The Structure and Dynamics of Clusters and the Hi Content of Spiral Galaxies

The Structure and Dynamics of Clusters and the Hi Content of Spiral Galaxies

UNIVERSITAT DE BARCELONA U UNIVERSITAT DE BARCELONA Departament d’Astronomia i Meteorologia B The structure and dynamics of clusters and the H i content of spiral galaxies Mem`oria presentada per Maria Teresa Sanchis Estruch per optar al grau de Doctora en F´ısica Barcelona, octubre de 2003 Programa de Doctorat d’Astronomia i Meteorologia Bienni 1998–2000 Mem`oria presentada per Maria Teresa Sanchis Estruch per optar al grau de Doctora en F´ısica Directors de tesi Dr. Eduard Salvador Sol´e Dr. Josep Maria Solanes Maj´ua Contents Resumdelatesi v 1 Introduction 1 1.1Motivationofthisthesis......................... 3 1.2Thisworkandrelatedpublications................... 5 2 Historical overview 9 2.1 H i observations in clusters of galaxies . 9 2.1.1 Earlywork............................. 9 2.1.2 TheVirgocluster......................... 11 2.1.3 Recent results . 13 2.2Dynamicalmodelsofclusters...................... 15 2.2.1 Infallmodels........................... 15 2.2.2 Structuralmodels......................... 19 3 The 3D structure of the Virgo cluster region from Tully-Fisher and H i data 23 3.1Introduction................................ 23 5 6CONTENTS 3.2Observationaldata............................ 24 3.2.1 Galaxyselection.......................... 24 3.2.2 Homogenization of the distances to individual galaxies . 26 3.2.3 The21-cmsample........................ 27 3.3 The diagnosis of H i deficiency...................... 30 3.3.1 Possible bias of H i deficiencyinthedistance.......... 31 3.4 The H i deficiencyinVirgo........................ 34 3.4.1 Radialpattern........................... 34 3.4.2 Correlation with recessional velocities . 38 3.5ThestructureoftheVirgoregion.................... 40 3.5.1 Spherical coordinates . 41 3.5.2 Cartesiancoordinates....................... 43 3.6Summaryandconclusions........................ 46 4 Dynamical model of the Virgo region 51 4.1Introduction................................ 51 4.2 The main H i deficiency enhancements of the Virgo cluster . 53 4.3TheTolman-Bondimodel........................ 55 4.4Infallmodelwithrebound........................ 57 4.5Modelpredictionsvs.observations.................... 59 4.6Summaryandconclusions........................ 63 5 Numerical approach to halos: implications for the Virgo cluster 67 CONTENTS 7 5.1Introduction................................ 67 5.2 N-bodysimulations............................ 68 5.3Halostructureinradialphasespace................... 68 5.4Maximumreboundradius........................ 70 5.5 Virial radius, mass and velocity of the Virgo cluster . 74 5.6 Point mass model versus N-bodysimulations.............. 76 5.7Summaryandconclusions........................ 77 6 The velocity field drawn by the Virgo cluster 79 6.1Introduction................................ 79 6.2 The inclusion of ellipticals into the Virgo galaxy sample . 80 6.3Pickingisolatedhalos........................... 81 6.4 Rescaling the simulations to the scales of the Virgo cluster . 84 6.5Velocity-distancerelation......................... 86 6.6 Tolman-Bondi estimates of the Virgo cluster mass and distance . 90 6.7Summaryandconclusions........................ 92 7 On the origin of H i deficiency in galaxies on the outskirts of the Virgo cluster 93 7.1Introduction................................ 93 7.2 H i-deficient galaxies in the outskirts of the Virgo cluster . 94 7.3Inaccuratedistances........................... 95 7.4Interactionswithinsmallgroups..................... 97 8CONTENTS 7.5Interactionsfromcompanionsormergers................100 7.6 Errors in H i deficiency..........................101 7.7Casebycaseanalysis...........................105 7.8Summaryandconclusions........................107 8 Inferring the kinematical properties of bound systems: the effects of non-sphericity, substructure and streaming motions 111 8.1Introduction................................111 8.2Thesimulateddarkmatterhalos....................113 8.3Velocitymomentsofdarkmatterparticles...............117 8.4Modelingofthevelocitymoments....................124 8.5Summaryandconclusions........................132 9 Summary and future perspectives 137 A Additional tables 143 B Radius, time and density of turnaround in a flat ΛCDM cosmology161 C Velocity moments of dark matter particles 165 Bibliography 171 Resum de la tesi: Estructura i din`amica dels c´umuls i el contingut d’H i de les gal`axies espirals 1. Introducci´o L’origen i evoluci´o de les gal`axies ha estat una q¨uesti´o a resoldre des de l’establiment de la seq¨u`encia de Hubble (Hubble 1926, 1927) i el posterior descobriment que les gal`axies de diferents tipus no estan homog`eniament distribu¨ıdes a l’espai, sin´oque es presenten segregades segons la seua morfologia (Hubble & Humason 1931; Abell 1958; Morgan 1961). A l’univers proper, les gal`axies de tipus primerenc (el·l´ıptiques i lenticulars) es troben fonamentalment en regions d’elevada densitat com ara els centres dels c´umuls, mentre que les gal`axies de tipus tardiu (espirals i irregulars) s´on caracter´ıstiques d’entorns poc densos. Nombrosos autors han estudiat aquesta segregaci´o