EVOLUCIN DEL PLANO FUNDAMENTAL DE GALAXIAS DE TIPO

EVOLUCIÓN DEL PLANO FUNDAMENTAL DE GALAXIAS DE TIPO TEMPRANO EN EGS Mirian Fernández Lorenzo Colaboradores: J. Cepa, A. Bongiovanni, A. M. Pérez García , A. Ederoclite, M. A. Lara-López, M. Pović y M. Sánchez-Portal 1

Índice § Introducción § Selección de la muestra § Parámetros estructurales § Dispersión de velocidades § Plano Fundamental § Proyecciones del Plano § Relación de Faber-Jackson § Relación de Kormendy § ¿Evolución en luminosidad o en tamaño? § Conclusiones IX Reunión Científica de la SEA, 14 de septiembre de 2010 2 Mirian Fernández Lorenzo 1

Introducción § Plano Fundamental: dispersión de velocidades, brillo superficial y radio efectivo § § § Primeros estudios de evolución: cambio en el punto cero § § § Relaciona propiedades estructurales y dinámicas → Modelos de formación y evolución Determinación de distancias → Mejora en un factor 2 respecto a la relación de Faber-Jackson → Cosmología Van Dokkum & Franx (1996) y Kelson et al. (1997) → galaxias en cúmulos a z~0. 5 → PF similar al local, consistente con evolución pasiva de poblaciones estelares Van Dokkum et al. (2001) y Ziegler et al. (2005) → resultado similar para galaxias de campo Treu et al. (2005) encuentran evolución en pendiente § § § Fritz, Böhm & Ziegler (2009) → galaxias de campo Fritz et al. (2009) → galaxias de cúmulo Evolución dependiente de la mas que del entorno IX Reunión Científica de la SEA, 14 de septiembre de 2010 3 Mirian Fernández Lorenzo 2

Selección de la muestra • Galaxias en EGS comunes a ACS y DEEP 2 § § § • Rango espectral – 6500 -9100Å Resolución – 4000 Catálogo DEEP 2 – Magnitudes B, R, I y desplazamiento al rojo Magnitud V – ACS Magnitud z (CFHTLS) – corresponde a B a z=1 Morfología § § Comparamos los espectros de DEEP 2 con el de una galaxia elíptica a z=0 → clasificación visual grupo E/S 0 → 400 Seleccionamos espectros con líneas de absorción: Fe ll 5270; Fe y Ca ll 4300; Ca. II ll 3934, 3969 IX Reunión Científica de la SEA, 14 de septiembre de 2010 4 Mirian Fernández Lorenzo 3

Parámetros estructurales § La muestra final consiste en 135 galaxias E/S 0 en el rango 0. 2<z<1. 2 • Ajuste perfil de brillo → GALFIT → Imágenes en I de ACS – Perfil de Vaucouleurs – Perfil de Sérsic – Descomposición bulbo-disco • Corrección K usando el código kcorrect (Blanton & • Corrección por el debilitamiento debido a la expansión del universo (1+z)4. Roweis 2007) IX Reunión Científica de la SEA, 14 de septiembre de 2010 5 Mirian Fernández Lorenzo 4

Dispersión de velocidades • Espectro de galaxia E/S 0: § § § • Código p. PXF (Cappellari & Emsellen 2004) § § • Formada principalmente por estrellas – líneas de absorción Movimientos de las estrellas – efecto Doppler Suma espectros de las estrellas + función de ensanchamiento Crea un espectro plantilla – convolución función de ensanchamiento y espectro suma de espectros estelares Compara espectro y plantilla – ajuste simultáneo de los parámetros de la función de ensanchamiento que minimizan el c 2 Extraemos espectros 2 D en Re – Ajustamos rango de 500 A § Aplicamos corrección de apertura de Mehlert et al. (2003) IX Reunión Científica de la SEA, 14 de septiembre de 2010 6 Mirian Fernández Lorenzo 5

