Anteproyecto de Tesis Doctoral Sistemas de cúmulos ... - UNAM

Anteproyecto de Tesis Doctoral
Febrero 4, 2010
Sistemas de cúmulos globulares en galaxias
elípticas gigantes
Centro de Radioastronomía y Astrofísica, UNAM
Karla Adriana Álamo Martínez
Directores: Dra. Rosa Amelia González (CRyA, UNAM)
Dr. Michael West (ESO, Chile)
Dr. John P. Blakeslee (NRC-HIA, Canadá)

Introducción
Antecedentes y motivación
Después de que Edwin Hubble (1929) demostró que las ‘‘nebulosas’’ (ahora
llamadas galaxias) no pertenecían a la Vía Láctea, comenzaron los estudios
sistematicos de éstas y, al mismo tiempo, las preguntas sobre su formación.
Posteriormente, el mismo Hubble hizo una clasificación morfológica de galaxias,
en la que proponía que éstas siguen una secuencia evolutiva que ahora
sabemos es incorrecta 1 .
Casi 80 años después, aún no queda claro si las propiedades dominantes de
las galaxias que observamos reflejan las condiciones iniciales al momento de su
formación o si son producto de la interacción con el ambiente y se modifican a
lo largo de su vida. Lo que sí queda claro es que las propiedades fundamentales
de los dos tipos extremos de galaxias son diferentes. Lo anterior sugiere que la
época y/o el mecanismo de formación son distintos en un sistema de disco y
en un esferoide.
Hasta el momento, el modelo más aceptado de la formación de galaxias es
el escenario jerárquico, que propone que pequeñas fluctuaciones de densidad
crecen in situ por formación estelar y posteriormente estas pequeñas estructuras
se fusionan para formar configuraciones de mayor escala (Springel 2005).
Sin embargo, aún no queda claro cuándo ocurre el ensamblaje de estas estructuras.
Collins et al. (2009) encontraron que las galaxias más brillantes de los
5 cúmulos más lejanos encontrados hasta la fecha (1.2 < z < 1.5) armaron
∼ 90 % de su masa final 2 cuando el universo tenía 4- 5×10 9 años de edad. Este
resultado está en desacuerdo con simulaciones numéricas, según las cuales, en
ese momento, dichas galaxias deberían tener apenas el ∼ 22 % de su masa final.
La formación y la evolución galácticas constituyen un tópico muy amplio,
que abarca desde cosmología (etapas iniciales del universo) hasta formación
estelar. En este proyecto se abordará el tema a través de las galaxias elípticas
gigantes. En las siguientes secciones se describirá por qué son importantes estos
sistemas, las herramientas que se utilizará para su estudio y cómo es que este
proyecto pretende contribuir al entendimiento del ensamblaje galáctico.
1 Hubble propuso que las galaxias elípticas se convierten en galaxias espirales debido a la
rotación; de ahí, el nombre histórico de galaxias tempranas y tardías, refiriéndose a elípticas
y espirales, respectivamente.
2 Masa final se refiere a la masa que se observa en el universo local, es decir, a z=0.
2

Galaxias elípticas gigantes
Estudios sobre la frecuencia de galaxias con diferente tipo morfológico en
diferentes ambientes han revelado que existe una relación entre densidad y
morfología galáctica (Dressler 1980). Mientras más densa es la región, dominan
galaxias más masivas. Este hecho suele considerarse evidencia observacional de
la formación jerárquica, en la que galaxias espirales se fusionan para formar
galaxias elípticas.
Entonces, es de esperarse que en los centros de cúmulos galácticos, donde
ocurre el máximo de densidad, se encuentren las galaxias más masivas y brillantes
que se conocen (BCG, por sus siglas en inglés). 3 Estudios de Jones et
al. (1979) confirmaron lo anterior y mostraron que el máximo de la emisión
en rayos-X del medio intracumular tiende a corresponder espacialmente con la
galaxia elíptica gigante central.
El componente estelar de las galaxias elípticas está dominado por población
de tipo II (estrellas viejas), con movimientos orbitales aleatorios, lo que les da la
forma esferoidal. El perfil de brillo superficial, µ, decae con como r 1/4 (de Vaucouleurs
1948), donde r es el radio. En 1987, Djorgovski & Davis encontraron
que la dispersión de velocidades, σ, el radio y el brillo superficial efectivos 4 , describen
un plano llamado fundamental: r ∝ µ −0.9±0.1 σ 1.4±0.15 . En este plano
caen desde elípticas enanas hasta gigantes, lo que sugiere que el mecanismo de
formación es el mismo.
Sin embargo, los procesos de fusión y canibalismo de galaxias eventualmente
‘‘borran’’ las características estructurales de las galaxias progenitoras. Afortunadamente,
las estrellas y los cúmulos globulares mantienen sus propiedades
individuales aún después de la destrucción de la galaxia.
Cúmulos Globulares
Los cúmulos globulares (CGs) son conglomerados de estrellas, con ∼ 10 6 M ⊙
confinadas dentro de un radio r ≤ 10 pc. Suelen considerarse que todas sus
estrellas tienen la misma edad y la misma composición química. 5 .
En 1934, Hubble reportó 140 objetos compactos alrededor de la galaxia
espiral M31, los cuales identificó provisionalmente como cúmulos globulares.
3 Algunas galaxias elípticas gigantes muestran una envoltura extensa de bajo brillo superficial
y son llamadas galaxias cD.
4 Las dimensiones efectivas son aquéllas que confinan el 50 % de la luz.
5 Este concepto ha cambiado en los útimos años, gracias al desarrollo de mejores instrumentos
que han permitido resolver las estrellas individuales de CGs Galácticos y construir
diagramas H-R que muestran múltiples poblaciones (e.g., Bedin et al. 2004; Lee et al. 2009)
3

