explorando las propiedades dinÁmicas del medio intracÚmulo del medio intracÚmulo a partir de su...
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EXPLORANDOEXPLORANDO
LAS PROPIEDADES DINÁMICASLAS PROPIEDADES DINÁMICAS
DEL MEDIO INTRACÚMULO DEL MEDIO INTRACÚMULO
A PARTIR DE A PARTIR DE
SU CONTENIDO DE METALESSU CONTENIDO DE METALES
Sofía A. Cora Sofía A. Cora (FCAG - UNLP)(FCAG - UNLP)
La Plata, 23 de setiembre de 2005La Plata, 23 de setiembre de 2005
Simon D. M. White Simon D. M. White Volker Springel Volker Springel
(MPA)(MPA)
OBJETIVO:OBJETIVO:
Investigar la dinámica del Medio Investigar la dinámica del Medio IntracúmuloIntracúmulo
otra forma de evaluar los modelos de formación de estructura
Movimientos a gran escala del gas
afectan el espectro del MIC
(corrimientos Doppler y ensanchamiento de las líneas de emisión)
Efecto observable que motiva el presente estudio:
Transiciones al nivel n=1,2 de iones tipo H y He desde el C hasta el Ni Principal característica: línea de emisión Fe K 6.7 keV
Líneas de emisión:dependen de las
abundancias de elementos pesados
El medio intracúmulo es un plasma altamente ionizado pre-enriquecido por procesos estelares
sunMIC ZZ 3.0
Emisión en el continuo: transiciones
libre-libre (bremsstrahlung
térmico) 312/1 cmsergexp
Tkh
TnnB
ie
MEDIO INTRACÚMULOGas caliente y difuso:
Emisión térmica en BANDA DE RAYOS
X
Predicción
Contribuir con herramientas que faciliten la interpretación de futuros datos espectroscópicos en rayos X (Sunyaev et al. 2003; Brüggen et al. 2005)
Modelo de enriquecimiento Modelo de enriquecimiento químico del Medio Intracúmuloquímico del Medio Intracúmulo
Evaluar la posibilidad de utilizar la línea de emisión Fe K 6.7 KeV como trazadora del movimiento del gas
MODELO HÍBRIDO DE MODELO HÍBRIDO DE ENRIQUECIMIENTO QUÍMICO ENRIQUECIMIENTO QUÍMICO
DEL MEDIO INTRACÚMULODEL MEDIO INTRACÚMULO
Modelo semi-analítico de
formación de galaxias
Simulacionesde N-Body/SPH+
Modelo Híbridode enriquecimiento
químico=
13.0,7.0,3.0 bm
9.0,21.0 8
7.0,Mpcskm100 110 hH
Formación de estructura: parámetros
cosmológicos
Parallel tree-code
GADGET(Springel et al.
2001)
1o
10DM 102.1 hMM 1
o9
Gas 101.2 hMM
Simulación hidrodinámica no-
radiativa de un cúmulo de
galaxias
1o
14vir 106.7 hMM
dyn
cold
n
vir
t
M
skm
V
dtdM
1220
t
rr
t
M
d
d4
d
d cool2cool
cool
)( )()( i
icold
istarvirbhot MMMM
GAS CALIENTE
GAS FRIO
ESTRELLAS
Modelo semi-analítico de
formación de galaxias
),()(
)(
23
)(2 ZTrnm
rTkrt
ep
gcool
Modelo híbrido:enriquecimiento
químico del medio intracúmulo
MV
EM
2vir
SNCCSNCCreheat 3
4 FEEDBACK
ESTRELLASBAJA MASA
SNe CC SNe Ia
Gyr4,2.0SFCC
Ia
IatN
N
Metales:
Metalicidad
Densidad
Temperatura
Emisión en RX
Comparación con observaciones: 19 cúmulos de gx. con XMM-Newton(Tamura et al. 2004)
Determinación de Determinación de perfilesperfiles de abundancias de abundancias químicasquímicas
Metalicidad
Mapas de velocidad
pesados con la emisión de la línea Fe K 6.7
KeV
Explorando la Explorando la dinámica del dinámica del
MIC mediante MIC mediante su contenido de su contenido de
metalesmetales
Proyección x-y
Proyección y-z
Proyección z-x
Gradientes radiales y azimutales:
1000 km/s
Gradientes en velocidades radiales detectados por
corrimiento Doppler de las líneas de metales
Espectros sintéticos de la línea Fe K a lo
largo de líneas de la visual
Proyección x-y
Propiedades del gas a lo largo de las líneas de la
visual:
Velocidad
Densidad de H
Temperatura
Emisividad normalizada de línea Fe K 6.7 KeV
Abundancia de Fe
La línea puede ser separada en múltiples componentes
dependiendo de la estructura del campo de velocidad
Movimientos del gas que podrían ser observados por futuras misiones de RX (CONSTELLATION Y XEUS: resol. espectral 1 – 2 eV en el rango 1 – 7 KeV):
producidos por velocidades a lo largo de la línea de la visual mayores que 400 km/s alrededor del centro del cúmulo
producidos en zonas donde la emisividad de la línea de Fe es mayor que 10% de su valor en el centro del cúmulo
Conclusiones:Conclusiones:
A partir de la información provista por mapas de velocidad y espectros a lo largo de líneas de la visual podemos conectar las propiedades globales del
movimiento del gas intracúmulo con las múltiples componentes que producen en el
espectro: gran ayuda para la interpretación de datos
observacionales.
