Journal  Club  16/5/2013  

Introdução  

•  Brightest  Cluster  Galaxies  (BCGs)  são  as  galáxias  maiores,  mais  massivas  e  mais  luminosas  do  Universo.  

•  Geralmente  estão  no  centro  dos  aglomerados  (espacial  e  cinemáIco).  

•  Crescimento  significaIvo  entre  z  ≈  1  e  z  =  0?  

•  Modelo  semi-­‐analíIco  (De  Lucia  &  Blaizot  2007)  

•  50%  das  estrelas  formadas  em  z  ~  5,    80%  em  z  ~  3,  em  pequenas  galáxias.  

•  Aumento  de  massa  estelar  não  se  dá  por  formação  estelar.  

Introdução  

•  Observacionalmente,  o  crescimento  das  BCGs  pode  não  ser  tão  rápido  quanto  previsto  em  modelos  semi-­‐analíIcos  –  Lidman  et  al.  2012:  150  BCGs,  crescimento  de  um  fator  1.8  entre  0.9  <  z  <  0.2.  

– Whiley  et  al.  2008;  Collins  et  al.  2008:  pouca  ou  nenhuma  mudança.  

–  Correlação  entre  massa  do  aglomerado  e  massa  estelar  das  BCGs  pode  mascarar  o  crescimento  real  destas  galáxias.  

Lidman et al. 2012

•  Aumento  da  massa  estelar  devido  a  major  mergers  (1/4  <  msat/mbcg  <  1)?  – Edwards  &  Pahon  2012:  ~50%  devido  a  major  mergers  

– Hopkins  et  al.  2010,  Laporte  et  al.  2013:  quase  todo  o  aumento  devido  a  major  mergers.  

•  A  quanIdade  de  massa  acretada  por  mergers  em  BCGs  em  z  ~  1  é  ainda  mal  determinada.    Determinar  a  importância  de  mergers  na  “construção”  das  BCGs  em  0.8  <  z  <  1.4  

Sample  

•  10  aglomerados  do  Sp  ARCS  (Spitzer  AdaptaIon  of  the  Red  Sequence  Cluster  Survey,  Muzzin  el  al.  2009)  –  Detectados  como  sobredensidades  de  galáxias  vermelhas  (IRAC/Spitzer  +  banda  z/CFHT  +  Blanco).  

–  Aglomerados  com  follow-­‐up  espectroscópico  (G-­‐MOS)  

•  Aglomerados  adicionais:  HAWK-­‐I  Cluster  Survey  (HCS)/VLT  –  follow-­‐up  de  aglomerados  descobertos  pela  emissão  em  raios-­‐X  ou  sequência  vermelha    

•  Intervalo  de  redshiy:  0.83  –  1.46  •  19  aglomerados  inicialmente  

•  14  sobram  na  amostra  final  

Seleção  das  BCGs  

•  vBCG  <  3  σ.  •  rBCG  <  r200    

–  (centroide  ponderado  por  luminosidade  das  galáxias  confirmadas  espectroscopicamente)  

–  r200  calculado  pela  massa  determinada  por    raios-­‐X  ou  pela  dispersão  de  velocidades.  

•  Galáxia  mais  brilhante  na  banda  Ks.  

Seleção  das  BCGs  

•  Localizar  a  BCG  e  idenIficar  vizinhos  próximos  

18′′

•  BCGs  mais  distantes  são  menos  luminosas  (em  média)  do  que  BCGs  próximas.  

mesmo modelo

•  Procura  de  vizinhos  brilhantes  das  BCGs.  •  Distribuição  radial  a  parIr  da  BCG  

Todas as galáxias são confirmadas espectroscopicamente.

anéis concêntricos de 20kpc.

4 BCGs foram excluídas por estarem a mais de 250 kpc do centroide: Edwards & Patton 2012 usam este critério.

BCGs em z~1, especialmente distantes do centro, podem não ser as BCGs no futuro (ou progenitores das BCGs observadas em z = 0).

