Astronomía Extragaláctica y Cosmología ObservacionalDepto. de Astronomía (UGto) 2006

Clase 4 Cúmulos de Galaxias

Definición de Grupos y Cúmulos de Galaxias sistemas de galaxias el catálogo de G. Abell otros catálogos grupos

Morfología y ClasificaciónMedio Intra-CúmuloEfectos Ambientales

Relación Morfología-Densidad galaxias cDs

La Masa de Cúmulos de Galaxias Teorema del Virial Emisión en rayos-X Lentes Gravitacionales

1992 – Lumsden et al. [MNRAS 258, 1]: Edinburgh-Durham Cluster Catalog (EDCC)

maquina de digitalización COSMOS (Coordinates and Magnitudes Object Survey) Nc = 737

1997 – Dalton et al. [MNRAS 289, 263]: APM Cluster Catalogue (APMCC)

maquina de digitalización APM (Automatic Plate Measuring) Nc = 937

Catálogos: otros catálogos clásicos

Sistemas de Galaxias: Riqueza

Par → 2 galaxies (~ 1012 M)Grupo → ~ 10 galaxies (~ 1012-1013 M)Cúmulo Pobre → ~ 100 galaxies (~ 1013-1014 M)Cúmulo Rico → ~ 1000 galaxies (~ 1014-1015 M)Supercúmulo → ~ 10000 galaxies (~ 1015-1016 M)

Hercules/A2151 (Cúmulo)

M51 (Par)

Quinteto de Stephan (Grupo Compacto)

1958 – G. Abell [ApJS 3, 211]: primera busca sistematica (por inspección visual) de cúmulos ricos Hemisferio Celeste Norte (Palomar Observatory Sky Survey, EUA, 879 placas fotográficas) criterios:

• riqueza → Ngal 50 galaxias, entre m3 y m3+2 mag (substracción del cielo local)• compactación → r < RA = 1.5 h-1 Mpc = (1.72/zest)’ zest = f(m10)• distancia → 0.02 (tamaño de las placas) < z < 0.2 (mag limite – m3 ≤ 17.5)

Nc = 2712

1989 – Abell, Corwin & Olowin [ApJS 70, 1]: extensión al Hemisferio Celeste Sur ESO/UKST Southern Sky Survey (Chile y Australia, 606 placas fotográficas) mismos criterios (excepto por la substracción de un cielo promedio “universal”) Nc = 1361 (ricos) + 1174 (suplementares, R = 0, or D > 6)

Clases de Riqueza (R )0 30 – 491 50 – 792 80 – 1293 130 – 1994 200 – 3005 300 o más

R (Ngal)

Clases de Distancia (D)

1 13.3 – 14.0 0.02832 14.1 – 14.8 0.04003 14.9 – 15.6 0.05774 15.7 – 16.4 0.07875 16.5 – 17.2 0.13106 17.3 – 18.0 0.1980

D (rango de m10) (zest promedio)

Catálogos: Abell-ACO

Nc = 4073Completo hasta z ~ 0.2 (zmax ~ 0.4)

n(R 1) = 105 h3 Mpc3 <r> ~ 50 h1 Mpc

Abell

ACO

Catálogos: Abell-ACO

Compactos: Dispersos: generalmente detectados por análisis de percolación

riqueza Ngal 3

1982 – Hickson [ApJ 255, 382]: el más conocido y estudiado catalogo de grupos compactos (HCG)

criterios:• riqueza → Ngal 4, en un rango de ≤ 3 mag• concentración → <Σgal> ≤ 26 μR

• aislamiento → ninguna galaxia con m < m1+3 dentro de 3Rcg

Ngc = 100

(1877)(1948)

Catálogos: Grupos

Catalogo Ngr zlim mlim Area Ref.

