La función de luminosidad en torno a grupos de galaxias

Presentación del tema: "La función de luminosidad en torno a grupos de galaxias"— Transcripción de la presentación:

1 La función de luminosidad en torno a grupos de galaxias
por Roberto González Reyes Profesores Guías : Gaspar Galaz Nelson Padilla

2 Catálogo de galaxias 2dFGRS
Contiene ~ galaxias con redshift Profundidad : z~0.3

3 Catálogo de grupos ~30000 Grupos de galaxias con por lo menos 2 miembros. 55% de las galaxias están dentro de grupos Dispersión de velocidad <v>~260km/s

4 Catálogos simulados Simulación de N-cuerpos, poblada con galaxias usando el modelo semianalítico GALFORM. Cubo de 250Mpc/h de lado y con 2x106 galaxias. Se generan catálogos de galaxias y de grupos con la misma geometría y sesgos observacionales del 2dFGRS. Servirán más adelante para probar los métodos desarrollados en este trabajo.

5 La función de luminosidad
(M) = Cantidad de galaxias por unidad de magnitud y volumen Dificultades: Sesgos observacionales, Malquist.

6 Estimación de la FL Función de Schechter : (M) = 0.4ln(10) *e-X X+1
X = 100.4(M*- M) Parámetros  , M* y *. Cuentas de galaxias se discretizan en un histograma en función de la magnitud.

7 Estimación de la FL

8 Estimadores de la FL Normalización SWML y STY con estimador Davis & Huchra (1982).

9 Estimadores de la FL Contornos de Error para 1 y 2.
Mejor estimador es SWML

10 Estimando FL en torno a grupos
Estudiar la dependencia de los parámetros de la FL (  y M* ) con la densidad de galaxias. Estudiar la población de las galaxias y su dependencia con la cercanía a los grupos. Estudiar si los procesos físicos de formación y evolución de las galaxias en la simulación se observan en las galaxias reales.

11 Perfil NFW Navarro, Frenk & White(1997) muestran que el perfil de densidad de los halos de materia oscura es radial y su forma es independiente de la masa de los grupos, la cosmología y espectro de potencia inicial. (r)/0 = δc/[(r/rs)(1+r/rs)2] rs es un radio escalado que es el tamaño del halo, en este caso se ocupa el radio rrms del grupo.

12 Método para calcular la FL en torno a los grupos
Se busca el grupo más cercano a cada galaxia y se normaliza la distancia por el radio rms del grupo. Se genera un catálogo de galaxias con la distancia r/rrms al grupo al cual pertenece cada galaxia. Se subdivide la muestra en subcatálogos con galaxias en distintos intervalos de r/rrms Se convierte la distancia r/rrms a densidad usando NFW. Se estima la FL para cada subcatálogo y se construye la dependencia (δn) y M*(δn). *(r/rrms) debería seguir un perfil NFW.

13 Intervalos de r/rrms

14 Fuentes de error en el método
Dispersión de velocidades de las galaxias en el eje de la visual. Selección de Grupos Cálculo de volúmenes

15 Dependencia de la FL con la densidad en la simulación

16 Dependencia de la FL con la densidad en los catálogos simulados

17 Dependencia de la FL con la densidad en catálogos 2dFGRS

18 Dependencia de la FL con la densidad en catálogos 2dFGRS

19 FL de campo para 2dFGRS FL del campo para 2dFGRS :  = -1.26± M*=-19.84±0.11 *=0.0159±0.0030

20 Conclusiones Mejor estimador de la FL es SWML + dispersión de errores de Jacknife. Se desarrolla un método para estudiar la FL en torno a los grupos, dividiendo la muestra en subcatálogos de galaxias que se encuentran en ambientes de igual densidad. Se extraen propiedades importantes de las galaxias en la simulación. La dispersión de velocidades en el eje de la visual contamina bastante la dependencia de la FL con la densidad de galaxias. Los resultados de 2dFGRS coinciden con los de los catálogos simulados.