Plano Fundamental • Separamos las galaxias en 2 rangos: z<0. 35 y z>0. 35 § § • Ajustamos muestra local → parámetros locales de la literatura Gebhardt et al. (2003) → ZP=9. 062 (Faber et al. 1989) Ajustamos muestra alto z → DMB=-0. 68 mag → dispersión del PF doble IX Reunión Científica de la SEA, 14 de septiembre de 2010 7 Mirian Fernández Lorenzo 6

Plano Fundamental • Ajustamos muestra alto z permitiendo cambio en la pendiente § La dispersión es similar a la local Diferente evolución en función de las propiedades intrínsecas de las galaxias (masa total, tamaño, luminosidad) IX Reunión Científica de la SEA, 14 de septiembre de 2010 8 Mirian Fernández Lorenzo 7

Proyecciones del Plano • Relación de Faber-Jackson – Luminosidad y dispersión de velocidades • Relación de Kormendy – Brillo superficial y radio efectivo ▪ Fritz, Böhm & Ziegler (2009) (Saglia, Bender & Dressler 1993) ▪ Evolución diferente en función del tamaño ▪ Similares resultados (Toft et al. 2009; Damjanov et al. 2009) ▪ Puede ser debida a efectos de selección IX Reunión Científica de la SEA, 14 de septiembre de 2010 9 Mirian Fernández Lorenzo 8

Proyecciones del Plano • Bernardi et al. (2003) – SDSS § § § 9000 objetos a 0. 01<z<0. 3 Muestra limitada en magnitud Ajuste perfil de Vaucouleurs IX Reunión Científica de la SEA, 14 de septiembre de 2010 • -21. 5>Mg>-22. 5 • • Vp (SDSS) = 0. 26 Gpc 3 Vp (DEEP 2+ACS) = 0. 001 Gpc 3 • 0. 4% de los objetos con Re<2 Kpc y -21. 5>Mg>-22. 5 existen en el universo local 10 Mirian Fernández Lorenzo 9

¿Evolución en luminosidad o en tamaño? • Evolución en luminosidad o tamaño desde z=1 para explicar el decrecimiento en número de estos objetos § § § • Analizamos las relaciones luminosidad-tamaño y masa estelartamaño Evolución en tamaño más problable: Mc. Intosh et al. (2005) → evolución en L- Re pero no en M*- Re hasta z=1 Fusiones menores secas Evolución clara de M*- Re a z mayor (Trujillo et al. 2007; Buitrago et al. 2008) Determinamos la masa estelar a partir de la plantilla ajustada por kcorrect → IMF de Chabrier § L- Re → local de Bernardi et al. (2003) § M*- Re → local de Shen et al. (2003) – SDSS – perfil de Sérsic IX Reunión Científica de la SEA, 14 de septiembre de 2010 11 Mirian Fernández Lorenzo 10

¿Evolución en luminosidad o en tamaño? • Efecto en el plano de estos objetos compactos § § • § Representamos nuestra muestra junto con la de Bernardi et al. (2003) Representamos los datos con -21. 5>Mg>-22. 5 § Misma distribución para las galaxias grandes Buen ajuste de los datos locales § Galaxias pequeñas responsables de la aparente evolución del plano Difícil distinguir evolución en pendiente de aumento de la dispersión IX Reunión Científica de la SEA, 14 de septiembre de 2010 12 Mirian Fernández Lorenzo 11

Conclusiones • Evolución en el PF de DMB=-0. 68 mag y DMg=-0. 52 mag a <z>~0. 7 § • Evolución en la relación de Kormendy debida a los efectos de selección § • La evolución en pendiente reduce la dispersión a la mitad Población de objetos con -21. 5>Mg>-22. 5 y Re<2 kpc casi inexistente a z=0 Objetos compactos a <z>~0. 7 responsables de la aparente evolución en pendiente § No podemos distinguir una evolución en la pendiente del PF de un aumento de la dispersión de la relación IX Reunión Científica de la SEA, 14 de septiembre de 2010 13 Mirian Fernández Lorenzo 12

FIN IX Reunión Científica de la SEA, 14 de septiembre de 2010 14 Mirian Fernández Lorenzo 13