From X rays to far infrared: galaxy cluster ZwCL0024+1652 under the multiwavelength limelight

• Autores: Ricardo Manuel Perez Martinez
• Directores de la Tesis: Miguel Sánchez Portal (dir. tes.), Ana María Pérez García (dir. tes.), Leo Metcalfe (dir. tes.)
• Lectura: En la Universidad Complutense de Madrid ( España ) en 2016
• Idioma: inglés
• Número de páginas: 154
• Títulos paralelos:
  • De rayos X a infrarrojo lejano: una mirada multifrecuencia al cúmulo de galaxias ZwCL0024+1652
• Tribunal Calificador de la Tesis: Francisco Javier Gorgas García (presid.), Jaime Zamorano (secret.), José Ignacio González Serrano (voc.), Andrea Biviano (voc.), Angel Bongiovanni (voc.)
• Materias:
  • Astronomía y astrofísica
    • Cosmología y cosmogonía
      • Enjambres o cúmulos
      • Galaxias
• Enlaces
  • Tesis en acceso abierto en: Docta Complutense
• Resumen
  • español

    Esta tesis presenta un análisis detallado del cúmulo de galaxias ZWCl0024+1652, haciendo un estudio multifrecuencia de sus fuentes desde Rayos X hasta infrarrojo lejano. Además, se presentan los primeros resultados del programa de observación GLACE para este cúmulo (en H y H). GLACE es un cartografiado de líneas de emisión en cúmulos situados en ventanas de desplazamientos al rojo desde 0.4 hasta 0.8.usando los filtros sintonizables de OSIRIS (GTC).

    Hemos construido un catálogo multifrecuencia a partir de datos de distintas procedencias con técnicas precisas de asignación de contrapartidas, estimando el error posible cometido en cada uno de los cruces. Este catálogo presenta las distribuciones espectrales de energía (SEDs) de cada una de las fuentes. Hemos seleccionado aquellas fuentes con z correspondientes al cúmulo, obteniendo una muestra de 1262 objetos.

    Mediante ajustes a bibliotecas de plantillas de poblaciones estelares compuestas usando el algoritmo de acceso público LePHARE, hemos obtenido sus luminosidades ultravioleta, infrarroja y masas estelares. Hemos comparado valores obtenidos de esta manera con los derivados por otros métodos descritos en la literatura y establecido la fiabilidad de cada uno de ellos.

    A partir de estos parámetros hemos extraído tres poblaciones: Los emisores en infrarrojo lejano, los AGNs y las galaxias con tasas significativas de formación estelar. Con respecto al primer grupo, 122 objetos en total, hemos encontrado que siguen las mismas tendencias que el resto de sus compañeros del cúmulo, con 52 LIRGs y ninguna ULIRG. En cuanto a los AGNs (143 objetos), hemos determinado por primera vez que están localizados principalmente en la zona intermedia, con un pico de presencia en 0.7~rvir. Dominan la zona del valle verde en el diagrama de Color-Magnitud, y tienen morfologías predominantemente espirales o de disco. Las galaxias con formación estelar están también subrepresentadas en la parte interior del cúmulo (~0.3 Mpc) aunque se hayan localizadas a lo largo de toda la estructura. Siguen una distribución bimodal en el diagrama Color-Magnitud, marcando claramente la secuencia roja y la nube azul.

    Hemos calculado la tasa de formación estelar (SFR) de dos maneras independientes: a través de la luminosidad infrarroja y del flujo en H. Esta última ha sido corregida de extinción aplicando el decremento de Balmer, derivado del flujo en H. Para los objetos con ambas medidas (27 en total, 24% de la población de galaxias con líneas de emisión) la extinción es de AH~1.41magnitudes.

    Hemos estudiado la influencia de la estructura del cúmulo en los colores y las SFRs. El mapa de densidad del cúmulo ha sido derivado de las imágenes de Rayos X y de la distribución de fuentes ópticas y sus velocidades radiales relativas. También hemos hallado la densidad local proyectada (5).

    El índice de color B-R de las galaxias situadas en la zona de menor densidad tiene un valor máximo local de 1.1, mientras que en la de máxima es de 2.3. Tanto la SFR como la sSFR (tasa de formación estelar específica) decrecen con el aumento de la densidad local.

    Con respecto a las masas estelares y su relación con SFR, la población roja está alineada con la llamada secuencia principal, mientras que la población azul presenta menores masas y mayores SFRs.

    Para finalizar con los estudios presentados, hemos buscado objetos en interacción actual o reciente. Para ello hemos identificado pares de galaxias a distancias proyectadas ¿100 kpc, y velocidades peculiares relativas z 0.005. Hemos encontrado 88 pares, 96% de ellos en la estructura principal, principalmente en la zona interna e intermedia del cúmulo (menos de 1Mpc). Estos pares representan una fracción significativa (34%) de las galaxias con elevada SFR. Aunque estas conclusiones están basadas en muestras muy pequeñas, hay una relación apreciable entre fusiones potenciales y mayores SFRs y menores luminosidades infrarrojas.

  • English

    Clusters of Galaxies are the largest gravitationally bound systems known. Discovered by Charles Messier in the XVIII century, they started to be systematically studied two hundred years later, when Abell and Zwicky undertook a series of surveys to identify concentrations of galaxies in the accessible Universe. These initial studies concluded that clusters of galaxies were formed by objects with the same visual colors and used them to establish memberships. This has been since then one of the biggest issues in this field: the accurate separation of cluster population versus projected foreground or background objects. One other issue is to establish the dynamical status of both the cluster itself and the sources within. From the latter, the former can be inferred, even by crude assumptions on the typical mass of the galaxies, since the velocity dispersion of the members and the cluster radius are linked via the Virial Theorem. However, early observations from spaceborne telescopes discovered significant extended X–ray emission from the cluster cores that was soon identified as Bremsstrahlung radiation in the di use intracluster plasma. The detection of such hot gas led to the calculation of the potential well needed to keep it bound to the system and the amount of gas required. Both estimates, from optical and X–ray data disagreed by up to (and even beyond) 70% in some cases. At the same time, the characteristics of the cluster population were studied and compared to field galaxies. It was found that cluster members favoured elliptical morphologies, larger masses and red colours, versus the dominant fraction of blue mid size spirals in the field. Moreover, the fraction of blue galaxies was found to vary along the clustercentric distance and with redshift, increasing this blue fraction directly with both. It was established that clusters of galaxies harboured much more mass that that directly observable in optical wavelengths and that their members had undergone or were undergoing transformations that made their evolutionary path diverge from their counterparts in the field. To appropriately address those issues a key observable was demanded: accurate redshifts. However, that was found hard to get. On the one hand, photometric redshifts by themselves lack of the precision needed to establish whether a galaxy is within the cluster or not. On the other, spectroscopic redshifts are extremely demanding in terms of observation time and the selection of objects imply some a-priori criteria that may significantly bias the result, focusing in typical cluster members and eventually overlooking objects in the ends of the distribution function of luminosities and colors...