Comparó las propiedades de estos objetos con los reportados en otras galaxias
y sospecho su ubiquidad. Ahora sabemos que, en efecto, se localizan en sistemas
esferoidales como las galaxias elípticas (desde enanas hasta gigantes), y
en el halo y el bulbo de galaxias espirales.
Dado que los CGs son objetos muy compactos, su gravedad es suficiente
para que mantengan su forma, aún durante interacciones galácticas. Además,
estudios espectroscópicos han revelado que son objetos muy viejos, por lo
que tuvieron que haberse formado durante las primeras etapas del ensamblaje
galáctico (Burstein et al. 1984). Este hecho los convierte en las herramientas
ideales para reconstruir la historia del ensamblaje galáctico.
Función de luminosidad
Una propiedad importante de los sistemas de CGs (tal vez la que los hace
tan interesantes) es su función de luminosidad (GCLF, por sus siglas en inglés),
la cual es bien representada por una distribución gaussiana:
N(m) =
1
√
2πσ
2 N 0e −(m−m0 )
2σ 2 , (1)
donde N 0 es la densidad numérica total, m 0 es la magnitud aparente promedio
(turnover) y σ es la dispersión de la distribución.
Aún más, la magnitud absoluta del turnover, MV
0 ∼ −7.3, y la dispersión,
σ∼1.4 (Harris 1991), parecen ser independientes del tipo morfológico, la
luminosidad y el ambiente de la galaxia, al menos en el universo local. Estas
propiedades convierten a los sistemas de CGs en buenos indicadores de
distancia.
Bimodalidad de color
Evidencia observacional apoya la conclusión de que los cúmulos estelares
masivos se forman en ambientes donde se perturba grandes cantidades de gas,
como en interacciones galáticas. En estos casos, el número de GCs es proporcional
a la cantidad de gas involucrado en la interacción. Con base en lo anterior,
y suponiendo que estos cúmulos masivos son los precursores de cúmulos
globulares, Ashman & Zepf (1992) predijeron que las galaxias debían mostrar
dos (o más) subpoblaciones, es decir, CGs viejos (o pobres en metales) y CGs
jóvenes (o ricos en metales).
En 1996, Elson & Santiago reportaron que la distribución de color de los
CGs en M87 (galaxia elíptica dominante en el Cúmulo de Virgo) era bimodal,
confirmando la predicción de Ashman & Zepf. En los años siguientes, diversos
autores reportaron el mismo comportamiento en la mayoría de las galaxias
4

