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Explorando la conexión entre las galaxias y sus halos de materia oscura

  • Título del artículo original: Constraining the scatter in the galaxy-halo connection at Milky Way masses
  • Autores: Jun-zhi Cao, Jeremy L. Tinker, Yao-Yuan Mao, and Risa H. Wechsler
  • Institución del primer autor: Centro de Cosmología y física de partículas, Departamento de Física, Universidad de New York
  • Estado de la publicación: Enviado a MNRAS el 10 de Octubre del 2019.

Nuestro universo está conformado por cien mil millones de galaxias, cada una de ellas con sus diversas masas, tamaños, colores, y tipos. Uno de los problemas actuales más importantes en el campo de la formación y evolución de galaxias se basa en descubrir cómo las galaxias adquieren su masa estelar. Una forma de contribuir a una solución es estudiando la conexión entre la masa estelar de cada galaxia y sus halos de materia oscura.

La materia oscura nunca ha sido detectada directamente, pero sabemos que ella contribuye aproximadamente el noventa por ciento de la masa total de las galaxias, gracias a las observaciones indirectas sobre la velocidad de rotación de las galaxias. Sabemos que la Vía Láctea tiene una masa estelar y gaseosa de aproximadamente 10 11 masas solares mientras que si incluimos la materia oscura es de 10 12 masas solares. Aunque la materia oscura no se pueda observar directamente, simulaciones cosmológicas se encargan de modelar cuanta materia oscura tiene cada galaxia.

Figura 1. Descripción de los componentes de las galaxias. Dentro del centro galáctico (bulge) generalmente se encuentra el agujero negro masivo rodeado por grandes cantidades de estrellas. Este sistema se encuentra dentro de un halo esférico (se asume una esfera, pero puede ser otra geometría) lleno de materia oscura lo cual mantiene la galaxia unida gravitacionalmente (Crédito de Imagen: lumenlearning.com).

Existen varias simulaciones computacionales que asumen diferentes formas de materia oscura ya sea la fría, tibia, o caliente, pero el modelo estándar llamado ΛCDM (Λ-Cold Dark Matter, por sus siglas en inglés) es el más usado actualmente (ver Yoga para materia oscura: Haciendo el modelo de materia oscura fría más flexible). Este modelo a contribuido a nuestro entendimiento de la estructura a gran escala de nuestro universo, creando filamentos de materia oscura que imitan la red cósmica (ver Por quién dobla la red cósmica). Dentro del modelo estándar ΛCDM, hay varios tipos de simulaciones que varía en complejidad: simulaciones hidrodinámicas, semianalíticas, modelos empíricos de avance, subhalo coincidencia de las abundancia, y modelos de ocupación de halo. Las simulaciones hidrodinámicas requieren vastos recursos computacionales con el uso de supercomputadoras y millones de horas de procesamiento central (horas CPU) mientras que los modelos de ocupación de halo se pueden correr en un computador personal. Todos estos recursos son usados para investigar en detalle la conexión entre la masa estelar de las galaxias y sus halos.

En este artículo de investigación, las y los autores usan el método de coincidencia de abundancias del subhalo para examinar la correlación entre la masa estelar y la materia oscura de las galaxias. Este método asume una relación entre la masa estelar de las galaxias y sus halos de materia oscura basado en una clasificación, la cual asume que galaxias masivas viven en halos masivos. Recientemente, hay un acuerdo general en la media de la correlación entre la masa estelar de las galaxias y la de sus halos, pero la dispersión de masa estelar no esta bien limitada. Observaciones han contribuido a poner un limite en la dispersión de la masa estelar con valores menores a 0.2 al fijar la masa de halo, pero hay dudas sobre este valor.

Jun-zhi Cao et al. muestran esta correlación en la siguiente figura (derecha). La otra correlación que se examina es entre la masa estelar y Vpeak (figura izquierda). Vpeak es la velocidad máxima de rotación de las partículas de materia oscura dentro de su halo durante toda su historia desde su formación hasta el presente. Podemos pensar en Vpeak como un parámetro usado para verificar resultados obtenidos al usar la masa de materia oscura ya que la correlación entre Vpeak y la masa de materia oscura es lineal, aunque siempre hay cierta dispersión en esta relación.

Figura 2. Panel Izquierdo: Correlación entre la masa estelar (axis-y) y Vpeak (axis-x, la velocidad máxima de rotación de las partículas de materia oscura dentro de su halo durante toda su historia desde su formación hasta el presente). Panel derecho: Correlación entre la masa estelar (axis-y) y la masa de halo (axis-x) (Extracto de la figura 1 del artículo original).

La figura 2 muestra una forma de cuantificar la correlación entre la masa estelar y Vpeak (panel izquierdo) y entre la masa estelar y la masa de halo (panel derecho). Las diferentes lineas de color muestran varias suposiciones de la dispersión entre la masa estelar y Vpeak obtenidas por el modelo de coincidencia de las abundancias del subhalo. σ(masa estelar|Vpeak) es la dispersión de la masa estelar al fijar Vpeak. El color azul, verde y rojo asume una dispersión constante entre la masa estelar y Vpeak de 0, 0.2, 0.4 (A tomar un respiro). El punto de esta gráfica es mostrar que la correlación entre la masa estelar y Vpeak es muy similar a la correlación entre la masa estelar y la masa de halo. Ambas correlaciones tienen dispersión en la masa estelar en las regiones sombreadas. También, vemos que la variación de la dispersión en la masa estelar al fijar (los números 0, 0.2, 0.4) da resultados similares que permanecen dentro de las regiones sombreadas.


