Classificação de galáxias de tipo precoce

em aglomerados usando dados no óptico

e no ultravioleta

Monyke Hellen dos Santos Fonsêca

1.

Galáxias

2

“Sistemas dinamicamente ligados

que consistem de halos de matéria escura contendo gás, poeira e uma

estrutura estelar.

3

✘ Halos de matéria escura✘ Gás ✘ Poeira✘ Estrutura estelar✘ Objetos antigos✘ Podem ser agrupadas em diferentes tipos

galáxias!

4

Classificações

Alguns esquemas...

5

Esquema de Hubble

6

Como você classificaria essas galáxias?

7

Shapley e Paraskevopoulos (1940): introduziram a classe Sd no esquema de Hubble, criando a seguinte sequência de classificação para espirais:

✘ Sa → Sb → Sc → Sd → Irr, e da mesma forma para as espirais barradas.

Holmberg (1958) subdividiu ainda mais esta sequência levando em

conta a cor das galáxias:

✘ Sa → Sb − → Sb + → Sc − → Sc +

Variação gradual do vermelho pro azul:

✘ E → Sa → Sb − → Sb + → Sc − → Sc + → Irr

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Esquema de de Vaucouleurs

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de Vaucouleurs introduziu um novo parâmetro numérico, chamado tipo “T”

✘ O parâmetro T varia de T = −6, para objetos elıpticos compactos (cE), a T = 10, objetos irregulares magelânicos (Im);

✘ As formas A e B não diferem significativamente em cores;

✘ r e s ocorrem em frequências semelhantes entre as espirais do tipo precoce;

✘ forma s ocorre com muito mais freqüência do que a r nas espirais do tipo tardio.

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Esquema de Morgan (Sistema Yerkes)

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✘ se baseia na concentração de luz em seus centros e em suas caracterısticas espectrais

✘ a → af → f → fg → g → gk → k

✘ a: grupo de galáxias com pouca ou nenhuma concentração central de luz

✘ k: grupo de galáxias com alta concentração de luz no centro > populações estelares mais antigas > E ou S0

Esquema de Van den Berg

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Esquema de Cappelari

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Galaxy Zoo

14

você!

❏ voluntários classificam galáxias em imagens obtidas na base de dados do Sloan Digital Sky Survey (SDSS)

❏ mais de 50 milhões de classificações foram recebidas pelo projeto durante seu 1º ano

❏ problema: ruıdo > variações entre os voluntários

❏ necessidade de automatizar o processo de classificação

❏ análise de imagens, compressão e anipulação de dados, machine learning, e deep learning.

Galáxias de Tipo Precoce - E e S0

✘ forma esférica ou elipsoidal✘ não têm estrutura espiral✘ pouco gás✘ pouca poeira✘ poucas estrelas jovens✘ Hubble subdividiu as elıpticas em

classes de E0 a E7✘ gigantes, compactas, anãs✘ massa: 10 7 a 10 12 Msol

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NGC 4621

Como se

formam as

galáxias

elípticas?

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Colapso monolítico

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Colapso monolítico

✘ são resultado de um único surto violento de formação estelar em alto redshift (possivelmente z > 3) e evoluıram de forma quiescente desde então;

✘ Durante o surto de formação estelar, as estrelas formadas evoluem e as mais massivas enriquecem o meio interestelar com os produtos das supernovas, principalmente as SNe de tipo II, que surgem do colapso do núcleo de estrelas massivas;

✘ Se o potencial gravitacional da galáxia é forte o suficiente para reter esse gás ejetado pelas SNe, ele cairá em direção às regiões centrais;

✘ o modelo também explicaria a relação massa-metalicidade, Mg 2 − σ.

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Colapso monolítico: problemas

✘ Observações de elıpticas próximas mostram uma grande variedade de peculiaridades morfológicas e cinemáticas (como núcleos contra-rotativos e pequenos discos gasosos);

✘ Ocorrência de formação estelar no passado recente;✘ Sugestão: elıpticas poderiam ser formadas por fusões

e/ou acréscimo de unidades menores em uma escala de tempo comparável ao tempo de Hubble.