estudiadas.
Sin embargo, al estudiar con mayor detalle las las propiedades de las subpoblaciones,
este escenario no parecía consistente y surgieron nuevas hipótesis
que explican la bimodalidad, como:
1. Brotes de formación estelar in situ, con diferentes abundancias (Forbes
et al. 1997)
2. Los CGs ricos en metales son intrínsecos a la galaxia, mientras que los
pobres en metales fueron acretados de galaxias satélite con menor masa
(Côté, Marzke, & West 1998) (lo que aprovecha la relación observada
entre metalicidad promedio de los GCs y la masa de la galaxia madre)
3. Un artificio debido a la relación no lineal entre color y metalicidad (Yoon
et al. 2006)
Cada uno de estos escenarios deja una huella diferente el las características
de los sistemas de CGs.
Frecuencia específica
Una manera común de expresar la riqueza de CGs es la frecuencia específica,
S N , el número de CGs por unidad de luminosidad (normalizado a M V = −15)
de la galaxia. Si los CGs trazaran linealmente() la componente estelar de las
galaxias, entonces se espera que la S N sea un valor constante. Harris (1991) encontró
que la S N depende del tipo morfológico, tal que: S espirales
N
∼
4, SN
cD ∼ 3. Esto sugiere que la población de CGs no representa (sólo; linealmente)
la componente estelar de la galaxia a la que pertenecen.
∼ 1, S elipticas
N
Blakeslee et al. (1997) estudiaron 21 galaxias elípticas gigantes en cúmulos
Abell, y encontraron que la S N se correlaciona con la dispersión de velocidades
y la temperatura en rayos-X del cúmulo galáctico. Suponiendo que estos
cúmulos galácticos están en equilibrio hidrostático, entonces existe una relación
lineal entre la población de CGs y la masa total (bariónica y no bariónica) del
cúmulo. Estos autores argumentan que su resultado es la prueba de una eficiencia
universal, η, de formación de GCs por unidad de masa, donde:
η ∼ 0.5CG
10 9 M ⊙
. (2)
5

Por esta razón, el estudio de η puede ser muy útil para entender la formación
y la evolución de los cúmulos galácticos y de las galaxias que los componen.
La muestra de Blakeslee et al. (1997) se limita a cúmulos galácticos cercanos
(z

una BCG. Hasta la fecha se conocen ∼ 20 GFs. El estudio de estos sistemas
ha revelado que sus propiedades son comparables con las de grupos ricos o
cúmulos galácticos pobres y que contienen grandes cantidades de materia oscura.
Vikhlinin et al. (1999) estimaron la razón masa-luminosidad (M/L) de
4 sistemas y reportaron M/L ∼ 250 − 450 M ⊙ /L ⊙ . Este resultado es inconsistente
con el escenario de fusión, ya que los valores de M/L deberían ser
similares a los estimados en grupos compactos (y que son de cuanto La Tabla
4 del articulo Ribeiro et al. 1998, ApJ, 497, 72, por ejemplo, muestra un rango
enorme de M/L para grupos compactos de Hickson).
Una hipótesis alternativa al respecto de la naturaleza de estos sistemas es
que tienen una función de luminosidad 6 peculiar, en la que faltan galaxias de
masa intermedia (galaxias con luminosidad L ∗ ).
En el primer caso (acreción), las galaxias dominantes de los GFs tendrían
sistemas de CGs bi- o multimodales, mientras que en el segundo se esperaría
un sistema unimodal.
Dadas las características de los GFs, entender su formación nos ayudará a
restringir los modelos de formación y evolución galáctica en diferentes ambientes.
Como parte de este proyecto, se estudiará la población de GCs de tres
grupos fósiles:
1. El prototipo, NCG 1132
2. El más cercano, NGC 6482
3. El más masivo conocido hasta la fecha, con M ∼ 10 14 M ⊙ (Sun et al.
2004), ESO307G017.
Por primera vez se estudiará la distribución de color, la distribución espacial
y la eficiencia de formación por unidad de masa, η, de los CGs de GF.
Objetivos
1. Detectar y estudiar el sistema de CGs en la BCG del cúmulo galáctico
Abell 1689, con el fin de probar la universalidad de la eficiencia de
6 La función de luminosidad típica en grupos y cúmulos galácticos se representa por la
función de Schechter; ésta tiene forma de ‘‘rodilla’’, y el punto de inflexión ocurre a una
luminosidad L ∗ (dar algun valor de L* para z=0)
7

