RT info:eu-repo/semantics/masterThesis
T1 The formation of nearly bulgeless galaxies in cosmological simulations
A1 Arjona Gálvez, Elena
AB El entendimiento de la morfolog´ıa de las galaxias y su evoluci´on con el paso del tiemposuponen, hoy en d´ıa, uno de los mayores campos de investigaci´on en la astrof´ısica. Existendiversas teor´ıas que explican esta evoluci´on, la teor´ıa m´as aceptada apoya un universo repleto demateria oscura fr´ıa (ΛCDM). El paradigma de esta teor´ıa predice una evoluci´on de las galaxiasdebida, en gran medida, a violentos procesos de fusi´on entre ellas en los cuales todo movimientoorbital existente se convierte en un proceso aleatorio de energ´ıa, lo que produce un cambio en lamorfolog´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 galaxiasdependiendo de la forma de estas, ha sido posible establecer una l´ınea evolutiva en base a lamorfolog´ıa de las galaxias. Seg´un este esquema, galaxias espirales, las cuales se caracterizanpor 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 queafirman la existencia de una gran fracci´on de galaxias espirales con una componente peque˜na onula de bulbo sugiere un gran desaf´ıo bajo este modelo. Si todas las galaxias han sufrido fusionesentre ellas a lo largo de su historia evolutiva, reduciendo as´ı la rotaci´on global del sistema, laexistencia de galaxias sin bulbo y, adem´as, la gran fracci´on de ellas, pone en riesgo la veracidadde este canal evolutivo.Bajo esta premisa, se crea el proyecto BEARD, el cual pretende analizar una muestraobservada 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´alogoespestrosc´opico SDSS-DR13, el cual proporciona un marco excepcional para el estudio estad´ısticode 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 mediantesimulaciones, 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 untama˜no de (100 Mpc)3 y 2 × 15043 part´ıculas de materia oscura y gas, donde se han seleccionadotodas 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 nuestrasimulaci´on que tengan masa mayor de M∗ > 1010M  (secci´on 3.2). Dicha selecci´on se llevar´aa 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 hanbasado 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 anterioresrealizados por Zolotov et al. (2009) y Clauwens et al. (2018). Dichos estudios establecen dos tiposde t´ecnicas de descomposici´on basadas en el momento angular de las estrellas pertenecientesa cada una de las galaxias. Para cada t´ecnica, un cambio de referencia al sistema propio decada galaxia es necesario, alineando la componente z del nuevo sistema de referencia con elmomento angular global de su galaxia. Con esto, situamos la componente disco de cada unade 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 comentadosanteriormente (Zolotov et al., 2009; Clauwens et al., 2018). Ambas descomposiciones cinem´aticasse pueden encontrar ampliamente desarrolladas en la sección 3.3.1.Por otra parte, con motivo de una comparación directa con las observaciones, también serealizará una clasificación fotométrica de la muestra de galaxias a trav´es de un procedimientoan´alogo al criterio de selecci´on usado por el proyecto BEARD. Dicha selecci´on cataloga lasgalaxias con o sin bulbo dependiendo de su ´ındice de concentración luminosa, siendo este elratio entre el radio que encierra el 90% y el 50% del flujo petrosiano. Para esta clasificación, elproyecto BEARD se basa en el estudio realizado por (Graham & Driver, 2005), donde encuentraque 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 puramenteespirales, es decir, sin bulbo. Un análisis más detallado del flujo petrosiano y el ´índice deconcentración se puede encontrar en la sección 3.3.2.Una vez realizadas las distintas clasificaciones, en el capitulo 4 se expone una comparacióndetallada 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 galaxiassin 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 tamañode la componente bulbo. Análogamente, se realiza este mismo estudio con respecto al ´índicede 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, serealiza 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 resolutivamenor de aproximadamente 3 kpc, como lo son los bulbos pequeños, están próximos al limite deresolución, 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, asícomo una enumeración de los diferentes tipos de objetivos futuros que este trabajo nos ha idoplanteando.
YR 2022
FD 2022
LK http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/28233
UL http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/28233
LA en
NO Máster Universitario en Astrofísica
DS Repositorio institucional de la Universidad de La Laguna
RD 12-sep-2024