EXPLORANDO LAS PROPIEDADES DINÁMICAS DEL MEDIO INTRACÚMULO DEL MEDIO INTRACÚMULO A PARTIR DE SU...
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EXPLORANDOEXPLORANDO
LAS PROPIEDADES DINÁMICASLAS PROPIEDADES DINÁMICAS
DEL MEDIO INTRACÚMULO DEL MEDIO INTRACÚMULO
A PARTIR DE A PARTIR DE
SU CONTENIDO DE METALESSU CONTENIDO DE METALES
Sofía A. Cora Sofía A. Cora (FCAG - UNLP)(FCAG - UNLP)
La Plata, 23 de setiembre de 2005La Plata, 23 de setiembre de 2005
Simon D. M. White Simon D. M. White Volker Springel Volker Springel
(MPA)(MPA)
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OBJETIVO:OBJETIVO:
Investigar la dinámica del Medio Investigar la dinámica del Medio IntracúmuloIntracúmulo
otra forma de evaluar los modelos de formación de estructura
Movimientos a gran escala del gas
afectan el espectro del MIC
(corrimientos Doppler y ensanchamiento de las líneas de emisión)
Efecto observable que motiva el presente estudio:
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Transiciones al nivel n=1,2 de iones tipo H y He desde el C hasta el Ni Principal característica: línea de emisión Fe K 6.7 keV
Líneas de emisión:dependen de las
abundancias de elementos pesados
El medio intracúmulo es un plasma altamente ionizado pre-enriquecido por procesos estelares
sunMIC ZZ 3.0
Emisión en el continuo: transiciones
libre-libre (bremsstrahlung
térmico) 312/1 cmsergexp
Tkh
TnnB
ie
MEDIO INTRACÚMULOGas caliente y difuso:
Emisión térmica en BANDA DE RAYOS
X
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Predicción
Contribuir con herramientas que faciliten la interpretación de futuros datos espectroscópicos en rayos X (Sunyaev et al. 2003; Brüggen et al. 2005)
Modelo de enriquecimiento Modelo de enriquecimiento químico del Medio Intracúmuloquímico del Medio Intracúmulo
Evaluar la posibilidad de utilizar la línea de emisión Fe K 6.7 KeV como trazadora del movimiento del gas
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MODELO HÍBRIDO DE MODELO HÍBRIDO DE ENRIQUECIMIENTO QUÍMICO ENRIQUECIMIENTO QUÍMICO
DEL MEDIO INTRACÚMULODEL MEDIO INTRACÚMULO
Modelo semi-analítico de
formación de galaxias
Simulacionesde N-Body/SPH+
Modelo Híbridode enriquecimiento
químico=
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13.0,7.0,3.0 bm
9.0,21.0 8
7.0,Mpcskm100 110 hH
Formación de estructura: parámetros
cosmológicos
Parallel tree-code
GADGET(Springel et al.
2001)
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1o
10DM 102.1 hMM 1
o9
Gas 101.2 hMM
Simulación hidrodinámica no-
radiativa de un cúmulo de
galaxias
1o
14vir 106.7 hMM
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dyn
cold
n
vir
t
M
skm
V
dtdM
1220
t
rr
t
M
d
d4
d
d cool2cool
cool
)( )()( i
icold
istarvirbhot MMMM
GAS CALIENTE
GAS FRIO
ESTRELLAS
Modelo semi-analítico de
formación de galaxias
),()(
)(
23
)(2 ZTrnm
rTkrt
ep
gcool
Modelo híbrido:enriquecimiento
químico del medio intracúmulo
MV
EM
2vir
SNCCSNCCreheat 3
4 FEEDBACK
ESTRELLASBAJA MASA
SNe CC SNe Ia
Gyr4,2.0SFCC
Ia
IatN
N
Metales:
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Metalicidad
Densidad
Temperatura
Emisión en RX
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Comparación con observaciones: 19 cúmulos de gx. con XMM-Newton(Tamura et al. 2004)
Determinación de Determinación de perfilesperfiles de abundancias de abundancias químicasquímicas
Metalicidad
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Mapas de velocidad
pesados con la emisión de la línea Fe K 6.7
KeV
Explorando la Explorando la dinámica del dinámica del
MIC mediante MIC mediante su contenido de su contenido de
metalesmetales
Proyección x-y
Proyección y-z
Proyección z-x
Gradientes radiales y azimutales:
1000 km/s
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Gradientes en velocidades radiales detectados por
corrimiento Doppler de las líneas de metales
Espectros sintéticos de la línea Fe K a lo
largo de líneas de la visual
Proyección x-y
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Propiedades del gas a lo largo de las líneas de la
visual:
Velocidad
Densidad de H
Temperatura
Emisividad normalizada de línea Fe K 6.7 KeV
Abundancia de Fe
La línea puede ser separada en múltiples componentes
dependiendo de la estructura del campo de velocidad
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Movimientos del gas que podrían ser observados por futuras misiones de RX (CONSTELLATION Y XEUS: resol. espectral 1 – 2 eV en el rango 1 – 7 KeV):
producidos por velocidades a lo largo de la línea de la visual mayores que 400 km/s alrededor del centro del cúmulo
producidos en zonas donde la emisividad de la línea de Fe es mayor que 10% de su valor en el centro del cúmulo
Conclusiones:Conclusiones:
A partir de la información provista por mapas de velocidad y espectros a lo largo de líneas de la visual podemos conectar las propiedades globales del
movimiento del gas intracúmulo con las múltiples componentes que producen en el
espectro: gran ayuda para la interpretación de datos
observacionales.
