The formation of nearly bulgeless galaxies in cosmological simulations

Abstract

El entendimiento de la morfolog´ıa de las galaxias y su evoluci´on con el paso del tiempo suponen, hoy en d´ıa, uno de los mayores campos de investigaci´on en la astrof´ısica. Existen diversas teor´ıas que explican esta evoluci´on, la teor´ıa m´as aceptada apoya un universo repleto de materia oscura fr´ıa (ΛCDM). El paradigma de esta teor´ıa predice una evoluci´on de las galaxias debida, en gran medida, a violentos procesos de fusi´on entre ellas en los cuales todo movimiento orbital existente se convierte en un proceso aleatorio de energ´ıa, lo que produce un cambio en la morfolog´ıa de las galaxias. Esta teor´ıa de formaci´on de galaxias ha sido notablemente existosa a lo largo de los a˜nos. Junto con el diagrama de Hubble (figura 1.1), el cual establece distintos tipos de galaxias dependiendo de la forma de estas, ha sido posible establecer una l´ınea evolutiva en base a la morfolog´ıa de las galaxias. Seg´un este esquema, galaxias espirales, las cuales se caracterizan por un gran movimiento orbital, evolucionan a galaxias el´ıpticas, cuyo movimiento es aleatorio, a trav´es de violentas fusiones entre ellas. Sin embargo, la aparici´on de diversos estudios que afirman la existencia de una gran fracci´on de galaxias espirales con una componente peque˜na o nula de bulbo sugiere un gran desaf´ıo bajo este modelo. Si todas las galaxias han sufrido fusiones entre ellas a lo largo de su historia evolutiva, reduciendo as´ı la rotaci´on global del sistema, la existencia de galaxias sin bulbo y, adem´as, la gran fracci´on de ellas, pone en riesgo la veracidad de este canal evolutivo. Bajo esta premisa, se crea el proyecto BEARD, el cual pretende analizar una muestra observada de 66 galaxias masivas espirales (galaxias con una masa mayor de 1010 masas solares) con una baja o nula presencia de bulbo. Este set de galaxias ha sido seleccionado del cat´alogo espestrosc´opico SDSS-DR13, el cual proporciona un marco excepcional para el estudio estad´ıstico de las galaxias. Este Trabajo de Fin de M´aster se incluye dentro de este proyecto, el cual pretende aportar un marco te´orico a las observaciones a trav´es de un an´alisis exhaustivo mediante simulaciones, donde es posible realizar un seguimiento en la historia evolutiva de las galaxias. Para esta labor se ha usado la mayor simulaci´on cosmol´ogica de EAGLE, la cual cuenta con un tama˜no de (100 Mpc)3 y 2 × 15043 part´ıculas de materia oscura y gas, donde se han seleccionado todas las galaxias espirales con una masa mayor de M∗ > 1010 masas solares. Una breve introducci´on al proyecto EAGLE y la simulaci´on con la que trabajaremos se encuentra en la secci´on 3.1. Al principio del proyecto se realizar´a una selecci´on de todas las galaxias espirales de nuestra simulaci´on que tengan masa mayor de M∗ > 1010M (secci´on 3.2). Dicha selecci´on se llevar´a a cabo usando par´ametros cinem´aticos tales como la fracci´on de estrellas en contra-rotaci´on, kco, el achatamiento, ε o la triaxialidad, T. Los l´ımites establecidos para cada par´ametro se han basado en los estudios realizados por Correa et al. (2017) y Thob et al. (2019). Tras esto, se desarrollar´an dos an´alisis cinem´aticos en paralelo basados en estudios anteriores realizados por Zolotov et al. (2009) y Clauwens et al. (2018). Dichos estudios establecen dos tipos de t´ecnicas de descomposici´on basadas en el momento angular de las estrellas pertenecientes a cada una de las galaxias. Para cada t´ecnica, un cambio de referencia al sistema propio de cada galaxia es necesario, alineando la componente z del nuevo sistema de referencia con el momento angular global de su galaxia. Con esto, situamos la componente disco de cada una de las galaxias de nuestra muestra en el plano x-y, propio para cada una de ellas. Tras esto, una descomposición en bulbo, halo y disco se realiza para cada uno de los métodos comentados anteriormente (Zolotov et al., 2009; Clauwens et al., 2018). Ambas descomposiciones cinem´aticas se pueden encontrar ampliamente desarrolladas en la sección 3.3.1. Por otra parte, con motivo de una comparación directa con las observaciones, también se realizará una clasificación fotométrica de la muestra de galaxias a trav´es de un procedimiento an´alogo al criterio de selecci´on usado por el proyecto BEARD. Dicha selecci´on cataloga las galaxias con o sin bulbo dependiendo de su ´ındice de concentración luminosa, siendo este el ratio entre el radio que encierra el 90% y el 50% del flujo petrosiano. Para esta clasificación, el proyecto BEARD se basa en el estudio realizado por (Graham & Driver, 2005), donde encuentra que las galaxias correspondientes a una concentración de luz menor de 2.5 corresponden a un ´ındice S´ersic de n = 1.5. Esta selecci´on pretende proporcionar galaxias masivas puramente espirales, es decir, sin bulbo. Un análisis más detallado del flujo petrosiano y el ´índice de concentración se puede encontrar en la sección 3.3.2. Una vez realizadas las distintas clasificaciones, en el capitulo 4 se expone una comparación detallada entre las dos descomposiciones cinemáticas (sección 4.1.1) y se lleva a cabo un estudio de estas frente a la clasificación fotométrica. Tras esto, se establece la fracción de galaxias sin bulbo para cada una de las técnicas utilizadas (tabla 4.1). En la sección 4.2 se realiza, para cada uno de los métodos cinemáticos, un estudio de dependencia entre la mayor contribución de masa debido a una fusión en la historia de formación de las galaxias y su tamaño de la componente bulbo. Análogamente, se realiza este mismo estudio con respecto al ´índice de concentración de luz. Finalmente, aprovechando que el método de Zolotov et al. (2009) nos da información de todas las partículas pertenecientes a cada una de las componentes, se realiza un estudio de la edad media de las partículas del bulbo y su relación con el tamaño de este. Debido a la resolución de nuestra simulación, las componentes con una escala resolutiva menor de aproximadamente 3 kpc, como lo son los bulbos pequeños, están próximos al limite de resolución, por lo que los resultados extraídos de los análisis se tienen que interpretar con cuidado. En el capítulo 5 se encuentran las correspondientes conclusiones ligadas a estos resultados, así como una enumeración de los diferentes tipos de objetivos futuros que este trabajo nos ha ido planteando.