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Tema 5: Evolución de galaxias 1. Introducción 2. Formación de estructura 3. Halos de materia oscura 4. Gas en halos de materia oscura 5. Reinionización del universo 6. Formación de galaxias de disco y elípticas 7. Simulaciones cosmológicos y sus resultados 5.1 Introducción • Hemos observado muchas galaxias en un gran rango de z (hasta z~7 – casi la época cuando se formaron las primeras galaxias) • Pero es difícil sacar conclusiones sobre la evolución de galaxias porque observamos diferentes tipos de galaxias a diferentes redshifts. – Galaxias de Lyman Break (LBG) : z ~2.5 -5, galaxias con formación activa – EROS: z~2, galaxias con mucho polvo y formación estelar o galaxias elípticas – Submm galaxias: z~2.5, mucho polvo y formación estelar • Que relación tienen estos grupos? Que fracción de la población total de galaxias representan? En que tipos de galaxias evolucionan? • Las respuesta se tiene que basar en modelos cosmológicos (númericos o semi- analíticos) que tienen que ser capaz de explicar/reproducir: – La dependencia de z de funciones de luminosidad, tasa de formación estelar… – Relaciones de escala: Tully-Fisher para espirales, plano fundamental para elípticas, relación entre MBH y Mbulbo….. Algunas preguntas abiertas • Cómo se ha formado la estructura en el universo? • Porque se forman las galaxias? • Porque hay dos tipos principales de galaxias (de disco y elípticas)? Cuál es su historia de evolución? Entendemos la abundancia relativa de cada tipo? • Porque han cambiado las propiedades de galaxias a lo largo del tiempo? • Podemos entender la relación entre propiedades de galaxias y su entorno? • Cómo están relacionado los tipos de galaxias que observamos a alto z (LBG, EROS, BzKs, submm galaxias…) con galaxias locales? • Entendemos la tasa de la formación estelar en función del tiempo? Porque está decreciendo desde z~2? • De donde viene la estrecha relación entre MBH y Mbulbo? • Que papel tienen AGNs en la evolución de galaxias? Resumen de la historia del Universo Reonización 5.1 Formación de estructura Materia oscura • Al final de la inflación el universo era plano, pero había pequeñas fluctuaciones de densidad. • El origen de estas fluctuaciones son fluctuaciones cuánticas aumentan mucho durante la inflación • En la expansión del universo, regiones por encima de la densidad media son cada vez más por encima, y regiones por debajo cada vez más por debajo -> El contraste de densidades aumenta; se forman halos de materia oscura • Las propiedades de los halos de materia oscura dependen del tipo de materia oscura Materia barionica Antes de la récombinación: • La materia bariónica y los fotones están estrechamente ligados debido a scattering de electrones con fotones, y interacción electromagnética entre protones y iones de helio (fluido bariones-fotones). • El fluido de bariones+fotones tiene una presión alta (debido a los fotones que dominan la densidad de energía) y no sigue el potencial de materia oscura. • La formación de estructura (galaxias, grupos y cúmulos de galaxias) se debe a un colapso gravitacional en las zonas de picos de densidad de materia oscura. • Las observaciones del Fondo Cósmico de Microondas (CMB) nos permiten medir el contraste de densidad que existía en el momento de la recombinación • Problema: Este contraste pequeño no son suficientes para explicar la formación de galaxias (haría falta un contraste de 10-3) • Solución: Materia oscura no interactúa con fotones y ha podido formar irregularidades antes. En el momento de la emisión del CMB ya son superiores a las fluctuaciones de la materia bariónica. • à Las galaxias colapsan en las zonas de sobre-densidad creadas por la materia oscura. • à La materia oscura es imprescindible para la formación de galaxias Formación de galaxias ≈10-5 Modelo de materia oscura caliente • Teoría mas aceptada hace algunos años • Candidato para materia oscura: Neutrino • Materia oscura caliente: Partícula que se mueve casi a la velocidad de la luz. Debido a su alta energía cinética, no están ligados gravitacionalmente a los máximos de densidad, sino se mueven libremente. • à No se pueden formar estructuras pequeñas porque materia oscura caliente no colapsa en estructuras pequeñas. • La formación de estructura es: – Primero grandes estructuras, después pequeñas: “de arriba hacia abajo” – Se formarían primero cúmulos, galaxias se formarían por desintegración – La estructura a gran escala produce demasiado contraste Las propiedades de los halos de materia oscura dependen del tipo de materia oscura Modelo de materia oscura frío • Modelo más aceptado ahora • Materia