HORIZONTAL PRINCIPLES 1 Sustainable development

Una vez conocidas las distribuciones espaciales de las componentes con- trarrotantes, a unredshift z=0, se procede a analizar los tiempos de formaci´on de las part´ıculas estelares de estas subestructuras.

Halo 4

La figura 4.16 muestra la funci´on distribuci´on de los tiempos de formaci´on de las part´ıculas estelares para esta galaxia simulada en el panel superior izquierdo y para cada una de las 2 subestructuras identificadas en el panel superior izquierdo.

Se identifican dos etapas marcadamente diferentes. En primer lugar, para tiempos t < 5Gyr, se observa un per´ıodo en el que la tasa de formaci´on estelar es alta con pronunciados brotes de formaci´on estelar. Estos brotes de formaci´on estelar est´an en general asociados a la gran cantidad de eventos de fusi´on que predice el modelo ΛCDM. En esta etapa (t < 5Gyr), es posible identificar 4 picos bien marcados de formaci´on estelar, donde los intervalos de tiempo de cada uno son: i) 0−2,1 Gyr; ii) 2,1−2,8 Gyr; iii) 2,8−4,2 Gyr y iv) 4,2−5,2 Gyr. En segundo lugar, una vez pasado este per´ıodo de evoluci´on violenta, la galaxia ingresa, a partir de t ∼ 5Gyr , en una etapa m´as tranquila, sin eventos de fusi´on violentos donde la formaci´on estelar se mantiene relativamente constante.

El panel superior derecho de la figura 4.16 muestra, ademas de la dis- tribuci´on de edades de todas las estrellas de la galaxia (curva negra), las distribuci´on de cada una de las subestructuras identificadas: barra contrar- rotante (curva roja) y disco corrotante (curva azul). Las part´ıculas estelares que van a formar la barra contrarrotante en el tiempo final se forman durante el per´ıodo violento de formaci´on estelar siendo una componente m´as vieja que el disco corrotante. En los paneles inferiores de esta figura se observa la fun- ci´on acumulativa de los tiempos de formacion de la barra (panel izquierdo) y del disco (panel derecho). Una estima de la edades tipicas de estas dos com- ponentes puede obtenerse calculando el tiempo correspondiente al instante en que se han formado la mitad de las estrellas de cada subestructura. En el caso de la barra ese tiempo corresponde a t=3.8 Gyrs mientras que en el disco corresponde a t=10.1 Gyrs mostrando la notable diferencia en edad de estas 2 componentes.

Alternativamente, un gr´afico de circularidad en funci´on de edad permite diferenciar distintas componentes temporales dentro de la barra. La figura 4.17 muestra que los 2 picos m´as viejos entre 0−2,1 Gyrs y 2,1−2,8 Gyrs corresponden a circularidades mas cercanas a cero, mientras que los 2 picos

Figura 4.16: Paneles superiores: Histogramas de los tiempos de formaci´on de todas las part´ıculas estelares (en negro), de las pertenecientes a la componente contrarrotante (en rojo) y de las pertenecientes a la comoponente corrotante (en azul) de la galaxia central del halo. Paneles inferior izquierdo: N´umero de part´ıculas gaseosas (en color negro), estelares (color rojo) y la suma de ambas (color magenta) en funci´on del tiempo que, a un tiempo t= 13,7Gyr, pertenecen a la barra estelar contrarrotante. Panel inferior derecho: N´umero de part´ıculas gaseosas (color celeste), estelares (color azul) y la suma de ambas (color verde) en funci´on del tiempo, que a un tiempot= 13,7Gyr, pertenecen al disco estelar corrotante.

Figura 4.17: Diagrama del tiempo de formaci´on de las part´ıculas estelares de la galaxia central (t) versus la circularidad de ellas a z=0. En el panel izquierdo se muestran todas las part´ıculas estelares, mientras que en el derecho, adem´as, se muestran las componentes co y contrarrotantes (en rojo y en azul respectivamente) seleccionadas en la secci´on anterior.

mas nuevos entre 2,8−4,2 Gyrs y 4,2−5,2 Gyrs corresponden a circularidades m´as negativas. Esto indicar´ıa una posible correlaci´on entre la din´amica y la edad dentro de la barra.

