EXPLORANDO LAS PROPIEDADES DINÁMICAS DEL MEDIO INTRACÚMULO A PARTIR DE SU CONTENIDO DE METALES

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)

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:

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

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

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=

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)

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

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:

Metalicidad

Densidad

Temperatura

Emisión en RX

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

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

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

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

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.

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

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

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:

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

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

+

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

+

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)

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,

M87, Gastaldello & Molendi (2002)

MEDIO INTRACÚMULO ABUNDANCIAS QUÍMICAS

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

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)