oscura frío: Partículas con gran masa, y baja velocidad, están atrapados facilmente por los potenciales de los picos de densidad • Candidatos: WIMPS (Weakly Interacting Massive Particle). Más prometedores: Partículas predicho por la teoría de la supersimetría (predice partículas compañeras supersimétricas con gran masa) La formación de estructura es: – Primero objetos tienen masa de unos 106 Msol – Objetos más grandes se forman después a través de interacciones, grandes estructura: “de abajo hacía arriba” – La estructura a gran escala está de acuerdo con las observaciones 5.2 Halos de materia oscura • Una zona con con ρ(t) > ρmedia(t) expande mas lentamente que el universo promedio. • Si el contraste de densidad es superior a un límite δc, esta zona no solamente relantiza su expansión sin colapsa. • Este procesos se puede modelar como un proceso de colapso esferico y deducir el número por volumen de halos de DM en función de la masa y redshift: el modelo Press-Schechter (Press & Schechter 1974). • Propiedades: • El número de halos por volumen decrece con el aumento en masa porque: • Un halo de masa alta se forma de una contraste de densidad con una escala grande y estos son menos frecuentes. • Esto modelo lleva a la formación de estructura jerarquica: La estructuras de baja masa se forman primero. Propiedades de halos de materia oscura • Una zona con ρ(t) > ρmedia(t) expande mas lentamente que el universo promedio. • Si el contraste de densidad es superior a un límite δmin, esta zona no solamente relantiza su expansión sin colapsa. • Este procesos se puede modelar como un proceso de colapso esférico y deducir el número por volumen de halos de DM en función de la masa y redshift: el modelo Press-Schechter (Press & Schechter 1974). Propiedades: • El número de halos por volumen decrece con la masa alta porque: • Un halo de masa alta se forma de una contraste de densidad con una escala grande y estos son menos frecuentes. • Esto modelo lleva a la formación de estructura jerarquica: La estructuras de baja masa se forman primero. Línea continuo: Medido en simulaciones Línea de puntos: predicción Press-Schechter Propiedades de halos de materia oscura • Forma: no tienen porque ser esférico, pueden tener forma elongado. • Los halos tienen momento angular debido a torques de marea. • Se define el parámetro de espin como la relación entre momento angular y momento angular necesario para estar en compensar la gravitación • Para un disco en equilibrio λ ~0.4 • Para un halo de DM λ ~0.05 Halo “biasing” • Las galaxias (y grupos y cúmulos de galaxias) se forman dentro de los halos de materia oscura. • Es interesante comparar la distribución espacial de galaxias, grupos y cúmulos de galaxias (observables) con la distribución de materia obscura de simulaciones. • Sin embargo, la distribución de galaxias no necesariamente es igual que la de la materia total (dominada por DM) • Hay “sesgos” de halos. Halos de DM Distribucion de contraste de densidad Ejemplo: • Los halos se forman cuando el contraste de la distribución es materiaes por encima de un límite. En eso, influye tanto la distribución a pequeña como a gran escala. • Hay que tomar en cuenta este efecto para explicar la distribución de galaxias a larga escala, por ejemplo la existencia de “voids”. Simulaciones de halo de materia oscura • Cálculos analiticos son muy limitados, y hay que hacer modelos numéricos. • Primero se forma la estructura a pequeña escala, luega la estructura a gran escala. Evolución temporal de halos de DM en la simulación de Millenium-II Simulaciones de halo de materia oscura • Cálculos anal’itico son muy limitado, y hay que hacer modelos numéricos. • Perfil en densidad: Funcion de Navarro, Frenk & White (1997, NFW-perfil) • Comprobación observacional es difícil porque DM no es directamente observable. En las zonas centrales de las galaxias la densidad está dominada por bariones. • Es cúspide – propiedad que no se ha confirmado observacionalmente en galaxias (menos quizás en cúmulos) Comparación entre galaxias y halos de DM • La función de luminosidad de galaxias y grupos de galaxias observada tiene una forma muy distinta de la distribución en masa de los halos de DM. • Solo en la parte en medio (M~1012 Msun) la pendiente es parecida, y M/L tiene el valor más alto. • Para masas pequeñas y masas altas la eficiencia de transformar bariones en estrellas es mucho más bajo que para M~1012 Msun. • ¿Porqué? Función de luminosidad de galaxias y grupos de galaxias medido por el survey 2dFG (rojo) y predicción de la función en masa y suponiendo un M/L (constante, línea continua). ~1012 Msun 5.3 Gas en halos de materia