formacón de CGs por unidad de masa. Al mismo tiempo, estudiar la función
de luminosidad en busca de evolución, o bien, comprobar su forma
establecida.
2. Detectar y estudiar por primera vez las propiedades de la población de
CGs en grupos fósiles.
3. Buscar correlaciones entre S N y las propiedades globales de los sistemas
que albergan los CG.
4. Establecer cuál (en caso que lo haya) es el mejor escenario (de formación)
que sea consistente con los resultados.
Metodología
Tanto las imágenes de Abell 1689 (filtro F814W) que serán tomadas en los
próximos meses, como las que ya se tienen de los 3 grupos fósiles (en los filtros
F475W y F850LP), han sido obtenidas con la ACS-HST. Lógicamente, todas
se procesarán con la misma técnica.
El tratamiento de las imáges se hará con el programa APSIS (Blakeslee et
al. 2002). La reducción consiste básicamente en combinar las imágenes, eliminar
rayos cósmicos y corregir la deformación geométrica de la cámara.
Detección de los cúmulos globulares
La detección de los CG más brillantes se hará mediante fotometría directa,
mientras que para los más débiles se usará el método de fluctuaciones de brillo
superficial (SBFs, por sus siglas en inglés). Al combinar los recuentos obtenidos
con fotometría directa con los resultantes de las SBFs, es posible restringir la
función de luminosidad y obtener un valor más preciso del número total de
CGs.
Población más brillante de CGs
1. Modelaje de la componente estelar suave de la galaxia con las tareas
ellipse y bmodel del paquete IRAF (Tody 1993). Posteriormente, sustracción
de dicho modelo de la imagen original, con lo que se obtiene
una imagen donde es fácil identificar objetos sobresalientes sobre un fondo
plano (principalmente, CGs, galaxias de fondo y estrellas de nuestra
8

Galaxia).
2. Detección de las fuentes con el programa SExtractor (Bertin & Arnouts
1996) en modo dual, tal que se detecten los mismos objetos en ambos
filtros (cuando se cuenta con ellos).
3. Identificación de los objetos que son CGs, mediante los parámetros medidos
por SExtractor (magnitud, perfil, radio efectivo, color).
4. Ajuste de gaussianas con un rango posible de σ GCLF , con lo que se obtienen
diferentes valores de S N .
Población de CGs más débiles
En 1988, Tonry & Schneider desarrollaron un método para medir distancias
a galaxias elípticas basado en SBFs. Este método consiste en medir la
amplitud de las variaciones en la intensidad, causadas por la distribución de
fuentes no resueltas que siguen una estadística de Poisson.
Dicha amplitud (varianza) es inversamente proporcional al cuadrado de la
distancia a la fuente y depende linealmente del flujo. Mientras más lejana se
encuentre la galaxia, más suave será la imagen. Sin embargo, las fuentes no resueltas
no son sólo estrellas. La señal se ve ‘‘contaminada’’por CGs y galaxias
de fondo (éstas no siguen una distribución de Poisson NO ESTOY SEGURA
DE QUE LOS CGs NO SIGAN UNA ESTADISTICA DE POISSON, TU,
SI), los cuales hay que estimar y sustraer para medir la distancia a una fuente.
Al contrario, Blakeslee & Tonry (1995) aprovecharon este ‘‘ruido’’para detectar
CGs no resueltos. La varianza de cualquier pixel será la suma de las varianzas
de cada componente, y dichas componentes pueden ser identificadas en el espacio
de Fourier.
La señal de fluctuación debe ser normalizada por el brillo de la galaxia,
por lo que es conveniente trabajar en regiones anulares con un brillo uniforme.
Para medir las SBFs, se utiliza el siguiente procedimiento:
1. Una vez identificados los objetos brillantes con SExtractor, se enmascaran
para tener una imagen del ‘‘ruido’’.
2. Se determina el espectro de potencias y se ajusta una función de la forma:
P (k) = P 0 ×E(k) + P 1 , donde P 0 es la fluctuación debida a las fuentes no
resueltas, E(k) es la convolución de la máscara (de los objetos brillantes
9

