Effect of central galaxy AGN activity on satellite galaxies in groups and cluster

Abstract

Uno de los objetos más interesantes y misteriosos del universo son los agujeros negros. Residen en el centro de la mayoría de las galaxias, regulando su crecimiento. La fuerza de atracción es tal que la materia es intensamente atraída y devorada. Cuando el ritmo de acrección sea máximo, el agujero negro emitirá a una luminosidad cercana al límite de Eddington. Por consiguiente, solo una peque˜na parte de la materia acretada es devuelta hacia el medio exterior mediante chorros de partículas, colisionando con el gas del entorno y originándose un frente de choque. Esta radiación puede activar o detener la tasa de formación estelar tanto en la galaxia anfitriona como en el ambiente donde se propaga el choque. A su vez, estos vientos pueden afectar a la morfología de las galaxias que habitan en los grupos y cúmulos. Puede ser una de las claves para entender por qué cuanto más nos adentramos al centro de estas agrupaciones se hallan galaxias cada vez más rojas, con estrellas viejas y gas caliente (conocidas como elípticas y lenticulares), mientras que a distancias lejanas, sucede el caso opuesto (se observan galaxias espirales), de acuerdo con las observaciones. Asumiendo que el frente de choque se propaga a través del medio intracumular y se encuentra con otra galaxia en la misma dirección que viaja, si su presión vence a la gravitatoria de la misma expulsará su gas. Este proceso es conocido como ram-pressure stripping y depende de la distancia a la que se encuentren ambos. Además, este fenómeno también puede ocurrir mediante la interacción del gas intracumular con la galaxia (conocidas como “galaxias medusa”, véase Figura 3). Otro mecanismo de sustracción del gas es la fuerza de marea entre dos galaxias. Este proyecto está inspirado en el artículo de Nayakshin and Wilkinson (2013), en el cual estudiaron el efecto de stripping en galaxias enanas causado por una de dimensión comparable a la Vía Láctea. A su vez, dieron a entender que cuando el agujero negro que habita en la galaxia anfitriona está en su máxima actividad o crecimiento es capaz de parar la tasa de formación estelar de las galaxias satélites. En su trabajo, las galaxias satélite estaban formadas por un halo de materia oscura, gas bariónico y un disco de gas. Los autores presentaron tres modelos de choque, cuyo frente se propaga a velocidad constante de 300, 500 y 1000 km s−1 . Cuando la presión ejercida por el choque vence a la fuerza gravitatoria de la galaxia satélite, expulsa tanto el gas ubicado en el halo como en el disco. Mientras que el gas en el halo es prácticamente perdido a distancias bastante lejanas respecto al centro de la anfitriona, el disco mantendrá el gas a mayores trayectos, debido a que es más compacto y, por tanto, su fuerza gravitatoria resiste durante más tiempo la presión del frente de choque. El estudio lo llevaron a cabo para tres galaxias enanas a diferentes masas viriales, correspondientes a velocidades máximas circulares de 15, 30 y 60 km s−1 demostrando que la más masiva (60 km s−1 ) conserva el gas durante un recorrido más largo respecto a la menos masiva (15 km s−1 ), para ambos casos (halo y disco). Los experimentos se llevaron a cabo en el universo local. En primer lugar, en §4.1.1 se analiza la fuerza gravitacional de la galaxia satélite como una función de la altura y del radio proyectado. La altura es fijada donde la aceleración total es máxima para todos los radios. Se observa que el bulbo es dominante únicamente a alturas y radios bastante cercanos al plano del disco, mientras que el disco estelar domina a alturas próximas al plano y radios donde el bulbo no destaca. El halo de materia oscura jugará un papel importante a alturas más alejadas de dicho plano y a radios cercanos al virial de la galaxia. Además, se demuestra que el efecto neto de todas las componentes es ligeramente superior a la presión gravitatoria propuesta por Gunn and Gott (1972), en el cual solo tuvieron en cuenta la presencia de disco estelar y de gas en la misma. Por último, se razona que esta presión es cada vez mayor a redshift altos, donde varía hasta un orden de magnitud entre cada z. Este trabajo sigue en parte el procedimiento que llevaron a cabo Nayakshin and Wilkinson (2013). A diferencia de su modelo, las galaxias satélites tienen además un disco estelar y un bulbo, lo que conlleva a fuerzas restauradoras más potentes. En §4.1.2 se reproducen las gráficas obtenidas por Nayakshin and Wilkinson (2013) usando sus parámetros y omitiendo el bulbo y el disco estelar únicamente en esta sección. Se focaliza solo en el modelo de frente de choque más energético, conocido como “NFW shell shock”. Los resultados obtenidos para el disco de gas son idénticos, mientras que difieren para el halo cuya física sigue teniendo sentido, es decir, los halos más masivos conservan el gas en trayectos más largos. Por lo tanto, se confirma que el modelo puede ser aplicado a grandes escalas. Seguidamente, en §4.2 se profundiza en el efecto de la presión del choque para diferentes ángulos de inclinación (0 ◦ , 30◦ y 60◦ ) y velocidades del choque (1000, 1500 y 2000 km s−1 ). El estudio se lleva a cabo desde bajo (z = 0), intermedio (z = 1) a alto redshift (z = 2). En concreto, se focaliza en altos valores de z ya que los discos van a ser más densos y peque˜nos respecto al universo local, siendo por tanto más difícil perder el gas. Además, esta situación también ocurre para el halo, pero su análisis carece de interés ya que prácticamente lo pierde todo a posiciones bastante lejanas del centro del cúmulo. Por otro lado, el halo que produce el frente de choque es del tama˜no de grupos (5×1013 M ) y cúmulos de galaxias (3×1014 , 2×1015 M ), mientras que la masas de las satélites están comprendidas desde dimensiones comparables a la Vía Láctea (∼ 1012 M ) a dos órdenes de magnitud menores (1010 M ) de la misma. Se obtiene que para ángulos cada vez más grandes y para velocidades y masas del halo anfitrión más peque˜nas, la presión del choque es más débil y, por tanto, la galaxia conserva el gas durante más tiempo. Además, se muestra que cuanto más masiva sea la satélite y el redshift es más alto, el efecto de stripping es menos efectivo, ya que la fuerza gravitatoria resiste a distancias más cercanas del centro del cúmulo. Finalmente, se confirma que los resultados concuerdan con las observaciones y con otros modelos propuestos, por lo que la física aplicada es válida. Estos cálculos pueden ser verificados por comparación con simulaciones cosmológicas tales como EAGLE (Evolution and Assembly of GaLaxies and their Environments) y Cluster-EAGLE, los cuales investigan la formación y evolución de galaxias. En futuros proyectos se podría comprobar la contribución relativa de los choques a la ram-pressure stripping producida por el medio intracumular. Probablemente, la mayoría del gas ya habría sido removido por el efecto antes que la galaxia alcance distancias lo suficientemente peque˜nas como para que los choques tengan un efecto apreciable.