Luminosity Function of galaxies in groups and clusters González R. E., Lambas D. G., Lares, M., Valotto C. 2005, A&A submitted

Motivación: Estudiar los procesos de formación y evolución de grupos de galaxias en distintos ambientes. Motivación: Estudiar los procesos de formación y evolución de grupos de galaxias en distintos ambientes. Objetivo: Calcular la Función de Luminosidad (FL) en grupos de galaxias en un amplio rango de magnitudes (-23 < M r < -13). Objetivo: Calcular la Función de Luminosidad (FL) en grupos de galaxias en un amplio rango de magnitudes (-23 < M r < -13). Dificultades: Catálogos de galaxias espectroscópicos son completos hasta M r ~ Dificultades: Catálogos de galaxias espectroscópicos son completos hasta M r ~ Alternativa: Método “Background Subtraction”en grupos a bajo redshift. Alternativa: Método “Background Subtraction”en grupos a bajo redshift.

SDSS DR3 Se utiliza el catálogo de grupos de galaxias de Merchán & Zandivarez (2005). Se utiliza el catálogo de grupos de galaxias de Merchán & Zandivarez (2005) grupos con 4+ miembros, 0 < z < grupos con 4+ miembros, 0 < z < grupos a bajo redshift, 0.03 < z < grupos a bajo redshift, 0.03 < z < 0.06 Se obtienen datos fotométricos de galaxias en campos de 1.5x1.5 deg 2, centrados en cada grupo Se obtienen datos fotométricos de galaxias en campos de 1.5x1.5 deg 2, centrados en cada grupo Se construye una muestra final de 728 grupos Se construye una muestra final de 728 grupos 15 grupos coinciden con la muestra RASS-SDSS, 15 grupos coinciden con la muestra RASS-SDSS, Popesso et al. (2004).

Background Subtraction Se consideran galaxias dentro de un campo circular centrado en cada grupo. Se asume que todas estas galaxias están al mismo redshift del grupo. Se construye un histograma de cuentas de galaxias en función de la magnitud. Se construye un histograma de cuentas de galaxias de fondo que puede considerarse como un anillo en torno al grupo (“Local Background”), o bien, galaxias de todo el campo (“Global Background”) La diferencia entre las cuentas de ambos histogramas nos entrega estadísticamente las cuentas de galaxias del grupo.

Background Subtraction 

Radios de grupos: 0.3, 0.5 y 0.7 Mpc/h. Radios de grupos: 0.3, 0.5 y 0.7 Mpc/h. Local Background: Anillo de radios Mpc/h. Local Background: Anillo de radios Mpc/h. Global Background: 5000 campos de 8 arcmin de radio, distribuidos aleatoriamente sobre el área que cubre SDSS-DR3, sumando un área total de deg 2. Global Background: 5000 campos de 8 arcmin de radio, distribuidos aleatoriamente sobre el área que cubre SDSS-DR3, sumando un área total de deg 2. Background Subtraction

Función de luminosidad  (M) = Cantidad de galaxias por unidad de magnitud y volumen  (M) = Cantidad de galaxias por unidad de magnitud y volumen Función de Schechter :  (M) = 0.4ln(10)  * e -X X  +1 X = (M*- M) Parámetros , M * y  *.

Muestra de grupos

Resultados

Resultados

Resultados

Resultados

Resultados

Conclusiones Se calcula la FL compuesta para el mayor número de grupos de galaxias hasta la fecha. Se calcula la FL compuesta para el mayor número de grupos de galaxias hasta la fecha. Se observa un incremento de la pendiente de la FL en el extremo débil, dependiente de la banda fotométrica y de las propiedades de los grupos. Se observa un incremento de la pendiente de la FL en el extremo débil, dependiente de la banda fotométrica y de las propiedades de los grupos. Los efectos que influyen en la FL no son dominados por el gas intra-cúmulo, mas bien por la densidad de galaxias. Los efectos que influyen en la FL no son dominados por el gas intra-cúmulo, mas bien por la densidad de galaxias.