Adicionalmente, Jun-zhi Cao et al. investiga multiples dispersiones donde:

  • σ(masa estelar|masa de halo) : dispersión de la masa estelar al fijar la masa de halo en función de la masa de halo (panel izquierdo).
  • σ(masa de halo|masa estelar) : dispersión de la masa de halo al fijar la masa estelar (panel central).
  • σ(Vpeak|masa estelar) : dispersión de Vpeak al fijar la masa estelar (panel derecho).
Figura 3. Panel izquierdo: σ(masa estelar|masa de halo) en función de la masa de halo. Panel central: σ(masa de halo|masa estelar) en función de la masa estelar. Panel derecho: σ(Vpeak|masa estelar) en función de la masa estelar (Extracto de la figura 2 del artículo original).

Todas las relaciones usan los datos del modelo de coincidencia de las abundancias del subhalo, σ(masa estelar|Vpeak) con valores de 0 (azul), 0.2 (verde), y 0.4 (rojo). La gráfica de la izquierda nos dice dos puntos: a) no importa el tipo de σ(masa estelar|Vpeak), todo dato muestra un incremento en la dispersión de la masa estelar al disminuir la masa de halo y b) modelos con mayor σ(masa estelar|Vpeak) dan mayor dispersión de masa estelar hacia galaxias que viven en halos masivos (la raya roja esta más arriba que la azul en valores altos de la masa de halo). La gráfica central nos dice que la dispersión de la masa de halo incrementa al incrementar la masa estelar para modelos que asumen un σ(masa estelar|Vpeak) de 0.4 (rojo) y 0.2 (verde). El modelo que asume un σ(masa estelar|Vpeak) de 0.0 (azul) muestra una dispersión de masa de halo casi constante, pero disminuye ligeramente al incrementar la masa estelar de las galaxias. Finalmente, la gráfica de la derecha nos enseña resultados parecidos a la gráfica central. La dispersión de Vpeak incrementa al incrementar la masa estelar para el modelo rojo y verde. El modelo azul tiene una dispersión de Vpeak constante. Este resultado nos muestra que la correlación entre la masa de halo y Vpeak es fuerte.

Por último, Jun-zhi Cao et al. quieren ver como sus resultados se comparan con diferentes simulaciones que buscan un bien común: el limitar la relación entre la masa estelar y la masa de halo. La figura 4 muestra varios resultados de la dispersión de masa estelar en función de la masa de halo usando simulaciones hidrodinámicas, semianalíticas, y modelos empíricos de avance. Esta figura se usa para comparar el trabajo de Jun-zhi Cao et al. con estudios recientes.

Figure 4. Compilación de resultados de la dispersión de masa estelar en función de la masa de halo de las galaxias usando simulaciones hidrodinámicas, semianalíticas, y modelos empíricos de avance (Extracto de la figura 12 del artículo original).

Estos resultados indican que las simulaciones como TNG100 y TNG300 muestran un incremento en la dispersión de la masa estelar para las galaxias que viven en halos con menos masa de materia oscura, mientras otras simulaciones resultan en menos dispersión y hasta una disminución en la dispersión. La disminución se puede explicar por la resolución de la simulación, lo cual es importante a la hora de encontrar halos con masa baja. También, podemos ver que modelos semianalíticos producen dispersiones de masa estelar más altas que simulaciones hidrodinámicas en todas las masas de halo. La razón se da por la diferencia en el trato de las ecuaciones sobre la acumulación de gas y su correlación con la retroalimentación del núcleo activo de galaxias (o AGN por sus siglas en inglés).

Las predicciones de la simulación Universe Machine, el cual es un modelo empírico de avance, están de acuerdo con predicciones de los modelos semianalíticos. En estos datos, así como en los modelos hidrodinámicos, el mecanismo que impulsa la disminución de la dispersión a grandes masas de halo se puede explicar en parte por la propiedad de halo elegida. Por ejemplo, si la masa estelar de la galaxia esta más correlacionada con Vpeak que con la masa de halo, entonces la dispersión de masa estelar aumentará naturalmente en la masa de halo. Sin embargo, los resultados de Jun-zhi Cao et al. muestran que aunque la dispersión sea controlada por Vpeak, se nota un incremento en la dispersión de masa estelar en masas de halos bajas. La dispersión en masas altas de halo es de ~0.18 en masas altas y en masas bajas de halo pasa a ser de ~0.27-0.3.

En conclusión:

  • La relación entre la masa estelar y la masa de halo nos ayuda a entender como galaxias en nuestro universo adquirieron sus masas y como evolucionan con el tiempo.
  • Estudios anteriores asumen una dispersión en la relación entre la masa estelar y la masa de halo de 0.2 dex, pero esta dispersión no esta bien limitada y puede cambiar con base a los diferentes tipos de simulaciones.
  • Jun-zhi Cao et al. muestran que la dispersión en la masa estelar puede llegar a ser hasta de 0.3 dex al fijar la masa de halo o Vpeak. Esto nos ayuda a fijar un limite, lo cual es importante para ajustar prescripciones relacionadas con la dinámica de gas, la retroalimentación estelar y de los núcleos activos de galaxias.

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