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EVOLUCIÓN DEL PLANO EVOLUCIÓN DEL PLANO FUNDAMENTAL DE FUNDAMENTAL DE GALAXIAS DE TIPO GALAXIAS DE TIPO TEMPRANO EN EGSTEMPRANO EN EGS
Mirian Fernández Lorenzo
ColaboradoresColaboradores: J. Cepa, A. Bongiovanni, A.M. Pérez García , A. Ederoclite, M.A. : J. Cepa, A. Bongiovanni, A.M. Pérez García , A. Ederoclite, M.A. Lara-López, M. PoviLara-López, M. Povićć y M. Sánchez-Portaly M. Sánchez-Portal
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ÍndiceÍndice
Introducción
Selección de la muestra
Parámetros estructurales
Dispersión de velocidades
Plano Fundamental
Proyecciones del Plano Relación de Faber-Jackson Relación de Kormendy
¿Evolución en luminosidad o en tamaño?
Conclusiones
IX Reunión Científica de la SEA, 14 de septiembre de 2010 Mirian Fernández Lorenzo11
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IntroducciónIntroducción
Plano Fundamental: dispersión de velocidades, brillo superficial y radio efectivo Relaciona propiedades estructurales y dinámicas →
Modelos de formación y evolución Determinación de distancias → Mejora en un factor 2
respecto a la relación de Faber-Jackson → Cosmología
Primeros estudios de evolución: cambio en el punto cero Van Dokkum & Franx (1996) y Kelson et al. (1997) →
galaxias en cúmulos a z~0.5 → PF similar al local, consistente con evolución pasiva de poblaciones estelares
Van Dokkum et al. (2001) y Ziegler et al. (2005) → resultado similar para galaxias de campo
Treu et al. (2005) encuentran evolución en pendiente Fritz, Böhm & Ziegler (2009) → galaxias de campo Fritz et al. (2009) → galaxias de cúmulo Evolución dependiente de la masa mas que del entorno
22IX Reunión Científica de la SEA, 14 de septiembre de 2010 Mirian Fernández Lorenzo
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Selección de la muestraSelección de la muestra
33IX Reunión Científica de la SEA, 14 de septiembre de 2010 Mirian Fernández Lorenzo
• Galaxias en EGS comunes a ACS y DEEP2 Rango espectral – 6500-9100Å Resolución – 4000 Catálogo DEEP2 – Magnitudes B, R, I y
desplazamiento al rojo Magnitud V – ACS Magnitud z (CFHTLS) – corresponde a B a z=1
• Morfología Comparamos los espectros de DEEP2 con el de una
galaxia elíptica a z=0 → clasificación visual grupo
E/S0 → 400 Seleccionamos espectros con líneas de absorción:
Fe 5270; Fe y Ca 4300; CaII 3934, 3969
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Parámetros estructuralesParámetros estructurales
La muestra final consiste en 135 galaxias E/S0 en el rango 0.2<z<1.2
44IX Reunión Científica de la SEA, 14 de septiembre de 2010 Mirian Fernández Lorenzo
• Ajuste perfil de brillo → GALFIT → Imágenes en I de ACS– Perfil de Vaucouleurs– Perfil de Sérsic– Descomposición bulbo-disco
• Corrección K usando el código kcorrect (Blanton & Roweis 2007)
• Corrección por el debilitamiento debido a la expansión del universo (1+z)4.
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Dispersión de Dispersión de velocidadesvelocidades
55IX Reunión Científica de la SEA, 14 de septiembre de 2010 Mirian Fernández Lorenzo
• Espectro de galaxia E/S0: Formada principalmente por estrellas – líneas de
absorción Movimientos de las estrellas – efecto Doppler Suma espectros de las estrellas + función de
ensanchamiento
• Código pPXF (Cappellari & Emsellen 2004) Crea un espectro plantilla – convolución función de
ensanchamiento y espectro suma de espectros estelares Compara espectro y plantilla – ajuste simultáneo de los
parámetros de la función de ensanchamiento que minimizan el 2
• Extraemos espectros 2D en Re – Ajustamos rango de 500 A Aplicamos corrección de apertura de Mehlert et al.