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ΛCDM✘ Modelo prevê que o cenário de

formação de estruturas ocorre de acordo com o modelo hierárquico;

✘ o sucesso do modelo hierárquico deve-se principalmente às conquistas obtidas na modelagem de estruturas gravitacionais em grande escala como a de grupos e aglomerados de galáxias.

✘ Em escala menor muitas vezes entra em conflito com os dados observacionais modernos.

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Galáxias lenticulares

✘ bojo✘ disco✘ sem padrões espirais✘ pouca formação estelar✘ densidade numérica aumentou em

aglomerados e grupos desde z ∼ 1 ornando-se numericamente dominante na época atual para objetos com L ∼ L ∗

✘ acredita-se que as S0 se originam das espirais através de mecanismos que removeram seu gás e encerraram a TFE em seus discos

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Como se formam

as galáxias

lenticulares?

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NGC 4866

Modelo hierárquico

✘ A evolução das galáxias do tipo tardio para as do tipo precoce tem sido essencialmente fusões de galáxias, principalmente por meio de encontros maiores (razões de massa de 1:1 a 4:1) no caso de sistemas massivos

✘ S + S = S0 ou E✘ fusões violentas > discos não ordenados como os das S0✘ espera-se que os remanescentes exibam traços significativos de sua

origem.

Logo, muitos outros processos foram propostos para explicar como as espirais podem se transformar em lenticulares...

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Remoção de gás em aglomerados: efeitos ambientais

Massa intermediária a baixa:✘ pressão de arraste✘ assédio galáctico✘ estrangulamento

Alta massa:✘ fusões

Mas pelo menos metade das galáxias S0 são encontradas em grupos ou no campo, o que também sugere evolução secular interna.

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Excesso de emissão UV em E e S0 (GTPs)

GTP:✘ baixa taxa de formação estelar✘ galáxias evoluıdas✘ formadas por uma série de fusões de galáxias ricas em gás em escalas

de tempo cosmológicas✘ ou através de evolução secular contınua, transformando galaxias de

tipo tardio em precoce (principalmente S0)✘ TFE < 0.6 Msol yr −1

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Excesso de emissão UV em E e S0 (GTPs)

Contudo, várias evidências observacionais têm constatado que objetos de tipo precoce podem ser muito menos relaxados e inativos do que anteriormente considerado…

✘ Young et al. (1996) e Usui, Saito & Tomita (1998) identificaram numerosos GTP com taxas de formação estelar comparáveis às de galáxias espirais.

✘ Maioria das galáxias E e S0 exibem linhas de emissão vindas de suas regiões centrais. Quase metade desses casos a emissão é proveniente de estrelas jovens e massivas, O e B.

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Excesso de emissão UV em E e S0 (GTPs)

✘ Estrelas jovens e massivas têm pelo menos dois traçadores de TFE: emissão de H α e emissão contınua no UV.

✘ Mas observações em UV mostraram que algumas galáxias elıpticas têm fluxo aumentado abaixo de 2000 Å, com o fluxo continuando a subir em direção ao menor comprimento de onda observado (1250 Å)

→ a chamada “recuperação do UV”, com pouca ou nenhuma contrapartida no óptico.

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Excesso de emissão UV em E e S0 (GTPs)

✘ A intensidade dessa “recuperação” do UV varia muito entre as galáxias.

✘ Galáxias com maior abundância de elementos pesados apresentam maiores recuperações de UV.

✘ Sugestão: a formação estelar da galáxia continuaria ativa, mas não muito...

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Recuperação do ultravioleta

29

Recuperação do ultravioleta

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Hipótese: a radiação UV é emitida por populações estelares velhas, com a fonte mais provável sendo de estrelas do ramo horizontal (RH).

Possibilidades: RH pobres em metais × RH ricas em metais.Problemas: RHPM (Ω Λ & 0.8); RHRM (muito He).

Recuperação do ultravioleta: RHRM

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✘ O modelo mais aceito para a recuperação do UV é baseado em estrelas RHRM.