más la que define la región anular) con el espectro de potencias del patrón
de difracción de una fuente puntual (PSF, por sus siglas en inglés)
y P 1 es el ruido instrumental.
3. Una vez obtenida P 0 , hay que sustraer la contribución de las galaxias de
fondo.
4. Se obtienen diferentes valores de S N para un rango posible de σ GCLF .
Finalmente, los valores donde se cruzan las curvas de la población brillante
con las de la débil en el plano S N vs. σ GCLF se toman como las medidas de la
frecuencia específica de GCs y de la dispersión de la función de luminosidad.
Estimacion de errores y sesgos
Como el método de SBF ha sido utilizado hasta ahora sólo en sistemas cercanos,
es necesario calibrarlo para zs más alta, es decir, caracterizar los sesgos
introducidos conforme se reduce la fracción de CGs brillantes detectados directamente;
ésta a su vez depende, a cada z, de la resolución y la profundidad
de las imágenes. Con este fin, se aplicará los efectos causados por la distancia
a imágenes muy profundas de M 87, obtenidas por la ACS/WFC en los filtros
F606W y F814W. Los efectos involucrados sn: (1) corrección-K inversa; (2)
degradación de la resolución de la imagen para simular un menor tamaño angular;
(3) debilitamiento cosmológico del brillo superficial; (4) adición de ruido
para simular distintos tiempos de exposición.
De hecho, hemos comenzado por simular M 87 a z =0.1. Después de procesar
la imagen, hemos detectado los CG más brillantes mediante fotometría
directa (con SExtractor), y hemos medido los más débiles a través de su señal
de fluctuación. Encontramos que la completez de la detección es de ∼ 50 %
a = 27.5, menor que la esperada cuando la propuesta original para obtener
los datos de A 1689 fue redactada. El tratamiento anterior será repetida para
corrimientos al rojo menores y mayores, con el fin de estimar el grado de confianza
con que los valores de entrada pueden ser recobrados.
Una limitación de estas simulaciones es su pequeño radio observado en
comparación con imágenes a corrimientos al rojo intermedios obtenidas con el
mismo instrumento; subsanaremos este problema aplicando un procedimiento
análogo a imágenes del Censo de Virgo de la Próxima Generación (Next Generation
Virgo Survey, Mei et al. 2009, PI: Laura Ferrarese 7 ). Por ejemplo, ya
han sido observados 4 grados 2 alrededor de M 87, que a z = 0.2 constituirían
7 http://astrosci.ca/NGVS/The Next Generation Virgo Cluster Survey/Home.html
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la mitad del campo de visión de la WFC/ACS; el catastro completo cubrirá el
equivalente de doce veces el campo de visión del mismo instrumento a la distancia
de A 1689.
Reconstrucción de historias de formación estelar
Podremos inferir historias plausibles de ensamblaje mediante simulaciones
de Montecarlo. Los colores, frecuencias específicas y distribución espacial de
CGs obtenidos con las simulaciones serán comparados con los observados; distintas
historias (i.e., evolución pasiva, fusiones o capturas de marea) resultan en
distintas características de los sistemas resultantes (e.g., Côté et al. 1998,2000;
Côté, West, & Marzke 2002).
Comparación con propiedades globales
Para esto se usarán imágenes de archivo en diferentes longitudes de onda
(rayos-X y radio). Se medirán las propiedades de dichas galaxias (luminosidad,
extensión, perfiles de brillo superficial, densidad de masa), en busca de
correlaciones con los valores de S N .
Cronograma
Primer Semestre - Revisión de bibliografía sobre GFs. Detección de los GCs
en GFs con fotometría directa. Solicitar tiempo en telescopios de Tierra que
ofrezcan un campo de visión más amplio, para hacer una mejor estimación del
cielo que se requiere para un mejor estudio de la envolvente ().
Segundo Semestre - Obtener la S N de los GFs, los colores y distribución
espacial de los CGs. Redactar artículo sobre correlación con propiedades globales
e historias posibles de formación. Solicitar tiempo de HST para obtener
una muestra mayor. Extraer imágenes de archivo en otras longitudes de onda.
Tercer Semestre - Procesar las imágenes de Abell 1689. Terminar las simulaciones
de los clones de M 87 a varios corrimientos al rojo. Comenzar a obtener
resultados.
Cuarto Semestre - Publicar resultados de Abell 1689. Obtener imágenes de
archivo de más BCGs y aplicarles el mismo procediemiento
Quinto Semestre - Publicar los resultados obtenidos.
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Sexto Semestre - Concluir el trabajo; escribir y defender la tesis.
Referencias
Bedin, L. R., Piotto, G., Anderson, J., King, I. R., Cassisi, S., & Momany, Y.
2004, Memorie della Societa Astronomica Italiana Supplement, 5, 105
Côté, P., Marzke, R. O., & West, M. J. 1998, ApJ, 501, 554
Côté, P., Marzke, R. O., West, M. J., & Minniti, D. 2000, ApJ, 533, 869
Côté, P., West, M. J., & Marzke, R. O. 2002, ApJ, 567, 853
Lee, J.-W., Kang, Y.-W., Lee, J., & Lee, Y.-W. 2009, Nature, 462, 480
Mei, S., et al. 2009, SF2A-2009: Proceedings of the Annual meeting of the
French Society of Astronomy and Astrophysics, held 29 June - 4 July 2009
in Besançon, France. Eds.: M. Heydari-Malayeri, C. Reylé and R. Samadi,
p.11, 11
Tody, D. 1993, “IRAF in the Nineties”in Astronomical Data Analysis Software
and Systems II, A.S.P. Conference Ser., Vol. 52, eds. R.J. Hanisch, R.J.V.
Brissenden, & J. Barnes, 173
12