Para analizar esta posibilidad, en la figura 4.18 se muestra la distribuci´on espacial de todas las particulas estelares en los 4 intervalos correspondientes a los 4 picos: 0−2,1 Gyrs, 2,1−2,8 Gyrs, 2,8−4,2 Gyrs y de 4,2−5,2 Gyrs. Es notable que los 2 primeros picos forman una componente practicamente esferoidal mientras que la barra en si misma esta asociada a los 2 picos mas tardios.

Halo 5

La funci´on distribuci´on de tiempos de formaci´on en la galaxia central del halo 5 es an´aloga a la del halo 4 mostrando dos per´ıodos de formaci´on estelar bien diferenciados (figura 4.19 paneles superiores). En primer lugar se observa un per´ıodo entre 0−5,5 Gyr con una formaci´on estelar intensa, marcado por dos picos bien pronunciados entre 0 −3,7 Gyr y entre 3,7−5,2 Gyr, respectivamente. Las part´ıculas estelares del disco contrarrotante se forma en este ´ultimo intervalo de tiempo. En tiempos posteriores, entre 6−13,7Gyr, la galaxia entra en una etapa m´as tranquila de evoluci´on, donde se forman las part´ıculas estelares del disco corrotante.

Figura 4.18: Distribuci´on espacial de cada uno de los picos de formaci´on estelar intensa. Los paneles superiores muestran la distribuci´on espacial de las part´ıculas estelares que se forman en los dos picos m´as nuevos, donde se forma la estrucutra contrarrotante. Por el contrario, los paneles inferiores muestran la distribuci´on espacial de las part´ıculasc estelares formadas en los dos picos m´as viejos de formaci´on estelar intensa. Estas part´ıculas forman la componente esferoidal m´as vieja de la galaxia soportada por dispersi´on de velocidades.

part´ıculas estelares y gaseosas de las componentes corrotante y contrarrotante de la galaxia central del halo 5. En primer lugar, en el panel inferior izquierdo, se observa el n´umero de en funci´on del tiempo de las part´ıculas pertencientes al disco contrarrotante, donde las part´ıculas estelares est´an representadas por el color rojo, las part´ıculas de gas por el color negro, y el total (gas + estrellas) se encuentran en color magenta. Las part´ıculas estelares se forman a partir de t _& 1,5 Gyr, supera al n´umero de part´ıculas de gas en t ∼ 4,8 Gyr. Las part´ıculas de gas se agotan en t ∼ 5,4 Gyr. En segundo lugar, en el panel derecho, se observa el n´umero de part´ıculas en funci´on del tiempo pertenecientes, a z=0, al disco estelar corrotante. El n´umero de part´ıculas de gas est´a representado en color celeste, mientras que el n´umero de part´ıculas estelares est´a representado en azul. El total de las part´ıculas (gas + estrellas) se encuentra en verde. En esta componente las part´ıculas estelares se forman a partir de tiempo superiores at_&6 Gyr, donde el n´umero total de part´ıculas estelares superan a las de gas en un tiempo t ∼9.3 Gyr.

El gr´afico de circularidad vesus tiempos de formaci´on de las particulas del halo 5 se muestran en la figura 4.20 (panel izquierdo). En el panel de la derecha se resaltan las dos subcomponentes identificadas: disco contrar- rotante (rojo) y disco corrotante (azul) mostrando una poblaci´on estelar

Por lo tanto, la evoluci´on temporal de las part´ıculas estelares de la galaxia central del halo 5 se resume de la siguiente forma:

i) Entre 0 < t < 3.7 Gyr se forman las part´ıculas estelares m´as viejas pertenecientes, al bulbo central soportado por dispers´on de velocidades

ii) Entre 3.7 _. t _. 5.4 Gyr por un lado se forman, part´ıculas estelares pertenecientes al bulbo central, y adem´as, se forman las part´ıculas estelares del disco contrarrotante.

iii) Entre 6_.t_.13.7 gyr se forman las part´ıculas estelares pertenecientes a un disco joven, corrotante y soportado por rotaci´on.

Es importante mencionar que las componentes corrotantes y contrar- rotantes de ambos halos, se forman en per´ıodos similares de tiempo. En ambos casos, las subestructuras contrarrotantes son internas y m´as viejas que las subestructuras corrotantes que forman los discos j´ovenes corrotantes de ambas galaxias. A continuaci´on se analiza la evoluci´on temporal de cada una de las subcomponentes corrotantes y contrarrotantes identificadas en las galaxias simuladas.