✘ Uma vez iniciada a queima do hélio no centro da estrela, esta passa a ter duas fontes de energia: fusão de hidrogênio em hélio em uma camada envoltória e fusão do hélio em carbono na região central

✘ Requisito para ser a fonte: abundância em hélio tal que ∆Y/∆Z ≥ 2.5.✘ Uma abundância de He tão grande quanto Y ≥ 0.4 pode aumentar

bastante o grau de recuperação do UV.

De onde vem a abundância em He?

Abundância em He

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✘ Peng & Nagai (2009) > processo de sedimentação pode aumentar bastante a abundância de hélio em GTP centrais em aglomerados

✘ O modelo consiste em resolver a equação de difusão para um plasma totalmente ionizado composto por hidrogênio e hélio.

✘ Os núcleos de He são as partıculas mais pesadas do fluido, e sobre esses núcleos, atuam a gravidade do aglomerado e a repulsão com os prótons oriundos da ionização do hidrogênio e a atração dos elétrons livres.

✘ Esse cenário prevê que o fenômeno de recuperação do UV deve ser mais pronunciado em sistemas de alta massa, baixos redshifts e dinamicamente relaxados.

GTPs em aglomerados

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✘ modelo ΛCDM > cenário hierárquico✘ maiores objetos resultantes: aglomerados de galáxias, massa

entre 10 14 Msol e 10 15 Msol✘ raio: varia de ∼1 a 3 Mpc✘ densidade na escala de virialização é ∼200 vezes a densidade

crıtica do Universo no redshift do aglomerado✘ galáxias: 2-5%, gás intraglomerado: 12-15% e matéria escura:

85%✘ sistemas ideais para se estudar os efeitos de ambientes densos

sobre as galáxias✘ espaço de fase projetado: R/R 200 × ∆V/σ → empilhamento

GTPs em aglomerados

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Objetivos

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✘ Usar dados do GALEX e do SDSS para separar uma amostra de GTP de acordo com o grau de recuperação do UV, estimado através de suas cores: (FUV − NUV) , (NUV − r) e (FUV − r).

✘ Investigar a ocupação relativa destas subamostras no espaço de fase empilhado de uma amostra de aglomerados.

✘ Testar as previsões do modelo de Peng & Nagai (2009).

Metodologia e dados

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✘ Objetivo: classificar galáxias de tipo precoce em aglomerados usando dados no óptico e no ultravioleta;

✘ Classificação no espaço (NUV − r) × (FUV − NUV) × (F U V − r);

✘ Comparar os tipos de galáxias definidos neste espaço de cores, em termos de algumas de suas propriedades cinemáticas e instrınsecas.

✘ Usamos uma cosmologia definida por H 0 = 70 km s −1 Mpc −1 , Ω Λ = 0.7 e um universo plano.

Catálogo C4

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✘ O catálogo C4 é construıdo usando-se a amostra espectroscópica do SDSS (Sloan Digital Sky Survey ) com dados do DR2 (Second Data Release)

✘ O algoritmo do C4 identifica aglomerados como sobredensidades em um espaço 7D constituıdo por parâmetros de posição, redshift e cor, dado por [ra, dec, z, u − g, g − r, r − i, i − z]

✘ 2600 graus quadrados do céu✘ 748 aglomerados dentro de 0.02 ≤ z ≤ 0.17✘ Riqueza variável, desde pequenos grupos contendo 10 galáxias a

aglomerados massivos contendo mais de 200 objetos com magnitudes r ≤ 17.77

Redefinindo o C4: Sequência de passos

Busca dos centros

nominais usando SQL

DR4 -> DR15

Janela angular:

R=10 Mpcv=±6000 kms −1

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Redefine o centro usando

findcenter no R

1º passo: Identifica a

estrutura principal no

espaço de redshifts,

admitindo-se que possa

haver multimodalidade

nos dados (biblioteca

mclust)

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2º passo: Aplica uma suavização aos dados de posição da estrutura

principal, através de um kernel gaussiano que converte a distribuição

espacial discreta em uma distribuição de densidades, cujo pico é definido como

centro do aglomerado (biblioteca KernSmooth)

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Redefinindo o C4:

comparação dos

centros

(1) pico C4; (2)

baricentro ponderado

por L dentro de 1 Mpc

dentro do pico C4;

(3) posição da BCG.

