The Milky Way's merger history analyzed via high-resolution hydrodynamical simulations

Abstract

Desde hace m´as de una decada se conocen importantes discrepancias entre lo que el modelo actual de formaci´on de galaxias y m´as en general, el modelo cosmol´ogico actual ΛCDM espera, y lo que muestran las observaciones. Estas discrepancias se acent´uan sobre todo en galaxias m´as peque˜nas, catalogadas normalmente como galaxias con masas estelares menores a 109 masas solares y bautizadas como galaxias enanas (del ingl´es dwarf galaxies). Ocurre por un lado, que las galaxias sat´elite, es decir, las que orbitan otras galaxias m´as masivas en nuestro Grupo Local, parecen estar alineadas en planos de rotaci´on en lugar de estar distribuidas de manera aleatoria. Adem´as de eso, cuando se hacen las cuentas de las galaxias sat´elite observadas frente a las simuladas en simulaciones cosmol´ogicas, hay una importante discrepancia en el n´umero a favor de las simuladas. Ultimamente ´ se ha aliviado esta discrepancia por dos motivos principales: el aumento del l´ımite instrumental de detecci´on de brillo, el cual ha permitido la detecci´on de galaxias muy poco brillantes hasta la fecha desconocidas por un lado, y la inclusi´on de materia bari´onica y feedback en las simulaciones, con lo que se consigue reducir el n´umero de sat´elites por otro. Una tercera mejora sustancial viene dada por el hecho de tener en cuenta el particular mapa cosmogr´afico de nuestro Grupo Local al simularlo. Esta es quiz´as la mayor particularidad de las simulaciones hidrodin´amicas HESTIA, las cuales ”fuerzan” sus V´ıas L´acteas simuladas a vivir en un entorno espacial de 3 Mpc como el que las observaciones cosmogr´aficas de hoy en d´ıa indican. Haciendo uso de las 24 simulaciones de media resoluci´on y 3 simulacines de alta resoluci´on HESTIA, dividimos nuestro trabajo en dos partes: En una primera parte, tratamos de seleccionar de entre las 24 candidatas (m´as las tres de alta resoluci´on) la que mejor se adhiere a las observaciones conocidas hasta la fecha, filtrando las diferentes candidatas bien por morfolog´ıa y bien por historia de formaci´on estelar y historia de acreci´on de masa. Estas dos ´ultimas caracter´ısticas est´an ´ıntimamente ligadas al principal evento de acreci´on de nuestra V´ıa L´actea acaecido hace unos 10 gigaa˜nos, el cual propuls´o la formaci´on de estrellas dr´asticamente, a la vez que al incluir estrellas de la galaxia acretada entre las suyas propias, form´o una segunda secuencia principal con estrellas de menor metalicidad y distinta cinem´atica. El objetivo principal de la selecci´on de una V´ıa L´actea que represente de forma m´as fiel lo que conocemos sobre ella a d´ıa de hoy, es obtener un conjunto de condiciones iniciales para correr simulaciones en el futuro. Despu´es de aplicar los filtros reci´en mencionados, seleccionamos la simulaci´on de alta resoluci´on 37 11 como mejor candidata. La segunda parte del trabajo se centra en las galaxias sat´elite de las dos principales galaxias de cada uno de los 3 grupos locales simulados en alta resoluci´on 09 18, 17 11 y 37 11. En particular, se trata de dar respuesta a una serie de preguntas que nos planteamos con ´animo de arrojar algo de luz sobre algunos de los problemas que forman parte de la llamada crisis a peque˜na escala (small-scale crisis) del modelo cosmol´ogico actual. Para comenzar identificamos todas las galaxias sat´elite en cada una de las principales galaxias como halos incluidas en el radio del virial con masas estelares mayores a 106 masas solares. Adem´as de ello, es necesario establecer un filtro adicional, y es que para asegurar la suficiente presencia de materia oscura en cada halo, el ratio de materia bari´onica frente a materia oscura sea menor a 0.1. Una vez identificadas, se obtienen las masas, la posici´on y cinem´atica de cada una de ellas. Se observan 3 candidatas con una posible estructura planar, aunque no definitiva, debido a que ni es muy clara en el sentido del grosor del plano, ni se observa semejanza en la cinem´atica de las galaxias que la conforman. Ello nos hace pensar que se trata de estructuras m´as bien transitoras. Con lo que respecta a la cinem´atica de las galaxias, se obtiene el ratio de ´orbitas pr´ogradas y retr´ogradas en el plano de rotaci´on de los discos gal´acticos. Se obtiene un total de 22 galaxias pr´ogradas frente a 24 retr´ogradas, lo cual no indica una particular preferencia por ninguno de los dos tipos de ´orbita. Una vez identificadas las galaxias y sus propiedades, se determinan sus tiempos de captaci´on, el cual definimos como el instante en el cual la galaxia sat´elite cruz´o por primera vez el radio del virial de su anfitriona y en lo sucesivo denotaremos como tinfall. La mayor´ıa de las sat´elites son atra´ıdas por primera vez a las inmediaciones de sus anfitrionas en los primeros 2-6 giga a˜nos de simulaci´on. Unicamente 3 galaxias son atra´ıdas en los ´ultimos 2 giga a˜nos. No parace haber ninguna ´ correlaci´on entre el tiempo de primera ca´ıda de las galaxias sat´elite sobre las anfitrionas con el tipo de ´orbita. Al trazar la evoluci´on espacial de las sat´elites a trav´es de los diferentes snaphots observamos un fen´omeno que parece ser com´un: 4 de las 6 galaxias anfitrionas estudiadas muestran una ca´ıda grupal de sus sat´elites. El 43% de las galaxias son captadas de manera grupal. En estas 4 est´an a la vez incluidas las 3 comentadas anteriormente con potenciales discos. Esta posible relaci´on debe ser estudiada con m´as detenimiento debido al bajo n´umero de galaxias estudiadas y la ambig¨uedad de las estructuras planares de las que hablamos. Podr´ıa ampliarse el estudio a las simulaciones de media resoluci´on. Un segundo fen´omeno com´un es el de las galaxias backsplash, en otras palabras galaxias que ”rebotan” para volver a salir al menos una vez del radio del virial. 14/46 sufren este fen´omeno. Finalmente, reproducimos la funci´on de luminosidad tanto de la V´ıa L´actea como de M31. En dos de los casos, tanto en 09 18 como en 17 11 el resultado est´a dentro de lo esperado por las observaciones en el rango de baja luminosidad (MV > −12), lo cual indica que este tipo de simulaciones s´ı resuleven el problema de ”sat´elites perdidos”. En el caso de 37 11, la simulaci´on que presenta m´as baja masa de las tres candidatas, no se encuentran suficientes galaxias sat´elite en ese mismo rango. Los tres Grupos Locales coinciden en tener una ´unica galaxia en el rango (MV < −12), en el cual las observaciones muestran entre 3-5. En general no obstante, podemos decir que las simulaciones HESTIA resuelven el problema de p´erdida de sat´elites con la inclusi´on de feedback bari´onico y la restricci´on al particular mapa cosmogr´afico del Grupo Local.