RT info:eu-repo/semantics/masterThesis
T1 Effect of central galaxy AGN activity on satellite galaxies in groups and cluster
A1 Cruz Guerra, Francisco Javier
A2 Máster Universitario en Astrofísica
K1 Astrofísica
AB Uno de los objetos más interesantes y misteriosos del universo son los agujeros negros. Residenen el centro de la mayoría de las galaxias, regulando su crecimiento. La fuerza de atracciónes tal que la materia es intensamente atraída y devorada. Cuando el ritmo de acrección seamáximo, el agujero negro emitirá a una luminosidad cercana al límite de Eddington. Porconsiguiente, solo una peque˜na parte de la materia acretada es devuelta hacia el medio exteriormediante chorros de partículas, colisionando con el gas del entorno y originándose un frente dechoque. Esta radiación puede activar o detener la tasa de formación estelar tanto en la galaxiaanfitriona como en el ambiente donde se propaga el choque. A su vez, estos vientos puedenafectar a la morfología de las galaxias que habitan en los grupos y cúmulos. Puede ser una delas claves para entender por qué cuanto más nos adentramos al centro de estas agrupaciones sehallan galaxias cada vez más rojas, con estrellas viejas y gas caliente (conocidas como elípticasy lenticulares), mientras que a distancias lejanas, sucede el caso opuesto (se observan galaxiasespirales), de acuerdo con las observaciones. Asumiendo que el frente de choque se propaga através 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 conocidocomo 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 esla fuerza de marea entre dos galaxias.Este proyecto está inspirado en el artículo de Nayakshin and Wilkinson (2013), en el cualestudiaron el efecto de stripping en galaxias enanas causado por una de dimensión comparable ala Vía Láctea. A su vez, dieron a entender que cuando el agujero negro que habita en la galaxiaanfitriona está en su máxima actividad o crecimiento es capaz de parar la tasa de formaciónestelar de las galaxias satélites. En su trabajo, las galaxias satélite estaban formadas por unhalo de materia oscura, gas bariónico y un disco de gas. Los autores presentaron tres modelosde choque, cuyo frente se propaga a velocidad constante de 300, 500 y 1000 km s−1. Cuandola presión ejercida por el choque vence a la fuerza gravitatoria de la galaxia satélite, expulsatanto el gas ubicado en el halo como en el disco. Mientras que el gas en el halo es prácticamenteperdido a distancias bastante lejanas respecto al centro de la anfitriona, el disco mantendráel gas a mayores trayectos, debido a que es más compacto y, por tanto, su fuerza gravitatoriaresiste durante más tiempo la presión del frente de choque. El estudio lo llevaron a cabopara tres galaxias enanas a diferentes masas viriales, correspondientes a velocidades máximascirculares de 15, 30 y 60 km s−1 demostrando que la más masiva (60 km s−1) conserva el gasdurante un recorrido más largo respecto a la menos masiva (15 km s−1), para ambos casos (haloy 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 comouna función de la altura y del radio proyectado. La altura es fijada donde la aceleración totales máxima para todos los radios. Se observa que el bulbo es dominante únicamente a alturasy radios bastante cercanos al plano del disco, mientras que el disco estelar domina a alturaspróximas al plano y radios donde el bulbo no destaca. El halo de materia oscura jugará un papelimportante 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 lapresión gravitatoria propuesta por Gunn and Gott (1972), en el cual solo tuvieron en cuenta lapresencia de disco estelar y de gas en la misma. Por último, se razona que esta presión es cadavez 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 unbulbo, lo que conlleva a fuerzas restauradoras más potentes. En §4.1.2 se reproducen las gráficasobtenidas por Nayakshin and Wilkinson (2013) usando sus parámetros y omitiendo el bulbo yel disco estelar únicamente en esta sección. Se focaliza solo en el modelo de frente de choquemás energético, conocido como “NFW shell shock”. Los resultados obtenidos para el disco degas 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 elmodelo puede ser aplicado a grandes escalas.Seguidamente, en §4.2 se profundiza en el efecto de la presión del choque para diferentesángulos 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). Enconcreto, se focaliza en altos valores de z ya que los discos van a ser más densos y peque˜nosrespecto al universo local, siendo por tanto más difícil perder el gas. Además, esta situacióntambién ocurre para el halo, pero su análisis carece de interés ya que prácticamente lo pierde todoa posiciones bastante lejanas del centro del cúmulo. Por otro lado, el halo que produce el frentede 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 ala Vía Láctea (∼ 1012 M ) a dos órdenes de magnitud menores (1010 M ) de la misma. Seobtiene que para ángulos cada vez más grandes y para velocidades y masas del halo anfitriónmás peque˜nas, la presión del choque es más débil y, por tanto, la galaxia conserva el gas durantemás 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 máscercanas del centro del cúmulo.Finalmente, se confirma que los resultados concuerdan con las observaciones y con otrosmodelos propuestos, por lo que la física aplicada es válida. Estos cálculos pueden ser verificadospor comparación con simulaciones cosmológicas tales como EAGLE (Evolution and Assemblyof GaLaxies and their Environments) y Cluster-EAGLE, los cuales investigan la formación yevolución de galaxias. En futuros proyectos se podría comprobar la contribución relativa de loschoques a la ram-pressure stripping producida por el medio intracumular. Probablemente, lamayoría del gas ya habría sido removido por el efecto antes que la galaxia alcance distancias losuficientemente peque˜nas como para que los choques tengan un efecto apreciable.
YR 2018
FD 2018
LK http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/10940
UL http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/10940
LA es
DS Repositorio institucional de la Universidad de La Laguna
RD 26-dic-2024