Dinámica de las estructuras en el universo /

• Autores: Maximiliano Claudio Pivato
• Directores de la Tesis: Diego Rodolfo García Lambas (dir. tes.)
• Lectura: En la Universidad Nacional de Córdoba (UNC) ( Argentina ) en 2008
• Idioma: español
• Enlaces
  • Tesis en acceso abierto en: hdl.handle.net
• Resumen
  • español

    En la presente tesis se realiza un an´alisis intensivo del campo de velocidades en la vecindad de las estructuras en el Universo, caracterizando los perfiles de ca´ ıda al pozo de potencial de la materia, su dependencia con las propiedades del halo central, la densidad y distribuci´on local de la materia y la orientaci´on del campo de velocidades. A partir del an´alisis estad´ ıstico de la ca´ ıda de materia al pozo de potencial, o infall de materia oscura a los halos, usando simulaciones num´ ericas de N-cuerpos en el modelo de concordancia ΛCDM, se ha encontrado una dependencia entre la masa del halo considerado y la velocidad de m´aximo infall, V max inf , donde la materia en la vecindad de los halos m´as masivos alcanza velocidades de ∼ 900km/s en escalas menores a los 5h−1Mpc. Se encuentra que la velocidad de m´aximo infall y la masa siguen una ley de potencias de la forma Vmax inf (M) = (M/m0)γ. Comparando estos resultados con el modelo lineal con corte exponencial dado emp´ ıricamente en Croft et al. , se determina que el valor adecuado de la densidad de corte es δc = 45 seg´un la dependencia encontrada entre V max inf y Masa. Se estudia tambi´ en la relaci´on entre la orientaci´ on del ´angulo de la velocidad peculiar con respecto a la direcci´on al centro del halo (´angulo de infall) y la masa del halo, encontrando que en los halos m´as masivos, la mayor alineaci´on se produce en escalas de 6h−1Mpc. Se determina una relaci´on entre la m´axima orientaci´ on del campo de velocidades y la masa del halo dada por una ley de potencias logar´ıtmica de la forma cos(θ)max(M) = γlog(M) − L0. A partir del ´angulo de infall se estudia la relaci´on entre la fracci´on de part´ ıculas con orientci´on postiva (materia cayendo al halo) y la fracci´on con orientaci´on negativa (materia alej´andose del halo). Usando la velocidad de m´aximo infall determinada para cada halo, se estudia la dependencia de la misma con propiedades f´ ısicas de los halos. Se encuentra que los halos en regiones m´as densas, con valores de R200 m´as grande son los que tienen una Vmax inf mayor, al igual que una mayor tasa de acreci´on. Usando la masa en un entorno de 15Mpc/h de cada halo, se calculan los semiejes del elipse de mejor ajuste, encontrando que las regiones de los halos de baja masa con Vmax inf menor son m´as elipticas; para los halos m´as masivos no se encuentra una dependencia clara. Desarrollando un modelo que relaciona el campo de velocidad con la cantidad de pares halo-part´ ıcula en la vecindad del halo, se obtiene una formulaci´on que determina el perfil de velocidad de infall a partir de la funci´on de correlaci´on cruzada halopart´ıcula, ξhm. Se encuentra una fuerte dependencia entre el par´ametro α(γ) del modelo con el perfil de velocidad de infall obtenido; sin embargo, los resultados encontrados a partir del modelo anal´ ıtico para el perfil de velocidad de infall tienen un muy buen acuerdo con las mediciones. A partir de modelos semianal´ ıticos para la formaci´on de galaxias, se estudia la dependencia de la velocidad de infall con la luminosidad y la masa de las galaxias. Se encuentra que las galaxias m´as masivas tienen una V max inf mayor de galaxias d´ ebiles, mientras que las galaxias con masas menores tienen un valor m´as grande de la velocidad de m´aximo infall para galaxias brillantes.

  • English

    In the present thesis we perform an intensive analysis of the velocity field of matter in the outskirts of structres in the Universe. We study the infall profile around halos, its dependence with: the properties of the cluster, the density and distribution of matter in the neighborhood and the aligment of the velocity field. From the statistical analysis of the dark-matter infall in numerical N-body simulations within the concordance ΛCDM model, we find a relation between the mass of the halo and the maximum infall velocity, V max inf , where the matter in the outskirts of the most massive clusters reach velocities of ∼ 900km/s at scales r ∼ 5h−1Mpc. The maximum infall velocity and the group mass follow a suitable power law fit of the form, V max inf = (M/m0)γ. By comparing the measured infall velocity to the linear infall model with an exponential cutoff introduced by Croft et al. , the best agreement is obtained for a critical overdensity δc = 45. We also study the relation between the direction of the peculiar velocity with respect to the cluster centres (infall-angle) and the mass of the halo. We find that in the most massive halos, the maximum alignment occurs at scales r ∼ 6h−1 Mpc. We derive an empirical relation between the maximun alignment of the velocity f ield and the mass of the cluster, given by a logarithmic power-law fit of the form cos(θ)max(M) = γlog(M) − L0. We perform a further study of the infall-angle by comparing the number of particles with peculiar velocities pointing outwards from the group centre (outflow), to the number pointing towards the group centre (infall). Using the maximum infall velocity measured for each halo, we study the dependence of it with the physical properties of the haloes. We find that haloes in denser regions, with large values of R200, are the ones with a larger V max inf , as well as a larger accretion rate. Using the mass up to scales of r = 15Mpc/h in each halo we calculate the elipse with the better fit to the mass distribution, finding that the regions around low-mass halos, with small values of V max inf , are more prolated than regions around large mass halos. We develope a model that relate the velocity field and the number of pairs halomass in the outskirts of the halo; in this model, the velocity infall profile is determined by the cross-correlation function halo-mass, ξhm. We find a strong dependence of the velocity infall profile obtained and one of the parameteres of the model, α(γ). However, the predictions of the model have a very good agreement with the results from numerical simulations From semi-analythical models for galaxy formation, we study the dependence of the infall velocity pattern with the luminosity and mass of the galaxies. We find that the most masive galaxies have a Vmax inf larger from faint galaxies; meanwhile, central galaxies with small masses have a larger contribution to the V max inf from bright galaxies.