oscura (DM) • Al comienzo (cuando el contraste en densidad era pequeño) la distribución de bariones y materia oscura era parecida. • Durante el colapso, sus propiedades diferentes causan una diferenciación de su distribución. • Las partículas de DM tienen poca interacción y se comportan como un gas sin colisiones. Los halos de DM se concentran debido al aumento del contraste de densidad durante la expansión del universo • Los bariones tienen fricción y presión. • Durante el colapso de bariones la perdida de energía del gas es a través de radiación. • El escenario de un colapse esférico idealizado: – Gas colapsa en el potencial del halo de DM. – En el centro se concentra gas en equilibrio hidrostático (presión <-> fuerza gravitatoria). – El gas de las afueras, gas sigue cayendo hacia dentro a velocidades supersónico, produciendo choques, que calientan el gas Temperatura virial del gas • La temperatura virial del gas se puede estimar de la misma forma que en los cúmulos. Suponemos que el gas que se ha caido al halos está virializado con lo que la mitad de la energía potencial se ha convertido en energía cinética. Con eso tenemos (ignoramos factores del orden de unidad: • En halos de tamaño de galaxias, el gas tiene temperatura del orden 106 K que es difícil de observar porque: – La emisión en rayos x es a bajas energías (~0.1 keV). El gas en la Vía Láctea es opaco para estas energías. – Casi todo los átomos están totalmente ionizado y no emiten líneas • Existe este gas caliente alrededor de la Vía Láctea? Si. Se ha podido confirmar a través de líneas de absorpción (en luz proveniente de cuásares) en líneas de algunos átomos altamente (pero no totalmente) ionizado (como p.e. OVI). Enfriamiento del gas Curvas de enfríamiento de gas • Para formar una galaxia y estrellas, el gas tiene que enfriarse más. • Lo hace a través de la emisión de fotones (tiene que ser ópticamente delgado) • Los siguientes procesos son importantes: • Emisión de bremsstrahlung (radiación libre-libre) debido al scattering de electrones y protones o iones. • Excitación colisional de átomos en estado excitado. El átomo después vuelvo al estado básico emitiendo un fóton. • Ionización colisional. En la recombinación se emite un foton. • Todos los procesos son proporcionales a la densidad al cuadrado. Se define: tasa de enfríamiento: C , función de enfríamiento: Λ(T) = C /n2H Enfriamiento del gas Propiedades de la curva de enfriamiento: • A alta T, todos los átomos están completamente ionizado, y solo hay enfríamiento a través de bremsstrahlung (Λ(T) α T1/2) Para metalicidad Z=0: • Solamente hay H y He. • El primer pico se debe a H. El gas empieza a tener suficiente energía para excitar y ionizar H. Después del pico, la eficiencia baja porque H está totalmente ionizado. • El segundo pico se debe a He por el mismo motivo. Para metalicidad Z>0: • Otros átomos son eficiente para el enfriamiento porque tienen muchas líneas A T < 104 K: • Átomos (casi) no pueden enfríar. • Móleculas tienen líneas con transiciones de baja engería y son eficientes enfriadores Condiciones para enfriamiento eficiente • Tiempo característico de enfriamiento • Tiempo de caída libre (tiempo que tarda una partícula de caer en el halo hasta el centro): • Si tcool >> t ff : El gas no puede colapsar a en t ff , como mucho lo hace en un tiempo tcool • Si tcool << t ff : El gas colapsa en t ff ; fg = ρg/ρ Condiciones para enfriamiento eficiente Linea continua: Curvas de tcool = t ff que es equivalente a: Línea de puntos: densidad media de halos de DM colapsado a diferentes z Líneas discontinuas: Mgas (suponiendo fg=0.15) de la ecuación Tvir Condiciones para enfriamiento eficiente Conclusiones: En halos masivos (M>varios 1012 Msun) el enfriamiento es ineficiente y no se forman galaxias. Este límite es más o menos la línea que separa grupos y cúmulos y galaxias. El gas en cúmulos es el gas que no se ha podido enfriar. Eso explica la alta M/L en cúmulos. Halos de baja masa (M< 108 Msun) solo se han podido formar a muy altos redshift. Las estrellas en estos objetos tienen que ser muy viejas. 