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

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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
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