▪ Hickson 100 POSSI Hickson et al. 1989

▪ P-PS 188 0.05 B ≤ 15.5 P-P Trasarti-Battistoni et al. 1998▪ WBL 732 0.03 mph ≤ 15.7 POSSI White et al. 1999▪ UZC-SSRS 1 168 0.04 B ≤ 15.5 4.7 sr Ramella et al. 2002▪ ESP 231 0.16 bJ ≤ 19.4 0.01 sr Ramella et al. 1999▪ LCRS 1 495 0.15 R ≤ 17.5 0.21 sr Tucker et al. 2000▪ 2PIGG (2dFGRS) 12 566 0.20 bJ ≤ 19.5 0.61 sr Eke et al. 2004▪ C4CC (SDSS-DR2) 748 0.17 r ≤ 17.7 1.01 sr Miller et al. 2005

▪ Abell/ACO 4 073 0.20 mph ≤ 20.0 ~8.2 sr Abell 1958, ACO 1989▪ EDCC 737 0.19 bJ ≤ 20.5 0.5 sr Lumsden et al. 1992▪ APMCC 937 0.13 bJ ≤ 20.5 1.31 sr Dalton et al. 1997▪ NoSOCs 16 546 0.25 rF ≤ 19.5 3.35 sr Gal et al. 2006

Catálogos: Grupos y Cúmulos (los más representativos)

Abell: regular irregular

Zwicky: compacto semi-compacto abierto

Bautz & Morgan: I → galaxia cD central II → intermediaria entre E/cD III → no tiene galaxias dominantes también tipos intermedios I-II y II-III

Rood & Sastry:

• cD → galaxia cD• B → dos galaxias dominantes• L → línea de galaxias dominantes• C → carozo central de galaxias• F → distribución achatada• I → distribución irregular

Criterios: riqueza (Abell R ) forma de la distribución de galaxias (Abell) concentración (Zwicky) distribución de los miembros más brillantes (10, RS) presencia o falta de una galaxia cD (BM) morfología de la galaxia dominante (BM) sub-estructuración contenido de galaxias...

Morfología y Clasificación

Tipo Abell Regular (temprano) Intermediario Irregular (tardío)

Tipo Zwicky Compacto Medio-Compacto Abierto

Tipo Bautz-Morgan I, I-II, II (II), II-III (II-III), III

Tipo Rood-Sastry cD, B, (L), (C) (L),(F),(C) (F), I

Contenido rico en elípticas pobre en espirales rico en espirales

E (campo 10%)L (campo 20%)S (campo 70%)

35%45%20%

20%50%30%

15%35%50%

Simetría esférica intermediaria forma irregular

Concentración central alta moderada muy baja

Emisión radio 50% 50% 20%

Luminosidad en rayos-X alta intermediaria baja

Ejemplos A2199, Coma A194, A539 Virgo, A1228

Morfología y Clasificación

[Geller & Beers 1982, PASP 94, 421]

Morfología y Clasificación

Gas ionizado caliente: La formación de galaxias en cúmulos es poco eficiente – la mayor parte de la matéria barionica (cerca de 80%) esta en la forma de gas en el MIC (entre las galaxias, concentrado hacia el centro)

este gas es calentado por la compresión del potencial gravitacional del cúmulo, por el movimiento de las galaxias y posiblemente por AGNs y supernovas

la temperatura del MIC es muy alta (107108 K) y él emite en rayos-X, el H está completamente ionizado y son encontrados también metales altamente ionizados (como FeXXVI)

Medio Intra-Cúmulo (MIC)

Bremsstrahlung térmico: El mecanismo de producción de rayos-X en los cúmulos es el bremsstrahlung térmico (o emisión libre-libre de los electrones) [Felten et al. 1966, ApJ 146, 955] e– libres son espallados por íones y radian la energía que pierden el gas enfría muy de espacio por esta radiación

Observación del MIC El MIC puede ser observado de 4 formas:

• por su emisión en rayos-X• por el efecto Sunyaev-Zeldovich (microondas)• por la presión de arrastre del MIC sobre el HI de espirales y chorros/lobos de AGNs (radio)• por emisión radio del campo magnético del cúmulo

NGC 1265 (Cúmulo de Perseus)

Espectro de rayos-X

La emisión en rayos-X de cúmulos es menos sujetada a efectos de proyección

La emisión en rayos-X es útil para detectar cúmulos de galaxias hasta z ~ 1

Catalog Nc zlim Fmin Area Ref.(erg s-1 cm2)

▪ XBACS 283 0.2 5.010-12 ~8.2 sr Ebeling et al. 1996▪ BCS 206 0.3 4.410-12 3.96 sr Ebeling et al. 1998▪ eBCS 107 0.3 2.810-12 3.96 sr Ebeling et al. 2000▪ REFLEX 447 0.3 3.010-12 4.24 sr Bohringer et al. 2004▪ CIZA 151 0.3 3.010-12 4.39 sr Kocevski & Ebeling 2006