5.4 Reionización • Después de la recombinación (z~1100) el universo era lleno de átomos de H y He neutro, con una fracción de ionización residual muy pequeña (10-4). • En estos momentos el universo era opáco para la radiación emitida con lambda < 1216 A. • En el universo local eso ya no es el caso, así el medio intergaláctico tiene que tener una muy baja fracción de gas neutro (y de hecho todo el universo visible) • ¿ Que proceso puede haber causado la reionización? – Ionización colisional debido a gas (ionizado) caliente intergaláctico (T>105 K): La presencia de gas intergaláctico de esta T se puede excluir porque el scattering entre su electrones y fontones de CMB cambiaría el espectro del CMB (efecto Sunyaev-Zeldovich). Eso no ha sido observado. – Fotoionización de estrellas. – AGN • El colapso de una nube de gas tiene lugar cuando |Egrav| > Etherm. Con esta condición, se puede deducir la masa de Jeans como masa límite • Tomando en cuenta la dependencia de la densidad media y la tempertura del gas del redshift se puede calcular MJ(z), y salen valores entre 5x103 Msun (local) y 105 Msun (alto z ). Por debajo de estos valores gas no puede colapsar. • M> MJ es una condición necesaria para el colapso del gas, pero no es suficiente. El gas tiene que enfriarse – sino, al reducir el radio, aumenta la temperatura y presión y expande otra vez. • En el momento de la formación de las primeras estrellas, los halos de DM eran poco masivos -> baja Tvirial -> el gas atómico no tiene líneas que pueden enfríar. • El enfríamiento pasa debido al gas molecular, H2, que se ha formado en pequeñas cantidades debido a colisiones entre átomos (si hay polvo, H2 se forma en las superficies de polvo que es mucho más eficiente). Eso permite al gas enfriarse para Mhalo > 5x104 Msun (Tvirial ~1000 K) a z ~20 y se podián formar estrellas de populación III con propiedades muy diferentes a las estrellas que conocemos: – Muy masivas, opacidad pequeña (no hay metales) – Muy luminosasy calientes -> alto flujo en fotones ionizantes. – Vida muy corta. Las primeras estrellas: Populación III Con la velocidad de sonido: El proceso de reonización Los fotones de estas primeras estrellas: • Ionizan HI en su vecindad (fotones E > 13.6 eV) – pero la mayor parte del universo queda neutro • Destruyen H2 (fotones E > 11.26 eV). Este proceso es muy eficiente porque fotones con 11.26eV<E<13.6eV pueden propagar grandes distancias (HI no les absorbe) y dissocian H2. Las primeras estrellas explotan en breve tiempo en supernovae • Enriquezen el gas en metales • Posiblemente la energía inyectada por los SN es superior a la energía gravitatoria y el gas está expulsado de los halos de DM -> pueden quedarse halos de DM de baja masa huérfanos de gas e incapaz de formar estrellas otra vez En z~10 halos con M~107 Msun se forman en gran cantidad con Tvir > 104 K – Enfriamiento es eficiente, también debido a metales – Se forman proto-galaxias – Las estrellas ionizan su entorno (regiones HII), regiones HII sobrelapan cada vez más hasta que la reinoización está completa Resumen de los pasos de reinonización Al final de la reionización de H… • El gas intergaláctico tiene una temperatura de ~104 K. Está calentado por el exceso de energía de fotones ionizantes (si tienen E> 13.6 eV). • La presión de gas a estas temperaturas impide que el gas se concentre en halos de baja masa (con VC < 30 km/s). Estos halos tienen poco gas -> pocas estrellas -> alta masa/luminosidad y baja fracción de bariones fb = ρbariones/ρmateria. • La radiación ionizante intergaláctica tiene dos efectos: – Calienta el gas intergálactico – Aumenta la fracción de ionización, lo que reduce el número de átomos neutros que pueden enfriar el gas. -> el gas no puede enfriar bien y no forma estrellas con eficiencia • Este efecto es importante para halos de baja masa (en halos de alta masa, la radiación galáctica domina sobre radiación intergaláctica) -> Gas en halos de baja masa no puede enfriar bien y no forma estrellas con eficiencia (después de la reonización). • Con He intergaláctico un proceso de reionización similar ha tenido lugar, pero necesita fotones de más alta energía (E> 24.6 eV). Terminó despúes, cuando la densidad de fotones con esta energía era suficientemente alta. Los fotones vienen de cuásares. • Del análisis de los espectros de absorpción de cuasares (bosque de Ly-alpha y efecto Gunn Peterson) se determina z~3. Cuantas estrellas hacen falta para reionizar el universo? Es incierto, pero hay que tomar en cuenta: • El balance energético general es favorable: En una fusion de 4H-> 4He se liberan 7 MeV, pero para una ionización hacen falta solamente 13.6 eV • Se reoniza casi todo de gas intergaláctico, pero no el gas dentro de las galaxias La cantidad de estrellas necesarias depende de: • La fracción de fotones ionizante que puede escapar de las protogalaxias y ionizar el medio intergaláctico. Depende de la geometría y de la grumosidad del medio interestelar en las protogalaxias. • La grumosidad del medio intergaláctico que influye en la tasa de recombinación. Si es muy grumoso, la densidad puede ser alta, y una alta densidad favorece a la recombinación. Observando la reionización • Efecto Gunn-Peterson (Gunn & Peterson 1965): Si todo el gas intergaláctico es neutro, toda la emisión emitida a λ < λ(Ly𝝰) es absorbida. Espectros de cuásares con z> 5.7 Esquema del efecto Gunn-Peterson. Absorpción total a partir de un z determinado • Espectros de cuásares demuestran absorpción variable – pero no completa - para λ0 < 912 Å • La variación puede ser debido a la distribución de H, o debido a variaciones en el grado de ionización. Observando la reionización • El efecto Gunn-Peterson no se ha observado hasta z~7 (~maxima distancia de observación). • Algunos cuásares tienen fuerte absorpción para λ0 < 1216 Å , pero eso ya es posible con bajas fracciones de gas neutro (1% de gas neutro es suficiente de bloquear completamente la radiación a λ0 < 1216 Å. • Teóricamente, se espera la reionización en z~10, pero aún no se ha observado – pero se observa un aumento en la fracción del gas neutro con z. Evolución con z de la fracción de gas neutro determinado de los espectros de absorpción de cuasares a alto z 5.5 Formación de galaxias Colapso monolítico: El colapse de una una gran nube de gas resulta de forma natural en una galaxia de disco: • El colapso de los bariones tiene lugar en un halo de DM. • Los halos de DM tienen momento angular. • Al comienzo del colapso la distribución de DM y bariones es igual, luego es diferente porque el gas es disipativo. Pero el gas sigue teniendo momento angular. • Durante el colapso, el momento angular se conserva. • Eso imposibilita el colapso en el plano de la rotación porque: r menor -> ω aumento -> Fcent aumento -> expansión • El colapso termina en un disco perpendicular al momento angular. • En el disco, el gas es mucho más denso que en una esfera, lo que facilita el enfríamiento del gas y la formación estelar. Formación de galaxias de disco Modelo de colapso para la Vía Láctea (VL) de Eggen, Lynden-Bell& Sandage (1962): • La VL se forma en un rápido colapso de una nube proto-galáctica. • Va formando estrellas durante el colapso • El colapso se frena cuando colisones entre gas y polvo se hacen más frecuentes. • La conservación de momento angular explica la formación de un disco en rotación. • El modelo puede explicar: – La presencia de estrellas con baja metalicidad en el halo con componentes de su velocidad en dirección radial. – La presencia de formación estelar y una metalicidad más alta en el disco. • El modelo no puede explicar: – Movimiento retrogrado de algunas estrellas/cúmulos de estrellas en el halo. – Las estrellas y cúmulos en el halo tienen un rango de edades de unos 2 Gyr – 10x más de la duración del colapso estimado por ELS. – Distribución de los cúmulos: Algunos asociado con el bulbo y los otros con el disco grueso – en el modelo de ELS no queda explicado por que es asi. • Parece que la formación de galaxias ha sido un proceso más complejo Formación de galaxias de disco La DM es necesario para que el colapso pueda terminar en un tiempo corto: • Parámetro de espin λspin~0.05 para halo de DM y λspin~0.42 para disco estable. Colapso de bariones: • |E| ~r-1 -> halo tiene que disminuir un factor (0.42/0.05)2 ~50-> tiempo de caida libre para valores típicas de Vía Láctea: > 1010 yr -> largo, no explicaría la presencia de estrellas más viejas que eso. Colapso de halo de DM: • En un halo con ρ ~r-2 (halo isothérmico, caso idealizado) -> velocidad de rotación es constante, Vc, en equilibrio (Fc=Fg). • Si el halo tiene λspin = 0.05 , V ≈ Vc/8 • En el colapso se conserva momentum angular J ~MRV –> R tiene que haber disminuido un factor 8 -> tiempo de free-fall ~109 yr. Recordamos: parámetro de espin: Formación de galaxias de disco Aunque un colapso de gas tiene que haber sido el comienzo de todas las galaxias, otros efectos son relevantes para la evolución de galaxias de disco: • Interacciones y fusiones entre galaxias • Caída continua de gas intergaláctico en las galaxias ya formadas • Efectos dinámico – Discos delgado en rotación sufren inestabilidades dinámicas debido a pequeñas perturbaciones gravitacionales – Se forman barras y brazos espirales – Barras pueden causar que estrellas y gas se muevan hacia en centro -> se forman “pseudo- bulbos” • ”Feedback” debido a formación estelar – Supernova y, en menor medida, vientos de estrellas masivas, inyectan mucha energía al medio interestelar. – Causan el calentamiento del gas y expulsarlo del disco al halo (o fuera de la galaxia) – Eso impide o retrasa la formación estelar, sobre todo en galaxias pequeñas. • Feedback debido a AGN –Inyectan energía a gran escala y puede ser importante en grupos y cúmulos – Procesos: Calentamiento de gas intergaláctico debido a chorros de radio o calentamiento