Excesso significativo

As galáxias mais brilhantes estão mais concentradas do que as galáxias de menos brilhantes (entre a 10ª e 50ª).

2-sided KS teste dá uma probabilidade de 1% destas duas populações (+ brilhante, - brilhante) terem a mesma distribuição.

Contudo, esta probabilidade é sensível a como os subconjuntos são construídos.

Comparação entre os subconjutos (+ e – brilhantes) com a integral de perfis NFW.

Usa concentrações, c200=r200/a, entre 2.2 e 4 (Duffy et al. 2008).

Distribuição radial das galáxias menos brilhantes compatível com NFW a=0.35Mpc (P-value ≈ 1).

Dist. radial da galáxias + brilhantes é consideravelmente diferente de NFW

Incompletude da amostra espectro. das galáxias + brilhantes? Provavelmente, não. Diferença real entre as sub-amostras Fricção dinâmica, + eficiente para levar galáxias mais massivas para o centro

•  Excesso  de  galáxias  brilhantes  no  anel  central  implica  que  a  velocidade  destes  objetos  não  deve  ser  elevado.  –  se  fosse  comparável  a  σ,  o  excesso  seria  “apagado”.  

•  Assumindo  simetria  esférica  implica  que  a  maioria  destas  galáxias  brilhantes  não  estão  distantes  da  BCG  (projeção  na  linha  de  visada).  

•  A  proximidade  destas  galáxias  sugere  que  possa  haver  uma  fusão  com  a  respecIva  BCG  em  menos  de  1Gyr  (Lotz  et  al.  2011  –  simulações  hidrodinâmicas).  

Número de major mergers esperado em função do crescimento da BCG entre z=0.9 e 0.2.

escala de tempo de fusão

medido em Lidman et al. (2012)

Para uma escala de tempo de fusão de 0.6 Gyr, espera-se 3 major mergers nos 14 aglomerados em ~600 Myr

(assumindo taxa constante de fusões)

(assumindo que 50% da galáxia que fusiona contribui para o aumento da massa da BCG. O restante vai para a luz difusa do aglomerado)

De fato, há 3 aglomerados em 14 observados onde pode haver uma fusão nos próximos 600 Myr.

Possíveis  problemas  

•  Esta|sIca  de  pequenos  números.  •  Efeitos  de  projeção  

– Seleção  por  emissão  em  raios-­‐X  ou  excesso  de  galáxias  vermelhas  privilegiam  aglomerados  que  são  estendidos  na  linha  de  visada.  

•  Efeito  de  maré  no  aglomerado  muda  a  escala  de  tempo  de  fusões  

Comparação  com  BCGs  em  z  ~  0  

•  Liu  et  al.  2009:  49/515  BCGs  têm  companheiras  brilhantes  próximas  – Critérios  semelhantes  aos  uIlizados  aqui.  

                   z  ~  0  :    9.5%            z  ~  1  :  21%  

 Esta%s&ca  de  pequenos  números...  

Comparação  com  modelos  

•  Hopkins  et  al.  2010:  modelo  semi-­‐empírico,  esIma  taxa  de  fusão  entre  0.15  e  0.40  Gyr–1,  em  z  ~  1,  para  log(M)  entre  10  e  11.  – critério  de  major  merger  1/3  <  m1/m2  <  1.  

•  Usando  o  mesmo  critério,  2/14  terão  major  merger  em  600  Myr,  portanto,  a  taxa  é  (2/14)(1/0.6)  ~  0.25  Gyr–1.  

Conclusões  

•  A  maior  parte  da  massa  estelar  de  BCGs  vem  de  grandes  fusões.  

•  Taxa  de  fusão  esImada  em  z  ~  1  compa|vel  com  modelos  semi-­‐empíricos.  

•  Maior  frequência  de  grandes  fusões  em  z  ~  1  comparado  com  z  ~  0  (baseado  na  proximidade  de  companheiras  brilhantes  das  BCGs)