(2003)
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Plano FundamentalPlano Fundamental
66IX Reunión Científica de la SEA, 14 de septiembre de 2010 Mirian Fernández Lorenzo
• Separamos las galaxias en 2 rangos: z<0.35 y z>0.35 Ajustamos muestra local → parámetros locales de la literatura Gebhardt et al. (2003) → ZP=9.062 (Faber et al. 1989)
• Ajustamos muestra alto z → MB=-0.68 mag → dispersión del PF doble
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77IX Reunión Científica de la SEA, 14 de septiembre de 2010 Mirian Fernández Lorenzo
Plano FundamentalPlano Fundamental
• Ajustamos muestra alto z permitiendo cambio en la pendiente La dispersión es similar a la local
Diferente evolución en función de las propiedades intrínsecas de las galaxias (masa total, tamaño, luminosidad)
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Proyecciones del PlanoProyecciones del Plano
• Relación de Faber-Jackson – Luminosidad y dispersión de velocidades
• Relación de Kormendy – Brillo superficial y radio efectivo
88IX Reunión Científica de la SEA, 14 de septiembre de 2010 Mirian Fernández Lorenzo
▪ Fritz, Böhm & Ziegler (2009) (Saglia, Bender & Dressler 1993)
▪ Evolución diferente en función del tamaño
▪ Similares resultados (Toft et al.2009; Damjanov et
al.2009)
▪ Puede ser debida a efectos de selección
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Proyecciones del PlanoProyecciones del Plano
99IX Reunión Científica de la SEA, 14 de septiembre de 2010 Mirian Fernández Lorenzo
• Bernardi et al. (2003) – SDSS 9000 objetos a 0.01<z<0.3 Muestra limitada en magnitud Ajuste perfil de Vaucouleurs
• -21.5>Mg>-22.5
• Vp (SDSS) = 0.26Gpc3
• Vp (DEEP2+ACS) = 0.001Gpc3
• 0.4% de los objetos con Re<2 Kpc y -21.5>Mg>-22.5 existen en el universo local
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¿Evolución en luminosidad o en ¿Evolución en luminosidad o en tamaño?tamaño?
1010IX Reunión Científica de la SEA, 14 de septiembre de 2010 Mirian Fernández Lorenzo
• Evolución en luminosidad o tamaño desde z=1 para explicar el decrecimiento en número de estos objetos Analizamos las relaciones luminosidad-tamaño y masa
estelar-tamaño McIntosh et al. (2005) → evolución en L- Re pero no en M*-
Re hasta z=1 Evolución clara de M*- Re a z mayor (Trujillo et al. 2007;
Buitrago et al. 2008)
• Determinamos la masa estelar a partir de la plantilla ajustada por kcorrect → IMF de Chabrier L- Re → local de Bernardi et al. (2003) M*- Re → local de Shen et al. (2003) – SDSS – perfil de Sérsic
Evolución en tamaño más problable: Fusiones menores secas
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1111IX Reunión Científica de la SEA, 14 de septiembre de 2010 Mirian Fernández Lorenzo
¿Evolución en luminosidad o en ¿Evolución en luminosidad o en tamaño?tamaño?
• Efecto en el plano de estos objetos compactos
Representamos nuestra muestra junto con la de Bernardi et al. (2003)
Buen ajuste de los datos locales
Representamos los datos con -21.5>Mg>-22.5
Misma distribución para las galaxias grandes
Galaxias pequeñas responsables de la aparente evolución del plano
• Difícil distinguir evolución en pendiente de aumento de la dispersión
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1212IX Reunión Científica de la SEA, 14 de septiembre de 2010 Mirian Fernández Lorenzo
ConclusionesConclusiones
• Evolución en el PF de MB=-0.68 mag y Mg=-0.52 mag a <z>~0.7 La evolución en pendiente reduce la dispersión a la
mitad
• Evolución en la relación de Kormendy debida a los efectos de selección Población de objetos con -21.5>Mg>-22.5 y Re<2 kpc
casi inexistente a z=0
• Objetos compactos a <z>~0.7 responsables de la aparente evolución en pendiente No podemos distinguir una evolución en la pendiente
del PF de un aumento de la dispersión de la relación
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FINFIN
1313IX Reunión Científica de la SEA, 14 de septiembre de 2010 Mirian Fernández Lorenzo