Modelado de la evolución galáctica en grupos
Resumen ejecutivo
Las agrupaciones y grupos de galaxias, como representaciones de las regiones más densas del universo, son entornos clave para entender la evolución de las galaxias como trazada por su historia de formación estelar, íntimamente relacionada con su contenido de la morfología y el gas. De hecho, se ha informado de que las tasas de formación de estrellas mundiales de las galaxias espirales ubicadas en las regiones más internas de cúmulos cercanos e intermedio-corrimiento al rojo aparecen fuertemente deprimida en comparación con los resultados encontrados para galaxias similares en gran radio galactocéntrico. Menos información está disponible en la literatura con respecto a la evolución de la actividad de formación estelar de la población de galaxias enanas en racimos. Metalicidad es, con masa estelar, una de las propiedades físicas fundamentales de las galaxias, lo que refleja el gas reprocesado por las estrellas y todo intercambio de gas entre la galaxia y su entorno. El estudio de la relación entre la masa estelar y metalicidad es fundamental para nuestra comprensión de los procesos físicos que rigen la formación de estrellas en las galaxias. No parece haber una relación bien definida entre la masa y la luminosidad en el sentido de que las galaxias más masivas son también más metal rico. Esto es válido en todos los desplazamientos al rojo, aunque para una masa estelar dado, las galaxias más distantes aparecen menos metal rica que las galaxias locales. Hasta ahora, pocos trabajos se han dedicado al estudio de la composición metálica de las galaxias de formación estelar en racimo; algunos de ellos muestran un comportamiento diferente con respecto a las galaxias de campo, y este efecto se ha atribuido a la acción del entorno de clúster.
Investigación detallada
La mayoría de las galaxias en el universo reciente (generación z de cantidades sustanciales de luz intragrupo difusa durante la formación de configuraciones compactas, y la definición de las fracciones morfológicas. En un nivel más fundamental, esperamos que los resultados de esta investigación proporcionarán información adicional en la conexión entre las propiedades observadas de las galaxias y sus agrupaciones y los de la distribución subyacente de la materia oscura.
Desde el punto de vista teórico, se espera que las galaxias situadas en una región de alta densidad de un racimo o grupo pueden ser afectados por efectos de marea que dan lugar a una reorganización de su material. Además, el componente gaseoso de las galaxias puede sufrir de extracción y / o evaporación, como resultado de la interacción con el medio intergaláctico (IGM). La alta densidad relativa del IGM y la probabilidad de encuentros galácticos en ambientes ricos favorece la presencia de pérdidas selectivas de material, sobre todo en los discos y los halos de las galaxias de tipo tardío. En las zonas más densas, estas acciones pueden dar lugar a fenómenos importantes de la evolución de las galaxias y transformación, incluyendo los cambios estructurales. En grupos, los efectos como el "acoso" de galaxias pueden introducir tales cambios en las escalas de tiempo que se pueden explorar con las observaciones. Durante los últimos años hemos estado involucrados en el desarrollo de simulaciones por ordenador galaxia. Nuestro objetivo es el estudio de la evolución de las galaxias en grupos de galaxias. Las condiciones iniciales se obtienen mediante realizaciones de sistemas pequeños en un Lambda frío Universo materia oscura estándar en z ~ 3 y estamos caracterizando los aspectos dinámicos de la evolución en el tiempo hasta nuestra época, es decir, la evolución función de luminosidad y la evolución morfológica. Inicialmente galaxias son discos que siguen una ley función de luminosidad Schechter.
Objetivos científicos
- Llevar a cabo un gran número de simulaciones con una variedad de condiciones iniciales, a fin de comprender la formación y evolución de los grupos de las galaxias. Esperamos ser capaces de predecir la fracción de grupos compactos en el universo local y la función de distribución de la cantidad de luz ubicado en la región intragrupo en grupos de una masa dada.