Catálogos de Cúmulos en rayos-X (los más representativos)

Efectos de los cúmulos sobre las galaxias relación morfología-densidad formación de una galaxia dominante (cD) fusiones (por fricción dinámica) efectos de marea pierda de gas (por presión de arrastre) efecto Butcher-Oemler

Efectos ambientales

Efectos de las galaxias sobre los cúmulos enriquecimiento de metales del MIC calentamiento del MIC inyección de partículas relativistas

Efectos ambientales en la morfología: hay más elípticas en regiones más densas que en regiones menos densas la fracción de elípticas en un cúmulo cae rapidamente con la distancia al centro

hay más espirales en regiones menos densas que en regiones más densas casi no hay espirales en los centros de cúmulos de galaxias la fracción de espirales en un cúmulo aumenta con la distancia al centro

la fracción de lenticulares también cae con la distancia al centro, pero menos rapidamente que la de las elípticas

[Dressler 1980, ApJ 236, 351]:

Relación Morfología-Densidad

Interpretaciones posibles: herencia: ciertos tipos de galaxias no se forman en regiones que van a tornarse cúmulos ricos de galaxias cambios de morfología: ciertos tipos de galaxias no se mantienen inalteradas en algunos ambientes

• S pueden tener su gas arrancado tanto por interacción directa (efectos de marea) como por presión de arrastre del gas intra-cúmulo. La disminución del disco y aumento del bulbo puede cambiar un S en un S0• los bulbos pueden ser aumentados por añadidura de pequeñas galaxias satélites ricas en gas y sucesivos brotes de formación estelar• S pueden cambiarse en E por fusiones

Relación Morfología-Densidad

Galaxia dominante: son las galaxias más brillantes que se conoce, mucho más brillantes que galaxias normales (MV ≈ -24, con una dispersión estrecha de 0.3 – 0.35 mag) se ubican únicamente en el centro (o cerca de él) de cúmulos ricos (no hay cDs donde n ≤ 1 gal Mpc-3) presentan un envoltorio extenso de estrellas (que no se sabe se es parte de la galaxia o del cúmulo) muchas presentan núcleos dobles (25 – 50%) son generalmente achatadas y alineadas a la distribución de galaxias del cúmulo (o a cúmulos vecinos)

Galaxias cD cD del cúmulo A496

Escenarios de formación propuestos: fusión de la galaxias más brillantes o acreción de galaxias más pequeñas por fricción dinámica (canibalismo galáctico) [Ostrike & Tremaine 1975]

acumulación de estrella perdidas que calen en el potencial del cúmulo, retiradas de las galaxias por efectos de marea [Merritt 1984]

acumulación de gas en el potencial del cúmulo por flujos de resfriamiento [Mushotzky et al. 1981]

cD del cúmulo de Perseus

cúmulo de Perseus

cD del cúmulo A2199

Galaxias cD

Teorema del Virial (suponiendo que el sistema es gravitacionalmente ligado y dinámicamente relajado, esférico y aislado)

Emisión en rayos-X (a partir de la luminosidad y la temperatura)

Lentes Gravitacionales

Mvir = (3π/2G) σLOS2 Rvir

La Masa de Cúmulos de Galaxias

M(r) = – kB T r2 dlnρ + dlnT GμmH dr dr

Lentes Gravitacionales

el efecto de lentes gravitacionales puede ser clasificado en 4 tipos:

• cuando la fuente y la lente están alineadas, se produce un “anillo de Einstein”• cuando el efecto es más intenso se producen múltiplas imágenes, y llamamos efecto fuerte de lente gravitacional• cuando el efecto es intermedio, sólo una imagen es producida (estirada tangencialmente, formando un arco) y llamamos efecto débil de lente gravitacional• cuando el efecto produce apenas pequeñas distorsiones (imágenes de galaxias apenas más alongadas), llamamos shear

Cruz de Einstein Cl0024+16

A1689

MG1131+0456 (VLA)

La Tercera Componente de Masa: Materia Obscura

Proporción de masa en cúmulos de galaxias estrellas 2% gas 15% materia obscura 83%