Ivan Lacerna: Galaxias centrales en diferentes ambientes

Iván Lacerna actualmente trabaja como postdoc en el Instituto de Astronomía  de la Universidad Nacional Autónoma de México (UNAM). Realizó su Licenciatura y Doctorado en la Pontificia Universidad Católica de Chile, doctorándose en 2012. Sus intereses incluyen formación y evolución de galaxias y estructura de gran escala. Lo puedes contactar en ilacerna at astro dot unam dot mx

La configuración básica de un sistema de galaxias (por ejemplo, grupos o cúmulos) parte con una galaxia central, que reside cerca del pozo de potencial gravitatorio del sistema, junto con otras galaxias satélites orbitando a su alrededor. Esta configuración cambia con el tiempo, donde típicamente la galaxia central crece a través de fusiones con algunas de sus satélites, y donde el sistema en su conjunto va adquiriendo nuevas satélites a medida que éste se hace más masivo en un modelo jerárquico como el ΛCDM. En este trabajo nos preguntamos si propiedades de las galaxias centrales dependen de la configuración del sistema. Por ejemplo, ¿las masas, colores y la formación estelar de una central con satélites a su alrededor son las mismas que en una central sin satélites?

Usando catálogos extraídos del Sloan Digital Sky Survey (SDSS), hemos identificado galaxias centrales en sistemas con y sin satélites (hasta un límite dado en magnitud), lo cual es un indicador del ambiente local, además de aquellas centrales sin satélites que están extremadamente aisladas. Uno de estos catálogos es el de grupos de Yang et al. (2007) que consiste en un método iterativo para asignar la membresía de galaxias a un potencial grupo (o halo de materia oscura) usando el promedio de la razón masa-luminosidad, lo que permite estimar el tamaño del sistema (radio virial) y, por lo tanto, las galaxias que realmente estarían contenidas en él. Lo particular de este método es que no sólo permite seleccionar sistemas con muchos miembros como cúmulos de galaxias, también sistemas donde sólo una galaxia es la que reside en el halo (una galaxia central sin satélites). Cuando un sistema tiene más de una galaxia, seleccionamos como la galaxia central a la más masiva en masa estelar del grupo. La mayoría de los sistemas de este catálogo están compuestos por tan sólo una galaxia. 

Las distribuciones en masa estelar (Ms) de galaxias centrales con satélites y sin satélites son diferentes, lo cual está posiblemente asociado a distintos mecanismos de formación, lo que explica que en general las primeras están localizadas predominantemente en la secuencia roja según su color o en regiones pasivas según su tasa de formación estelar específica (sSFR), como se observa en la Figura 1. Por otra parte, a paridad de masa estelar, sus distribuciones de color y sSFR son similares.

Figura 1: Color (g-i, paneles de arriba) y tasa de formación estelar específica (paneles de abajo) en función de la masa estelar. Toda la muestra de galaxias centrales con corrimientos al rojo entre 0.01 y 0.08 se muestran en contornos en la columna izquierda. Por separado se muestran las centrales que no tienen satélites (columna del medio) y las que tienen satélites a su alrededor (columna derecha). Las líneas rojas en los paneles de arriba y abajo separan la población roja/azul y pasiva/activa, respectivamente.

También estudiamos la dependencia con la masa de halo de materia oscura. En este sentido, en los últimos años la relación masa estelar - masa de halo (Ms-Mh) ha surgido como un indicador importante para restringir modelos y simulaciones de formación y evolución de galaxias, ya que resume la eficiencia de la formación estelar de la galaxia (central) en función de la masa de halo. La relación Ms-Mh de galaxias aisladas, probablemente las galaxias menos afectadas por el ambiente, no dependen del color, sSFR y morfología (Figura 2).

Figura 2: Masa estelar en función de la masa de halo (relación Ms-Mh) de galaxias centrales sin satélites y que a la vez están aisladas. Son separadas según color, tasa de formación estelar específica y morfología (paneles izquierda, medio y derecha, respectivamente). La mediana de la distribución de galaxias rojas, pasivas y de tipo temprano está en círculos rojos, mientras que la mediana de la distribución de galaxias azules, activas y de tipo tardío está en cuadrados azules. Las barras de error son la dispersión de la mediana. Las relaciones Ms-Mh son muy similares dentro de esta dispersión.

A pesar de los diferentes mecanismos de formación de una galaxia central, propiedades como el color y sSFR son similares entre todas las centrales a una masa estelar dada. A su vez, la relación masa estelar - masa de halo es notablemente estrecha para todos los tipos de galaxias centrales y no observamos una dependencia de esta relación con alguna otra propiedad analizada en este trabajo (Figura 2). Nuestros resultados sugieren que el crecimiento en la masa estelar de galaxias centrales es mayormente dominado por la masa de halo, mientras que el ambiente y fusiones tienen un rol secundario.  En este contexto, la eficiencia en el crecimiento en la masa estelar de una galaxia es máxima para masas de halo Mh~10¹² Msun, decrece a masas menores probablemente por "feedback" de supernovas y decrece a masas mayores por "feedback" de AGNs y al mayor tiempo de enfriamento del gas para formar estrellas. Todos estos procesos dependen del potencial gravitario determinado principalmente por la masa de halo, lo cual se espera en un modelo como el LCDM. Sin embargo, todavía falta por entender los procesos internos de una galaxia relacionados con sus propiedades observacionales y cómo estarían conectados con la evolución de los halos de materia oscura.

"Central galaxies in different environments: Do they have similar properties?"

Ivan Lacerna, Aldo Rodriguez-Puebla, Vladimir Avila-Reese & Hector M. Hernandez-Toledo

Aceptado para su publicación en ApJ. ArXiv:1311.6473

Resumen (en inglés, después del salto + comentarios & compartir)

We perform an exhaustive comparison among central galaxies from SDSS catalogs in different local environments at 0.01<=z<=0.08. The central galaxies are separated into two categories: group centrals (host halos containing satellites) and field centrals (host halos without satellites). From the latter, we select other two subsamples: isolated centrals and bright field centrals, both with the same magnitude limit. The stellar mass (Ms) distributions of the field and group central galaxies are different, which explains why in general the field central galaxies are mainly located in the blue cloud/star forming regions, whereas the group central galaxies are strongly biased to the red sequence/passive regions. The isolated centrals occupy the same regions as the bright field centrals since both populations have similar Ms distributions. At parity of Ms, the color and specific star formation rate (sSFR) distributions of the samples are similar, specially between field and group centrals. Furthermore, we find that the stellar-to-halo mass (Ms-Mh) relation of isolated galaxies does not depend on the color, sSFR and morphological type. For systems without satellites, the Ms-Mh relation steepens at high halo masses compared to group centrals, which is a consequence of assuming a one-to-one relation between group total stellar mass and halo mass. Under the same assumption, the scatter around the Ms-Mh relation of centrals with satellites increases with halo mass. Our results suggest that the mass growth of central galaxies is mostly driven by the halo mass, with environment and mergers playing a secondary role.