Evolución del Evolución del enriquecimientenriquecimient
o químicoo químico
Gyr4.8t
Gyr4.2t
1z
Gyr7.9t
Gyr8.10t
Gyr12t
5.0z
3.0z
2.0z
1.0z
0z
Gyr2.13t
Perfiles de abundancias
de Fe y O se desarrollan
en forma similar
Evolución de Evolución de perfiles de perfiles de
abundancias abundancias químicasquímicas
O/Fe plano a z=0
Contribución máxima de:
SNe CC a 4<z<6Aproximación de
reciclado instantáneo
sigue tasa de formación estelar
Evolución de Evolución de la tasa de la tasa de
eyección de eyección de metalesmetales
2.2,1.00 n
2.0
Formación estelar:
SNe CC Feedback:
Contribución máxima de:
SNe Ia a z=1 Modelo Delta:
Evolución de Evolución de la tasa de la tasa de
eyección de eyección de metalesmetales
Gyr4Ia t
Evolución de Evolución de la tasa de la tasa de
eyección de eyección de metalesmetales
SNe Ia responsable del 50% del contenido
de Fe del MIC
2.0SFCC
Ia
N
N
Bajo
oIaFe 6.0 MM
Alto
+
Evolución de Evolución de los perfiles los perfiles radiales de radiales de
abundanciasabundancias
Historia de eyección de metales
de las galaxias miembros del
cúmulo
Evolución dinámica de las
mismas
+
MODELO SEMIANALÍTICO
GAS FRIO
GAS CALIENTE
ESTRELLAS
)( )()( i
icold
istarvirbhot MMMM
Gas Cooling (White & Frenk, 1991)
),()(
)(
23
)(2 ZTrnm
rTkrt
ep
gcool
Sutherland & Dopita (1993)
dyn
cold
n
vir
t
M
skm
V
dtdM
1220
Permiten seguir la evolución de las componentes bariónicas(White & Rees, 1978; Cole 1991; Lacey & Silk 1991, White & Frenk 1991)
MODELO SEMIANALÍTICO
GAS FRIO GAS CALIENTE
ESTRELLAS IMF : u
sun
M
MdMMM
1)( )(M
Yields :
uk
lk
m
m
ik
ik dMpMY )(
SNe II :
MV
EM
vir
SNIISNIIreheat 2
Masa Reciclada :
uk
lk
m
mkk dMrMR )(
ejf.1 ejf
SNe Ia :
IaII
Ia tN
N,
M87, Gastaldello & Molendi (2002)
MEDIO INTRACÚMULO ABUNDANCIAS QUÍMICAS
MEDIO INTRACÚMULO ABUNDANCIAS QUÍMICAS(observaciones – medidas
globales)
sunMIC ZZ 3.0
Arnaud et al. (1992): Fuerte correlación entre masa total de Fe en el
MIC y la luminosidad bolométrica de galaxias tempranas (E/S0)
No se encontró correlación con galaxias espirales.
Una fracción importante del MIC
se origina en las galaxias E/S0
Allen & Fabian (1998)
CC (●) NCC (O)
No hay evidencia de variaciones de Z con el redshift hasta z~0.8
(Tozzi et al. 2003)
La mayor parte del enriquecimiento
químico ocurre a z>0.4
MEDIO INTRACÚMULO ABUNDANCIAS QUÍMICAS (observaciones – medidas
globales)
