Re-doing Analysis

Las funciones de correlación cruzadas dan una idea de la densidad numérica global de galaxias en cáscaras alrededor de los centros de los grupos. Otra técnica para estudiar el entorno de los grupos es analizar el campo de densidad local alrededor de las galaxias. A cada galaxia se le midió la densidad numérica local tridimensional considerando esferas que contienen a sus 10 vecinas más cercanas, es decir:

η10 =

10 4

3πR310

Figura 6.5: Distribuciones de densidad local para galaxias distribuidas en bines der/rvir al- rededor de grupos fósiles. Los centros de los binesr/rvir se encuentran insertos en los paneles. Las líneas rojas verticales muestran las medianas de cada distribución.

Figura 6.6: Distribuciones de densidad local para galaxias distribuidas en bines de r/r_vir alrededor de grupos G∆M12 < 2. Los centros de los bines r/rvir se encuentran insertos en los paneles. Las líneas rojas verticales muestran las medianas de cada distribución.

En las guras 6.5 y 6.6 se muestran las distribuciones de η10 para las galaxias sepa- radas de acuerdo a su distancia al centro de los grupos fósiles (g.6.5) y de los grupos G∆M12<2 (g.6.6). En cada panel están indicadas las distancias a los centros. Las lí- neas rojas verticales muestras las medianas de las distribuciones para cada bin der/rvir. Como es de esperar, puede verse que las densidades locales de las galaxias disminuyen a medida que se observan galaxias más alejadas de los centros de los grupos. Una mejor comparación de lo que pasa en cada clase de grupo puede verse en el panel izquierdo de la gura6.7, donde en su panel superior están gracadas las medianas de las distribuciones de densidad local dentro de cada cáscara de distancia al centro de los grupos normali- zada al radio virial. En el panel inferior se encuentran los cocientes entre las medianas de densidad local alrededor de grupos fósiles y alrededor de grupos G∆M12 <2. Puede

Figura 6.7: Paneles superiores: medianas de las distribuciones de densidad local η10 como función de la distancia normalizada r/rvir. Paneles inferiores: cociente entre las medianas de la densidad local alrededor de fósiles sobre las medianas alrededor de G∆M12<2.

verse que dentro de 1rvir, las galaxias en grupos fósiles tienen densidades locales meno- res que sus contrapartes en grupos G∆M12 <2, evidenciando que la galaxia central ha perdido (o canibalizado) a sus compañeras cercanas y que existen menos subestructuras en grupos fósiles que en los otros, resultado que está en acuerdo con los trabajos de

D'Onghia & Lake(2004),Zentner et al.(2005) yD'Onghia et al.(2007), quienes asegu- ran que el número de subestructuras correlaciona con el tiempo de formación. Por otro lado, a medida que miramos hacia afuera de los grupos, las galaxias en los entornos de grupos fósiles viven en zonas de densidad local más alta que en los entornos de grupos G∆M12 < 2, alrededor de r = 2,5rvir se puede ver un pico de densidad local que llega a ser el doble de lo que se observa alrededor de los grupos G∆M12<2. Con este resul- tado se puede armar que los grupos fósiles, además de estar ubicados en el universo actual en zonas de densidad más alta que los G∆M12 <2, también están rodeados por subestructuras más densas.

También se calculó la densidad local de las galaxias en una época más temprana (z=0.7). Nuevamente, se distribuyeron las galaxias a z=0.7 alrededor de las posiciones a z=0 de los centros de los grupos. En el panel derecho de la gura 6.7 pueden verse las medianas de las densidades locales de las galaxias como función de la distancia

normalizada a los centros de los grupos. En esta gura es mucho más evidente que la formación de los grupos fósiles ya ha comenzado en esta temprana época ya que, en las regiones próximas a donde se ubicará el centro del grupo fósil, las densidades locales son hasta 10 veces superiores a las densidades locales de las galaxias cercanas a los centros de los grupos G∆M12 <2. En las regiones exteriores, las densidades locales son también mayores en los entornos de grupos fósiles que en aquellos de los otros grupos. Todos estos análisis fueron también realizados tomando como centros los grupos no- fósiles (∆M12 < 5) y, nuevamente, ninguna diferencia se encontró con respecto de la muestra G∆M12 <2.

Ahora bien, en la sección anterior se concluyó que, en épocas tempranas, la densidad numérica global alrededor de los grupos fósiles es menor que alrededor de los grupos G∆M12 < 2, por lo que podrían parecer sistemas más aislados, y con los resultados obtenidos en esta sección es posible armar que las galaxias en los entornos de grupos fósiles están en zonas de densidad local más alta. Esto estaría indicando que, si bien hay menos galaxias en los entornos de los grupos fósiles, esas galaxias deben encontrarse formando pequeñas subestructuras lo que hace que sus densidades locales sean superio- res. Dentro del escenario de formación jerárquica de estructuras, esta situación podría conducir a una formación temprana de los sistemas fósiles.

Relaciones de escala: Compactos -

Fósiles - Grupos

7.1 Introducción

A medida que los relevamientos de galaxias fueron creciendo, diferentes catálogos de grupos de galaxias han sido explorados en profundidad. Hoy se conocen numerosas re- laciones observacionales entre algunos parámetros de los grupos. Entre ellas se pueden citar la existencia de un plano fundamental de propiedades globales de los grupos de galaxias (Díaz & Muriel, 2005), una estrecha relación (con baja dispersión) entre la lu- minosidad óptica de los sistemas y su masa virial (Popesso et al.,2005), lo que hace de la luminosidad óptica un excelente estimador de la masa virial, al igual que las relaciones de la luminosidad óptica con la dispersión de velocidades y con la temperatura X, la dependencia del cociente masa virial-luminosidad óptica con la masa virial de los grupos (Eke et al.,2004;Popesso et al.,2005;Díaz & Muriel,2005), la relación entre dispersión de velocidades y la magnitud de la galaxia dominante, siendo más estrecha en grupos fósiles (Khosroshahi et al., 2006), entre otras.

En los capítulos anteriores de este trabajo de tesis se estudiaron por separado los grupos compactos y los grupos fósiles identicados en simulaciones, haciendo especial incapié en aquellas características que los convierten en sistemas peculiares de galaxias. Pero, más allá de las propiedades que presentan peculiaridades en estos sistemas o la baja frecuencia de ocurrencia, es interesante también conocer qué similitudes tienen entre ellos y con el resto de grupos que pueden ser identicados en el universo. Es por

esto que, en este capítulo, se estudiarán las diferentes relaciones de escala, inspiradas en las relaciones observacionales existentes, para ubicar en los distintos espacios bi- paramétricos a los sistemas que se estudiaron hasta aquí.