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Redefinindo o C4:

resultado do 1o e 2o

passos

Distribuição de galáxias

nos modos principal

(pontos vermelhos) e

secundário (pontos azuis).

Em amarelo e com o X

sobreposto indicamos o

centro do aglomerado.42

Redefinindo o C4: Simetria

em torno do centro

Campo de CL 017 em torno

do centro obtido por

findcenter,

exibindo contagens de

galáxias ao longo de uma

grade de 5 × 5. O

centro está indicado por

um “X”amarelo.

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Redefinindo o C4: 3º passo

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✘ Próxima etapa: determinar os membros do sistema.✘ A técnica da cáustica corresponde à expressão da dinâmica

Newtoniana que relaciona a velocidade de escape de um sistema esfericamente simétrico ao seu potencial gravitacional.

✘ A cáustica é aplicada em duas execuções sucessivas do programa caustic.

✘ Inicialmente, usamos o centro determinado por findcenter para calcular as distâncias projetadas de cada galáxia a este centro.

✘ O redshift central é usado para calcularmos a velocidade global do aglomerado.

Redefinindo o C4: 3º passo

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✘ Executamos caustic pela primeira vez, gerando uma lista de membros a partir de todas as galáxias do campo.

✘ O centro do sistema e o redshift central podem ter sofrido uma variação. Os valores são atualizados executando-se novamente mclust e findcenter, agora usando apenas os membros definidos na primeira execução de caustic.

✘ Após esta atualização, as distâncias e velocidades relativas ao centro do aglomerado são recalculadas e caustic é executado pela segunda vez, sobre todos os objetos doc campo, gerando a lista definitiva de membros, e os valores de (M 200 , R 200 , σ) do aglomerado.

Redefinindo o C4: Resultado da cáustica

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Perfil da cáustica (em vermelho) ao longo das distâncias projetadas no campo de Cl 017. A posição de R 200 é indicada pela linha tracejada.

Redefinindo o C4: distribuição dos membros

47

Distribuição de galáxias membro em CL 017. O centro está marcado com um ”X” vermelho, a posição da BCG está indicada por um cırculo cheio azul, o cırculo amarelo tem raio 0.5R 200 .

Redefinindo o C4: tabela final

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✘ Na Tabela 1 são apresentados o número total de membros e o número de membros dentro de R 200 , a massa M 200 , a dispersão de velocidades σ para 251 aglomerados do C4 com pelo menos 10 membros dentro de R 200 .

✘ Constam ainda dois indicadores do estado dinâmico dos aglomerados, resultantes da aplicação dos programas HDGNG, que mede desvios de uma distribuição gaussiana através da distância de Hellinger, e ad.test, o teste de normalidade de Anderson-Darling, sobre a distribuição de velocidades dentro de R 200 dos aglomerados.

✘ Foram incluıdas também as diferenças de magnitude ∆m 12 e ∆m 14 , assim como ∆BCG, que podem ser utilizadas como indicadores do grau de evolução dos aglomerados.

Tabela: Parâmetros Dinâmicos dos Aglomerados

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Seleção de objetos de tipo precoce

✘ T-type < 0✘ Concentração C = R 90 /R 50 > 2.5.

Tabela: Definição do tipo T.

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Seleção de galáxias de tipo precoce - GTP

✘ Dos 6527 objetos classificados como membros em nossa amostra de 251 aglomerados, 3171 objetos podem ser considerados GTP, dentro de 0.03 < z < 0.13, M r ≤ −20.5 e R P ≤ 3.5 R 200 .

✘ Verificamos o GZ2. Usando o nosso critério para definição de GTP, encontramos que 84% dos objetos consistem de elıpticas, 10% de S0, 1% de espirais e 5% sem classificação confiável.

✘ São removidos da amostra as espirais e os objetos indefinidos.

