 entre esos valores. Estos autores aseguran que esta determinación de tipo morfológi- co es robusta para galaxias con masas estelares un poco mayores que109 _h−1_M

puede verse en la tabla 5.1, aquí se está tratando con galaxias más alla de ese límite. Se encuentra que el12 % de las galaxias centrales de los grupos fósiles in MSGC no son galaxias elípticas (5 % son S y 7 % son S0). Porcentajes muy similares se encuentran en la muestra de control (3 % son S y 9 % son S0).

Respecto a las luminosidades de las galaxias centrales en grupos fósiles, se encuen- tra que, aún cuando no hay un criterio especíco para seleccionar grupos con galaxias centrales muy luminosas, la muestra nal de fósiles tiene una magnitud media bastante brillante de ∼ −23,5. Notar que la búsqueda de grupos fósiles en la muestra fotométrica de SDSS llevada a cabo por Santos et al. (2007) produjo una muestra de grupos cuya magnitud absoluta media es MR−5log h =−23,74.

Khosroshahi et al.(2006) encontraron que las galaxias centrales de los grupos fósiles tienen formas isofotales diferentes a las de las galaxias de grupos no-fósiles (en grupos fósiles tienen isofotas disky mientras que en grupos no-fósiles tienen isofotas boxy). Ellos sugirieron entonces que las galaxias centrales de los grupos fósiles podrían ser el resultado de mergers húmedos (wet mergers), es decir, ricos en gas, a diferencia de las galaxias en no-fósiles. Es entonces interesante investigar las morfologías de los objetos que se fusionan para dar lugar al nacimiento de la galaxia central durante el último evento de merger mayor. Se llamará al proceso wet merger si al menos una de las galaxias que se fusionan es una galaxia espiral, dry merger si ambas galaxias son elípticas y mixed si una de ellas es elíptica y la otra es SO o ambas son SO. Los resultados están mostrados en la tabla 5.3. Contrariamente a lo que se esperaba, se encuentra que la gran mayoría de las galaxias centrales en grupos fósiles en MSGC no son el resultado de wet mergers. De hecho, las galaxias centrales tanto en fósiles como en no-fósiles parecen haber sufrido el mismo tipo de mergers, es decir, nacen a partir de la misma mezcla morfológica, y son mayoritariamente el resultado de mergers pobres en gas. Este análisis se repitió para una submuestra de estos sistemas que sólo tienen galaxias elípticas en sus centros (88 % del total) y se encontraron valores muy similares (dichos valores también estan mostrados en la tabla 5.3).

Por otro lado, Khochfar & Burkert (2005) han probado que la distribución observa- cional de formas isofotales de las galaxias elípticas puede ser reproducida en modelos semianalíticos usando la morfología de las galaxias que se fusionan en el último merger mayor y el cociente de masas de ambas. Siguiendo su trabajo, se clasicaron a las gala- xias elípticas que han sufrido un merger mayor en disky o boxy de acuerdo con los siguientes criterios:

Cuadro 5.3: Mezcla morfológica de las galaxias que se fusionaron en el último evento de merger mayor para formar las galaxias centrales observadas a z=0.

Muestra Completa

Fósiles no-Fósiles

DRY (E+E) 48 % 39 %

Mixed (E+S0 or S0+S0) 22 % 26 %

WET (S+E or S+S0 or S+S) 8 % 9 %

Sin merger mayor 22 % 26 %

Con galaxia E en el centro

Fósiles no-Fósiles

DRY 57 % 45 %

Mixed 26 % 31 %

WET 8% 9 %

Sin merger mayor 9 % 15 %

boxy 76 % 75 %

disky 24 % 25 %

• _{Elípticas que tuvieron el último merger mayor entre dos galaxias tipo bulge (}Mbulge ≥

0,6 Mtot) resultan en remanentes boxy independientemente del cociente de sus

masas.

• Último merger mayor con cociente de masas 1 ≤ M1/M2 < 2 lleva a elípticas boxy.

• Último merger mayor con cociente de masas 2 ≤ M1/M2 < 3 lleva a elípticas disky.

Los resultados para la muestra que tiene galaxias elípticas en el centro y que han sufrido un merger mayor están mostrados en la tabla5.3. Este resultado también está en desacuerdo con las predicciones hechas porKhosroshahi et al. basadas en siete galaxias centrales elípticas en grupos fósiles. No se encuetran diferencias en las formas isofotales de las galaxias elípticas en sistemas fósiles o no fósiles, en ambos la probabilidad de que sean boxy es más alta. Sin embargo, el modelo semianalíco particular que se utilizó en este capítulo (De Lucia & Blaizot, 2007) podría estar produciendo una fracción levemente más alta de elípticas boxy que las observadas (por ejemplo, para grupos no-fósiles en este trabajo se encuentra que para una magnitud absoluta en la banda B de −21el cociente

y en las predicciones de Khochfar & Burkert, este cociente estaría próximo a 1,5 (ver gura 3en Khochfar & Burkert (2005).

5.4 Catálogo sintético vs observaciones

Aunque el principal objetivo en este capítulo es estudiar las galaxias más brillantes de los grupos fósiles identicados en la simulación Millennium, una comparación directa de la población de fósiles resultante en las simulaciones con aquella que proviniera de catálogos observacionales puede usarse como un poderoso test de los SAMs. De particular interés es, entonces, la comparación de la fracción de sistemas FoF que son fósiles en un catálogo sintético construido a partir de MSCG y en el catálogo de galaxias con redshifts SDSS (Sloan Digital Sky Survey).

Por lo tanto, con la intención de tener resultados que puedan ser comparados direc- tamente con las observaciones, se contruyó un catálogo sintético de la misma manera que se describió en el capítulo2 en la sección2.3.1, es decir utilizando la salida a z = 0 de MSGC. La descripción de este catálogo sintético está dada en la tabla 2.1 en el mencionado capítulo.

Los grupos de galaxias (FoF3_{) en el catálogo sintético son identicados utilizando un}

algoritmo similar al desarrollado por Huchra & Geller(1982), el cual es una adaptación del algoritmo FoF para tener en cuenta la distorsión causada por los movimientos pecu- liares (espacio de redshifts) y el corte en magnitud aparente. Al igual que lo realizado en espacio real, aquí se identicaron grupos que tuviesen sobredensidad 200. Cuando se trabaja en el espacio distorsionado de los corrimientos al rojo, hay que tener un espe- cial cuidado al estimar los centros de los grupos. Se utilizó un método que calcula la posición proyectada del centro pesando por la densidad local y la luminosidad de las galaxias miembro (Díaz et al., 2005). Las masas viriales, radios viriales y dispersiones de velocidad de los grupos FoF son calculados utilizando la ecuación 5.1, aunque en este caso las dispersiones de velocidad radial (σv) son calculadas utilizando el estimador bi-

weighed descripto porBeers et al.,1990y luego convertidas a dispersión de velocidades tridimensional haciendo σ3D =

√

3σv. Nuevamente, sólo grupos que posean más de 10

miembros son seleccionados.

3_{aunque en esta sección los grupos FoF no son identicados en el espacio real, igualmente se mantuvo} esta notación para los grupos producidos por el algoritmo automático.