de gas debido a la radiación del QSO Que necesitamos explicar • Diferentes tipos de galaxia: – Galaxias espirales con disco exponential, brazos espirales, barras y bulbos (mas o menos grandes) – Galaxias S0 con bulbo grande y disco pequeña sin brazos espirales – Galaxias elípticas de diferentes tipos • Similitud entre bulbos clásicos y galaxias elípticas • La relación en masa entre galaxias de diferentes masa (abundancia de galaxias enanas, “missing satélite problema”) • Eficiencia de formación estelar y evolución química de galaxias • Relación entre masa de bulbo y masa de BH • Relaciones de escala. Son relaciones entre parámetros globales de galaxias (luminosidad, tamaño, brillo superficial, velocidad de rotación…..), por ejemplo la relación Tully-Fisher. Interacciones entre galaxias Imágenes del HST Son un proceso fundamental para entender la evolución de galaxias. Son capaces de cambiar la morfología y provocar brotes de formación estelar. Interacciones de galaxias: Simulaciones y observaciones • Enseñar simulaciones Interacciones entre galaxias • Estrellas y DM se compartan como un gas sin colisiones – solo experimentan el campo gravitatorio general, no el de partículas individuales. Eso hace que en una interacción de cara, las estrella (y DM) pasan sin alteración mayor • Condiciones para una fusión: vrel < vescape • En una fusión fusionan tanto los halos de DM como los bariones dentro. • Se distinguen fusión de dos galaxias de una masa similar (”major merger”) y con masas diferentes (“minor merger”, m1/m2 <1/3) El gas, al contrario, interacciona hidrodinamicamente y pierde energía estrellas Gas molecular y atómico Minor merger • Minor mergers son muy frecuentes. No cambian la morfología de la galaxia mayor. • Aumentan la masa de la galaxia mayor • Pueden ser responsable para la formación del disco grueso (con estrellas viejas con baja metalicidad). • En la Vía Láctea está teniendo lugar actualmente la fusión con la galaxia enana Sagitarius. • Los Nubes de Magellanes también serán absorbido por la VL. NGC 1531 Crédito: Robert Gendler, Jan-Erik Ovaldsen, Allan Hornstrup, Arp 188 (Tadpole) Image Credit: Hubble Legacy Archive, ESA, NASA; Processing - Bill Snyder (Heavens Mirror Observatory) Major merger • El resultado de la fusión de 2 galaxias espirales de masa parecida (major merger) es una galaxia elíptica. • Indicios observacionales: • El resultado de una fusión se parece a una galaxia elíptica • Morfológicas en galaxias elípticas: ”Conchas” que son el resultado de una interacción. • Cinemáticas peculiar, como contrarotación de estrellas en el centro NGC 7252 NGC 4365, observado en el proyecto SAURON: rotación ortogonal en el centro Formación de elípticas • Las simulaciones dan como resultado de un major merger una galaxia elíptica. • Sin embargo, si se toma en cuanta solamente estrellas y DM, las propiedades de la elíptica resultante es diferente de las observadas: – La forma no es correcta (p.e radios son demasiados grandes) – La cinemática no es correcta (p.e. velocidad de rotación demasiado pequeña). • Tomando en cuenta también el gas en las galaxias espirales da resultados muy diferentes: – El gas pierde energía relativamente fácil mediante radiación • Se enfría y concentra en los centros. • La acumulación de gas en los centros provoca un brote de formación estelar. – Las estrellas formadas de esta manera tienen una densidad alta y cinemática diferente, compatible con las estrella en galaxias elíptica medianas. – Galaxias ULIRGS son ejemplos, son elípticas en el proceso de formación – …y tienen con frecuencia también un AGN Formación de elípticas Comparación de simulación con y sin gas disipativo Con gas: - Los radios son mucho más pequeños - La relación Vrot/sigma es mayor y más cerca del límite de soporte rotacional. La línea negra indica el valor Vrot/σ que explicaría la elipticidad debido a rotación (similar a la Tierra o el Sol). Sin gas, los resultados de las simulaciones tienen muy poca rotación. • Las isofotas de las elípticas no son siempre elípticas • Algunas tienen forma más cuadrada, boxy • Otras tienen exceso de lux en el eje mayor, disky • La forma de los isofotas está relacionado a otras propiedades, que permite clasificar elípticas en dos grupos. • Esto dos grupos parece tener procesos de formación diferentes. Boxy Las más luminosas Parte interna: ‘core’ Problablemente triaxiales Poca rotación En los centros de cúmulos Disky Medianas Parte interna: cúspide Esferoides oblatos Rotan rápido En el campo o afueras de cúmulos Diferentes tipos de elípticas Perfil de luminosidad Simulación Observación Con gas: más luz en la parte central en comparación