evoluciÓn del plano fundamental de galaxias de tipo temprano en egs

1

EVOLUCIÓN DEL PLANO EVOLUCIÓN DEL PLANO FUNDAMENTAL DE FUNDAMENTAL DE GALAXIAS DE TIPO GALAXIAS DE TIPO TEMPRANO EN EGSTEMPRANO EN EGS

Mirian Fernández Lorenzo

ColaboradoresColaboradores: J. Cepa, A. Bongiovanni, A.M. Pérez García , A. Ederoclite, M.A. : J. Cepa, A. Bongiovanni, A.M. Pérez García , A. Ederoclite, M.A. Lara-López, M. PoviLara-López, M. Povićć y M. Sánchez-Portaly M. Sánchez-Portal

2

ÍndiceÍndice

Introducción

Selección de la muestra

Parámetros estructurales

Dispersión de velocidades

Plano Fundamental

Proyecciones del Plano Relación de Faber-Jackson Relación de Kormendy

¿Evolución en luminosidad o en tamaño?

Conclusiones

IX Reunión Científica de la SEA, 14 de septiembre de 2010 Mirian Fernández Lorenzo11

3

IntroducciónIntroducción

Plano Fundamental: dispersión de velocidades, brillo superficial y radio efectivo Relaciona propiedades estructurales y dinámicas →

Modelos de formación y evolución Determinación de distancias → Mejora en un factor 2

respecto a la relación de Faber-Jackson → Cosmología

Primeros estudios de evolución: cambio en el punto cero Van Dokkum & Franx (1996) y Kelson et al. (1997) →

galaxias en cúmulos a z~0.5 → PF similar al local, consistente con evolución pasiva de poblaciones estelares

Van Dokkum et al. (2001) y Ziegler et al. (2005) → resultado similar para galaxias de campo

Treu et al. (2005) encuentran evolución en pendiente Fritz, Böhm & Ziegler (2009) → galaxias de campo Fritz et al. (2009) → galaxias de cúmulo Evolución dependiente de la masa mas que del entorno

22IX Reunión Científica de la SEA, 14 de septiembre de 2010 Mirian Fernández Lorenzo

4

Selección de la muestraSelección de la muestra


• Galaxias en EGS comunes a ACS y DEEP2 Rango espectral – 6500-9100Å Resolución – 4000 Catálogo DEEP2 – Magnitudes B, R, I y

desplazamiento al rojo Magnitud V – ACS Magnitud z (CFHTLS) – corresponde a B a z=1

• Morfología Comparamos los espectros de DEEP2 con el de una

galaxia elíptica a z=0 → clasificación visual grupo

E/S0 → 400 Seleccionamos espectros con líneas de absorción:

Fe 5270; Fe y Ca 4300; CaII 3934, 3969

5

Parámetros estructuralesParámetros estructurales

La muestra final consiste en 135 galaxias E/S0 en el rango 0.2<z<1.2


• Ajuste perfil de brillo → GALFIT → Imágenes en I de ACS– Perfil de Vaucouleurs– Perfil de Sérsic– Descomposición bulbo-disco

• Corrección K usando el código kcorrect (Blanton & Roweis 2007)

• Corrección por el debilitamiento debido a la expansión del universo (1+z)4.

6

Dispersión de Dispersión de velocidadesvelocidades


• Espectro de galaxia E/S0: Formada principalmente por estrellas – líneas de

absorción Movimientos de las estrellas – efecto Doppler Suma espectros de las estrellas + función de

ensanchamiento

• Código pPXF (Cappellari & Emsellen 2004) Crea un espectro plantilla – convolución función de

ensanchamiento y espectro suma de espectros estelares Compara espectro y plantilla – ajuste simultáneo de los

parámetros de la función de ensanchamiento que minimizan el 2

• Extraemos espectros 2D en Re – Ajustamos rango de 500 A Aplicamos corrección de apertura de Mehlert et al.

(2003)

7

Plano FundamentalPlano Fundamental


• Separamos las galaxias en 2 rangos: z<0.35 y z>0.35 Ajustamos muestra local → parámetros locales de la literatura Gebhardt et al. (2003) → ZP=9.062 (Faber et al. 1989)

• Ajustamos muestra alto z → MB=-0.68 mag → dispersión del PF doble

8


Plano FundamentalPlano Fundamental

• Ajustamos muestra alto z permitiendo cambio en la pendiente La dispersión es similar a la local

Diferente evolución en función de las propiedades intrínsecas de las galaxias (masa total, tamaño, luminosidad)

9

Proyecciones del PlanoProyecciones del Plano

• Relación de Faber-Jackson – Luminosidad y dispersión de velocidades

• Relación de Kormendy – Brillo superficial y radio efectivo


▪ Fritz, Böhm & Ziegler (2009) (Saglia, Bender & Dressler 1993)

▪ Evolución diferente en función del tamaño

▪ Similares resultados (Toft et al.2009; Damjanov et

al.2009)

▪ Puede ser debida a efectos de selección

10

Proyecciones del PlanoProyecciones del Plano


• Bernardi et al. (2003) – SDSS 9000 objetos a 0.01<z<0.3 Muestra limitada en magnitud Ajuste perfil de Vaucouleurs

• -21.5>Mg>-22.5

• Vp (SDSS) = 0.26Gpc3

• Vp (DEEP2+ACS) = 0.001Gpc3

• 0.4% de los objetos con Re<2 Kpc y -21.5>Mg>-22.5 existen en el universo local

11

¿Evolución en luminosidad o en ¿Evolución en luminosidad o en tamaño?tamaño?


• Evolución en luminosidad o tamaño desde z=1 para explicar el decrecimiento en número de estos objetos Analizamos las relaciones luminosidad-tamaño y masa

estelar-tamaño McIntosh et al. (2005) → evolución en L- Re pero no en M*-

Re hasta z=1 Evolución clara de M*- Re a z mayor (Trujillo et al. 2007;

Buitrago et al. 2008)

• Determinamos la masa estelar a partir de la plantilla ajustada por kcorrect → IMF de Chabrier L- Re → local de Bernardi et al. (2003) M*- Re → local de Shen et al. (2003) – SDSS – perfil de Sérsic

Evolución en tamaño más problable: Fusiones menores secas

12


¿Evolución en luminosidad o en ¿Evolución en luminosidad o en tamaño?tamaño?

• Efecto en el plano de estos objetos compactos

Representamos nuestra muestra junto con la de Bernardi et al. (2003)

Buen ajuste de los datos locales

Representamos los datos con -21.5>Mg>-22.5

Misma distribución para las galaxias grandes

Galaxias pequeñas responsables de la aparente evolución del plano

• Difícil distinguir evolución en pendiente de aumento de la dispersión

13


ConclusionesConclusiones

• Evolución en el PF de MB=-0.68 mag y Mg=-0.52 mag a <z>~0.7 La evolución en pendiente reduce la dispersión a la

mitad

• Evolución en la relación de Kormendy debida a los efectos de selección Población de objetos con -21.5>Mg>-22.5 y Re<2 kpc

casi inexistente a z=0

• Objetos compactos a <z>~0.7 responsables de la aparente evolución en pendiente No podemos distinguir una evolución en la pendiente

del PF de un aumento de la dispersión de la relación

14

FINFIN


evoluciÓn del plano fundamental de galaxias de tipo temprano en egs

Documents