morfol`ogica per tal d’esbrinar els par`ametres f´ısics que caracteritzen la distribuci´o inhomog`enia de les gal`axies de diferents tipus (Oemler 1974; Dressler 1980; Salvador-Sol´e, Sanrom`a, & Rdz. Jordana 1989; Whitmore & Gilmore 1991, entre d’altres). Aquests par`ametres f´ısics donen evid`encies sobre els processos invo- lucrats en la formaci´o i possible evoluci´o de les gal`axies, contribuint al debat entre els defensors de la idea que les gal`axies presenten morfologies diferents segons l’en- torn on es van formar (Sandage, Freeman, & Stokes 1970; Silk 1978; Bardeen et al. 1986; Dekel & Rees 1987; Evrard, Silk, & Szalay 1990) i aquells que proposen que les gal`axies evolucionen al llarg de la seq¨u`encia de Hubble. El paradigma evolutiu va rebre import`ancia pel descobriment de l’anomenat efecte Butcher-Oemler (Butc- 9 10 Resum de la tesi her & Oemler 1978, 1984): els c´umuls a gran despla¸cament cap al roig tenen una fracci´o de gal`axies blaves major que els c´umuls propers. M´es recentment, gr`acies a la nova generaci´o de telescopis d’alta resoluci´o, capa¸cos de distingir la morfologia de les gal`axies en c´umuls llunyans, hem obtingut una visi´om´es acurada d’aquest efecte: Conforme s’observa enrera en el temps, la fracci´o d’espirals en c´umuls aug- menta amb z en detriment de la de lenticulars, mentre que la fracci´od’el·l´ıptiques roman constant (Couch et al. 1994; Dressler et al. 1994; Wirth, Koo, & Kron 1994; Dressler et al. 1997; Oemler, Dressler, & Butcher 1997; Smail et al. 1997; Fasano et al. 2000). La formaci´o estelar tamb´e evoluciona, augmentant amb z (Poggianti et al. 1999; Balogh et al. 1999). Segons el paradigma actualment acceptat, les gal`axies el·l´ıptiques (i potser les lenticulars m´es brillants) es van formar abans de la virialit- zaci´odelsc´umuls rics i evolucionen passivament des d’aleshores (Ellis et al. 1997), mentre que una fracci´o important de lenticulars (aproximadament el 50%) ´es gene- rada a partir de la transformaci´o morfol`ogica de les espirals (Dressler et al. 1997). Diferents mecanismes han estat proposats per tal d’explicar aquesta evoluci´odeles gal`axies: escombrat del gas causat per interaccions directes gal`axia-gal`axia (Spitzer & Baade 1951), per la pressi´ocin`etica del medi intracumular (Gunn & Gott 1972), per viscositat o per conducci´ot`ermica (Cowie & Songaila 1977; Nulsen 1982), in- teraccions de marea o fins i tot fusions (Toomre 1972), interacci´o gravitat`oria (Byrd & Valtonen 1990; Valluri 1993) o assetjament gal`actic (Moore, Katz, & Lake 1996). En qualsevol cas, per tal d’entendre les propietats de les gal`axies ´es necessari estudiar la f´ısica de les interaccions gal`actiques amb el medi dins del context del paradigma jer`arquic de formaci´o gal`actica (White & Rees 1978) on les gal`axies es desenvolupen a dins d’halos de mat`eria fosca que creixen jer`arquicament des de petites a grans escales. Cole (1991), Lacey & Silk (1991) i White & Frenk (1991) van ser els primers en abordar models de formaci´o gal`actica dins d’aquest context general. Aquests treballs van donar pas als anomenats Models Semi-anal´ıtics, els quals segueixen el creixement dels halos de mat`eria fosca i utilitzen, al si d’aquests halos, receptes anal´ıtiques per descriure la complicada f´ısica dels barions (veure per ex. Kauffmann, White, & Guiderdoni 1993; Lacey et al. 1993; Somerville & Primack 1999; Hatton et al. 2003, per citar alguns treballs). Seguint l’esperit d’aquests models semi-anal´ıtics, el nostre grup de recerca, liderat pel Dr. Eduard Salvador- Sol´e, est`a desenvolupant un nou model de formaci´ojer`arquica i evoluci´o de gal`axies totalment anal´ıtic que incorpora aspectes fins ara nom´es parcialment inclosos als models semi-anal´ıtics existents, com ara una descripci´o consistent de l’estructura interna de gal`axies de diferents tipus, la inclusi´o de forats negres massius centrals i Resumdelatesi 11 de les principals interaccions entre gal`axies: truncament per marea, fricci´odin`amica, fusions i escombrat per pressi´ocin`etica del medi intracumular. Per tal de discernir entre les abundants teories d’evoluci´o gal`actica en c´umuls i contrastar les prediccions dels models de formaci´ojer`arquica de gal`axies ´es necessari realitzar observacions en diferents entorns dels par`ametres f´ısics que caracteritzen les gal`axies al llarg de la seq¨u`encia de Hubble (Roberts & Haynes 1994). Aquestes observacions en c´umuls propers han mostrat que

View Full Text

Details

  • File Type
    pdf
  • Upload Time
    -
  • Content Languages
    English
  • Upload User
    Anonymous/Not logged-in
  • File Pages
    213 Page
  • File Size
    -

Download

Channel Download Status
Express Download Enable

Copyright

We respect the copyrights and intellectual property rights of all users. All uploaded documents are either original works of the uploader or authorized works of the rightful owners.

  • Not to be reproduced or distributed without explicit permission.
  • Not used for commercial purposes outside of approved use cases.
  • Not used to infringe on the rights of the original creators.
  • If you believe any content infringes your copyright, please contact us immediately.

Support

For help with questions, suggestions, or problems, please contact us