la simulación sin gas Sin gas Observaciones en el cúmulo de Virgo demuestran que: • Las 10 galaxias más brillantes (ejemplo: NGC 4472) tiene un core -> resultado de fusión sin gas • Los 17 galaxias menos luminosas (ejmplos NGC 4458 y NGC 4459) tienen un exceso de luz en la parte central -> resultado de fusión con gas Línea continua: perfil de Sersic Formación de elípticas mediante fusión • La formación de elípticas ha tenido dos vías (fusión sin o con gas), explicando las propiedades observadas de diferentes clases de elípticas. • Fusión “mojada” (Wet merger): – Fusión de dos galaxias espirales con gas produce elípticas compatibles con las observadas elípticas medianas de hoy día. – La fusión tiene que haber pasado a z~2 para que las estrellas jóvenes se hayan muerto y la elíptica se queda roja. • Fusión “seca” (Dry merger): – Fusión de dos galaxias elípticas sin gas produce una galaxias elíptica grande compatible con las propiedades de elípticas gigantes observadas en regiones densa (grupos, cúmulos) – En una fusión seca, no se forman estrellas nuevas. Por eso, incluso una fusión reciente puede tener estrellas viejas. Esquema de la evolución de galaxias El escenario más probable: • Primero se forman galaxias de disco • Las galaxias elípticas se forman en fusiones. • Si una galaxias elíptica no interacciona con otra galaxias durante algún tiempo puede formar un disco mediante acreción de gas intergaláctica y fusiones menores -> Se forma una galaxias de disco con un bulbo. • Eso explica la formación de los bulbos y porque los bulbos de galaxias son tan parecidos a galaxias elípticas. 5.6 Modelos cosmológicas • La evolución de galaxias es un proceso complejo. Hacen falta simulaciones numéricas para comparar la teoría con las observaciones. • Las simulaciones tienen dos tipos de desavío: • Númericos: Tienen que describir un gran rango de escalas – desde (por lo menos) el tamaño de cúmulos de galaxias (~100 Mpc), porque el entorno es importante para la evolución de una galaxia – hasta escalas por debajo del tamaño de galaxias (formación estelar ocurre en escalas de 1-10 pc, altura del disco es ~100pc, grosor de brazos espirales ~1kpc) • Físicos: Aparte de describir la DM (solamente gravitación) hay que describir la física bariones: – calentamiento y enfriamiento del gas, – proceso de formación estelar, – efecto de SNe al gas – formación de AGN, efecto de AGN al entorno Modelos cosmológicos Procesos físicos a escalas pequeñas • Formación estelar: Ley de Kennicutt-Schmidt: SFR/Area ~ Mmol/Area – El exponente es incierto – Hay un offset entre galaxias “normales” y galaxias starburst • Explosiones de SN inyectan gas en su alrededor. Las consecuencias dependen del entorno: – si el gas es frío y denso, pierde la energía rápidamente, – si es caliente y difuso,no se enfría sino expande, puede escapar al halo y tarde mucho en enfriarse. • Crecimiento y efecto de los AGN: Cuál es la tasa de acreción, la luminosidad y el calentamiento del gas alrededor? • Todo estos procesos son complejos y se incorporan en las simulaciones en forma de recetas, por ejemplo: – Si la densidad del gas es por encima de un límite, se forman estrellas. – Los SNe inyectan una cierta fracción de su energía en gas frío o caliente – La luminosidad de un AGN es una cierta fracción de la luminosidad de Eddington • Los resultados de simulaciones dependen de la receta usada y del método numérico. • Se modifica la receta intentando conseguir acuerdo con todas las observaciones Ley de Schmidt-Kennicutt para la formación estelar Modelos cosmológicos Hay dos metodos principales (y complementarios) para los modelos: • Simulaciones hidrodinámicas pueden describir el gas mediante las ecuaciones hidrodinámicas. – Un paramétro clave es el tamaño de la red (grid) y si es adaptable o no – La físca a pequeña escala (formación estelar, SN, AGN) se incluye mediante recetas. – Ventaja: describalae hidrodinámica del gas bien – Desventaja: necesitan mucho tiempo y no se puede simular regiones muy grande o explorar muchos parámetros • Modelos semi-analíticos: – Simulaciones n-body para la distribución de DM – Una descripción simplificada para la evolución de bariones dentro de los halos de DM, tomando procesos como enfriamiento del gas, formación estelar, acreción para formar un BH, feedback en forma de recetas – Ventaja: Se pueden simular grandes volúmenes y explorar muchos parámetros. Se puede simular la historia de fusiones de las galaxias y la estructura a gran escala – Desventaja: No son tan preciso como la simulaciones hidrodinámicas Millenium simulation Ejemplo de una gran simulación n- body con 1010 partículas “Millenium” terminado en 2005. Luego había más simulaciones con más partículas (Millenium II en 2009 y Millenium XXL en 2010) Simulaciones cosmológicas Los resultado dependen del método numérico Las condiciones iniciales y las recetas para formación estelar y feedback son iguales en las dos simulaciones AREPO mueve el grid con el fluido y lo su densidad del fluido Resultados de las simulaciones AGN y galaxias • Se puede simular el crecimiento de los agujeros negros supermasivos en los centros de galaxias • Para empezar se necesitan un BH con masa moderada (unos 105 Msun, aunque el valor exacto no importa mucho). No está totalmente claro como se pueden haber formado. Se supone que en todo los halos por encima de un limite de masa hay uno. • Se simula el crecimiento con acreción desde un medio esférico estático. • Los modelos demuestran que – BH crecen rápidamente – El crecimiento de los BH y estrellas está relacionado – El crecimiento de los BH va en episodios – Hay una correlación entre sigma y MBH Resultados: AGN Simulación hidrodinámica de la densidad de bariones y el crecimiento de agujeros negros (círculos amarillos) Resultados: AGN • La masa de SMBH crece más rápidamente que la masa de estrellas. • Las dos tasas de crecimiento tienen un máximo alrededor de z = 2-4. • El máximo para los SMBH es más pronunciado. La escala en y está movida para M* Resultados: AGN • Crecimiento de los 6 SMBHs más masivos. • Se ve que el crecimiento tiene lugar en episodios • La tasa de crecimiento es máximo en algunos episodos para los SMBH más masivos Resultados: AGN La relación ajuste muy bien la relación local observada (línea gris gorda) a partir de z ~4. Resultados: AGN La relación ajuste muy bien la relación local observada (línea gris gorda) a partir de z ~4. -Sigma es para todo el disco Resultados: Feedback • Sin feedback la distribución de gas es más compacto, gas caliente está solamente en las zonas más densas. • Feedback es necesario para distribuir metales en el medio intergaláctico. Densidad de gas Temperatura Metalicidad Resultados: Historia de formación estelar • Con parámetros adecuados se puede explicar la historia de formación estelar. • Algunos modelos se pueden excluir: – No feedback: produce demasiado estrellas (“overcooling problem”) – Fast winds: demasida perdida de gas que impide la formación estelar Curva azul: Mejor módelo La relación de Tully-Fisher Galaxias en Ursa Mayor L α Vmax 4 La relación es más estrecha para bandas en el IR porque: • Están menos afectados por extincción de polvo • Trazan mejor la masa estelar de la galaxias Si las galaxias las galaxias no tendrían materia oscura, se entendería la relación Tully- Fisher relativamente fácil. Con materia oscura es sorprendente porque: • Vmax está determinado por la materia oscura • Luminosidad está determinado por la materia visible La relación Tully-Fisher nos dice que hay una estrecha relación. La luminosidad de una galaxia espiral está fuertemente correlacionada con su velocidad de rotación : L ∝ Vmaxα con α ∼3-4) (Tully & Fisher 1977) Resultados: Relación Tully-Fisher • Se puede reproducir la relación Tully Fisher relation • Modelos sin feedback no lo preproducen (dan una relación más pendiente) ~1012 Msun Resultado: Masa de halo y masa estelar Resultado de un modelo semi-analítico: • Sin feedback la masa en estella está muy sobreestimado • Sin feedback de AGN: El modelo funciona bien para masas bajas pero no para masas altas. -> Feedback de SN suprime la formación estelar en masa bajas, y feedback de AGN en masas altas. Conclusiones de los modelos • Los modelos son capaces de reproducir muchas observaciones. • Los resultados de simulaciones hidrodinámicas y modelos semi-analíticas son complementarios. • La formación de estructura a gran escala está bastante bien entendida. • Procesos del gas y feedback de SNs y AGNS son esenciales y son seguramente las claves para mejorar los modelos. Tenemos respuestas a esta preguntas? • Porque se forman las galaxias? • Porque hay dos tipos principales de galaxias (de disco y elípticas)? Cuál es su historia de evolución? Entendemos la abundancia relativa de cada tipo? • Porque han cambiado las propiedades de galaxias a lo largo del tiempo? • Podemos entender la relación entre propiedades de galaxias y su entorno? • Cómo están relacionado los tipos de galaxias que observamos a alto z (LBG, EROS, BzKs, submm galaxias…) con galaxias locales? • Entendemos la tasa de la formación estelar en función del tiempo? Porque está decreciendo desde z~2? • De donde viene la estrecha relación entre MBH y Mbulbo? • Que papel tienen AGNs en la evolución de galaxias? • Existe materia oscura?