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Classificação das GTP no UV

✘ Após os procedimentos descritos na seção anterior, nossa amostra passa a ter 2981 objetos.

✘ Destas, 1632 galáxias possuem cobertura no ultravioleta com dados do Galaxy Evolution Explorer (GALEX - GR5).

✘ Para utilizar cores UV - ópticas, precisamos levar em conta a poeira.✘ Grãos de poeira interestelar espalham e absorvem os fótons, e a

combinação desses processos produz a extinção interestelar.

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Classificação das GTP no UV

Todas as magnitudes aparentes foram corrigidas para os efeitos daextinção galáctica, usando as relações fornecidas em Schlegel,Finkbeiner & Davis (1998):✘ A N U V = 8.741E(B − V )✘ A F U V = 8.376E(B − V )✘ A r = 2.751E(B − V )seguindo a lei de extinção de Fitzpatrick (1999) com excesso decor médio✘ E(B − V ) = 0.4

53

Critérios de classificação

54

Critérios de classificação

55

Diagrama cor-cor com a classificação UV das galáxias elıpticas e

S0 em nossa amostra. As linhas pontilhadas separam as classes de

galáxias UV.

Resultados preliminares

✘ 180 objetos do Tipo I (azul)✘ 673 do Tipo II (ciano)✘ 162 do Tipo III (vermelho)✘ 617 do Tipo IV (magenta)✘ A fração de elıpticas de acordo com o GZ2 é 57% no Tipo I, 80% no

Tipo II, 88% no Tipo III e 97% no Tipo IV.

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Resultados preliminares: espaço de fase projetado

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PPS da nossa amostra, cada ponto indica o pico de densidade das subpopulações de GTP. As linhas tracejadas delimitam as regiões deprobabilidade de Mahajan et al. (2011), em vermelho a região virializada e em verde, a região de backsplash. Os contornos de densidade são calculados para toda a amostra.

Resultados: dependência com M 200

dos aglomerados

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Resultados preliminares: distribuição radial dos Tipos I

e II

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Distribuição de distâncias projetadas normalizadas

por R 200para o Tipo I dividido nas

amostras LMC e HMC.

Resultados: comparação de massa estelar - Tipo I

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Distribuição de massa estelar em função da galáxia estar

localizada em sistemas HMC ou LMC. Valor-p = 0.0432, de acordo

com o teste permTS.

Resultados preliminares

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● Modelos semi-analıticos baseados no cenário hierárquico ΛCDM podem ser parcialmente compatıveis com este resultado.

● 5-10% de toda a formação estelar das GTP ocorrem em z < 1.

● Nosso resultado indica que objetos do Tipo I (que correspondem a 11% das GTP com emissão UV) menos massivos (e portanto mais suscetıves à formação estelar recente de acordo com Kaviraj et al 2005) encontram-se nas periferias de aglomerados mais massivos (portanto regiões de menor densidade).

Resultados preliminares

✘ Objetos de Tipos IV são fortemente bimodais em sua distribuição radial.

✘ Estes resultados, juntamente com a correlação entre Tipo, pico de densidade no PPS e fração de lenticulares, parecem indicar que efeitos ambientais atuam sobre as GTP com emissão de UV.

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Próximos passos

✘ Um cenário mais completo para estes objetos poderá ser traçado após a obtenção de resultados adicionais que serão obtidos nas etapas finais deste trabalho;

✘ Nossos próximos passos envolvem um procedimento semelhante ao de Yi et al. (2011), (analisar as classes de galáxias com cortes em magnitudes) para subamostras consistindo: (i) BCGs, (ii) Satélites com L > L ∗ e (iii) Satélites com L ≤ L ∗ .

✘ Além disso, faremos uma análise considerando o estado dinâmico dos aglomerados indicado pelos diagnósticos feitos usando a distância de Hellinger e o teste de Anderson-Darling.

✘ Acreditamos que a inclusão desta análise permitirá uma discussão ampla sobre a formação e evolução das GTP.

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Obrigada!

Any questions?

You can find me at@mhsfonseca

monyke.fonseca@hotmail.com

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