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Evolución del Evolución del enriquecimientenriquecimient
o químicoo químico
Gyr4.8t
Gyr4.2t
1z
Gyr7.9t
Gyr8.10t
Gyr12t
5.0z
3.0z
2.0z
1.0z
0z
Gyr2.13t
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Perfiles de abundancias
de Fe y O se desarrollan
en forma similar
Evolución de Evolución de perfiles de perfiles de
abundancias abundancias químicasquímicas
O/Fe plano a z=0
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Contribución máxima de:
SNe CC a 4<z<6Aproximación de
reciclado instantáneo
sigue tasa de formación estelar
Evolución de Evolución de la tasa de la tasa de
eyección de eyección de metalesmetales
2.2,1.00 n
2.0
Formación estelar:
SNe CC Feedback:
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Contribución máxima de:
SNe Ia a z=1 Modelo Delta:
Evolución de Evolución de la tasa de la tasa de
eyección de eyección de metalesmetales
Gyr4Ia t
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Evolución de Evolución de la tasa de la tasa de
eyección de eyección de metalesmetales
SNe Ia responsable del 50% del contenido
de Fe del MIC
2.0SFCC
Ia
N
N
Bajo
oIaFe 6.0 MM
Alto
+
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Evolución de Evolución de los perfiles los perfiles radiales de radiales de
abundanciasabundancias
Historia de eyección de metales
de las galaxias miembros del
cúmulo
Evolución dinámica de las
mismas
+
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MODELO SEMIANALÍTICO
GAS FRIO
GAS CALIENTE
ESTRELLAS
)( )()( i
icold
istarvirbhot MMMM
Gas Cooling (White & Frenk, 1991)
),()(
)(
23
)(2 ZTrnm
rTkrt
ep
gcool
Sutherland & Dopita (1993)
dyn
cold
n
vir
t
M
skm
V
dtdM
1220
Permiten seguir la evolución de las componentes bariónicas(White & Rees, 1978; Cole 1991; Lacey & Silk 1991, White & Frenk 1991)
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MODELO SEMIANALÍTICO
GAS FRIO GAS CALIENTE
ESTRELLAS IMF : u
sun
M
MdMMM
1)( )(M
Yields :
uk
lk
m
m
ik
ik dMpMY )(
SNe II :
MV
EM
vir
SNIISNIIreheat 2
Masa Reciclada :
uk
lk
m
mkk dMrMR )(
ejf.1 ejf
SNe Ia :
IaII
Ia tN
N,
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M87, Gastaldello & Molendi (2002)
MEDIO INTRACÚMULO ABUNDANCIAS QUÍMICAS
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MEDIO INTRACÚMULO ABUNDANCIAS QUÍMICAS(observaciones – medidas
globales)
sunMIC ZZ 3.0
Arnaud et al. (1992): Fuerte correlación entre masa total de Fe en el
MIC y la luminosidad bolométrica de galaxias tempranas (E/S0)
No se encontró correlación con galaxias espirales.
Una fracción importante del MIC
se origina en las galaxias E/S0
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Allen & Fabian (1998)
CC (●) NCC (O)
No hay evidencia de variaciones de Z con el redshift hasta z~0.8
(Tozzi et al. 2003)
La mayor parte del enriquecimiento
químico ocurre a z>0.4
MEDIO INTRACÚMULO ABUNDANCIAS QUÍMICAS (observaciones – medidas
globales)
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