EXPLORANDO LAS PROPIEDADES DINÁMICAS DEL MEDIO INTRACÚMULO DEL MEDIO INTRACÚMULO A PARTIR DE SU CONTENIDO DE METALES Sofía A. Cora (FCAG - UNLP) La Plata, 23 de setiembre de 2005 Simon D. M. White Volker Springel (MPA)

OBJETIVO: Investigar la dinámica del Medio Intracúmulo otra forma de evaluar los modelos de formación de estructura Movimientos a gran escala del gas afectan el espectro del MIC (corrimientos Doppler y ensanchamiento de las líneas de emisión) Efecto observable que motiva el presente estudio:

 Transiciones al nivel n=1,2 de iones tipo H y He desde el C hasta el Ni  Principal característica: línea de emisión Fe K 6.7 keV Líneas de emisión: dependen de las abundancias de elementos pesados El medio intracúmulo es un plasma altamente ionizado pre-enriquecido por procesos estelares Emisión en el continuo: transiciones libre-libre (bremsstrahlung térmico) MEDIO INTRACÚMULO Gas caliente y difuso: Emisión térmica en BANDA DE RAYOS X

Predicción  Contribuir con herramientas que faciliten la interpretación de futuros datos espectroscópicos en rayos X (Sunyaev et al. 2003; Brüggen et al. 2005) Modelo de enriquecimiento químico del Medio Intracúmulo  Evaluar la posibilidad de utilizar la línea de emisión Fe K 6.7 KeV como trazadora del movimiento del gas

MODELO HÍBRIDO DE ENRIQUECIMIENTO QUÍMICO DEL MEDIO INTRACÚMULO Modelo semi-analítico de formación de galaxias Simulaciones de N-Body/SPH + Modelo Híbrido de enriquecimiento químico =

Formación de estructura: parámetros cosmológicos Parallel tree-code GADGET (Springel et al. 2001)

Simulación hidrodinámica no-radiativa de un cúmulo de galaxias

GAS CALIENTE GAS FRIO ESTRELLAS Modelo semi-analítico de formación de galaxias Modelo híbrido: enriquecimiento químico del medio intracúmulo FEEDBACK ESTRELLAS BAJA MASA SNe CC SNe Ia Metales:

Metalicidad DensidadTemperatura Emisión en RX

Comparación con observaciones: 19 cúmulos de gx. con XMM-Newton (Tamura et al. 2004) Determinación de perfiles de abundancias químicas de abundancias químicas Metalicidad

Mapas de velocidad pesados con la emisión de la línea Fe K 6.7 KeV Explorando la din á mica del MIC mediante su contenido de metales Proyección x-y Proyección y-z Proyección z-x Gradientes radiales y azimutales: 1000 km/s

Gradientes en velocidades radiales detectados por corrimiento Doppler de las líneas de metales Espectros sintéticos de la línea Fe K a lo largo de líneas de la visual Proyección x-y

Propiedades del gas a lo largo de las líneas de la visual:  Velocidad  Densidad de H  Temperatura  Emisividad normalizada de línea Fe K 6.7 KeV  Abundancia de Fe La línea puede ser separada en múltiples componentes dependiendo de la estructura del campo de velocidad

Movimientos del gas que podrían ser observados por futuras misiones de RX (CONSTELLATION Y XEUS: resol. espectral 1 – 2 eV en el rango 1 – 7 KeV):  producidos por velocidades a lo largo de la línea de la visual mayores que 400 km/s alrededor del centro del cúmulo  producidos en zonas donde la emisividad de la línea de Fe es mayor que 10% de su valor en el centro del cúmulo Conclusiones: A partir de la información provista por mapas de velocidad y espectros a lo largo de líneas de la visual podemos conectar las propiedades globales del movimiento del gas intracúmulo con las múltiples componentes que producen en el espectro: gran ayuda para la interpretación de datos observacionales.

Evoluci ó n del enriquecimiento qu í mico

Perfiles de abundancias de Fe y O se desarrollan en forma similar Evoluci ó n de perfiles de abundancias qu í micas O/Fe plano a z=0

Contribución máxima de:  SNe CC a 4<z<6 Aproximación de reciclado instantáneo sigue tasa de formación estelar Evoluci ó n de la tasa de eyecci ó n de metales  Formación estelar:  SNe CC Feedback:

Contribución máxima de:  SNe Ia a z=1 Modelo Delta: Evoluci ó n de la tasa de eyecci ó n de metales

Evoluci ó n de la tasa de eyecci ó n de metales SNe Ia responsable del 50% del contenido de Fe del MIC Bajo Alto +

Evoluci ó n de los perfiles radiales de abundancias Historia de eyección de metales de las galaxias miembros del cúmulo Evolución dinámica de las mismas +

MODELO SEMIANALÍTICO GAS FRIO GAS CALIENTE ESTRELLAS Gas Cooling (White & Frenk, 1991) Sutherland & Dopita (1993) Permiten seguir la evolución de las componentes bariónicas (White & Rees, 1978; Cole 1991; Lacey & Silk 1991, White & Frenk 1991)

MODELO SEMIANALÍTICO GAS FRIO GAS CALIENTE ESTRELLAS IMF : Yields : SNe II : Masa Reciclada : SNe Ia :

M87, Gastaldello & Molendi (2002) MEDIO INTRACÚMULO ABUNDANCIAS QUÍMICAS

MEDIO INTRACÚMULO ABUNDANCIAS QUÍMICAS (observaciones – medidas globales) Arnaud et al. (1992): Fuerte correlación entre masa total de Fe en el MIC y la luminosidad bolométrica de galaxias tempranas (E/S0) No se encontró correlación con galaxias espirales. Una fracción importante del MIC se origina en las galaxias E/S0

Allen & Fabian (1998) CC (●) NCC ( O ) No hay evidencia de variaciones de Z con el redshift hasta z~0.8 (Tozzi et al. 2003) La mayor parte del enriquecimiento químico ocurre a z>0.4 MEDIO INTRACÚMULO ABUNDANCIAS QUÍMICAS (observaciones – medidas globales)