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Title: DYNAMICAL EVOLUTION AND GALAXY POPULATIONS IN THE CLUSTER ABCG209 AT Z = 0.2
Authors: MERCURIO, AMATA
Issue Date: 5-Apr-2004
Publisher: Università degli studi di Trieste
Abstract: Il lavoro di questa tesi è basato sull'analisi dell'ammasso di galassie ABCG 209, a zrv 0.2, che e' caratterizzato da una forte evoluzione dinamica. Lo studio si basa su dati ottici nuovi (EMMI-NTT: immagini nelle bande B, V e R, e spettri MOS) acquisiti in ottobre 2001 all'osservatorio europeo del sud (ESO) in Cile. Sono stati analizzati, inoltre, dati ottici di archivio (immagini a grande campo nelle bande B ed R del CFHR12k), dati X-ray (Chandra) e osservazioni (VLA). Lo scopo principale di questa analisi è lo studio della relazione tra la dinamica degli ammassi e la storia di formazione stellare delle galassie, al fine di capire i complessi meccanisn1i della formazione e dell'evoluzione degli ammassi. Sulla base di 112 spettri di galassie di ammasso è stata studiata la dinamica interna di ABCG 209. Questa analisi ha mostrato che l'ammasso è caratterizzato da un valore particolarmente alto della dispersione di velocità lungo la linea di vista: av = 1250-1400 km s- 1 , che implica un valore della massa viriale pari a M = 1.6-2.2 x 1015 h- 1 M0 all'interno di un raggio viriale, Rvir· Inoltre, l'ammasso presenta un'elongazione lungo la direzione SE-NW, come mostrato da: a) la presenza di un gradiente di velocità; b) l'elongaziòne della distribuzione spaziale delle galassie di ammasso selezionate in base alla sequenza della colore-magnitudine; c) l'elongazione dei contorni dell'emissione X; d) l'allungamento della galassia centrale dominante (cD). La presenza di sottostrutture è indicata sia dalla non-gaussianità della distribuzione delle velocità, che presenta due sottogruppi spazialmente segregati a z = 0.199 e z = 0.215, sia dal test di Dressler & Schectrnan in 3 dimensioni, che utilizza contemporaneamente l'informazione in ascensione retta e declinazione, e quella in velocità. Infine le galassie selezionate in base alla colore-magnitudine presentano una segregazione in luminosità, ovvero le galassie brillanti R < 19.5 sono concentrate intorno alla galassia cD, mentre quelle deboli R > 19.5 mostrano dei sottogruppi, dei quali quello più ad est coincide con il picco secondario dell'emissione X. Lo studio della funzione di luminosità (LF) nelle bande B, V ed R, ha mostrato che l'ammasso presenta caratteristiche intermedie tra un ammasso ricco rilassato ed un ammasso irregolare, dinamic; unente giovane. Questi risultati suggeriscono che ABCG 209 è un ammasso che si sta ancora evolvendo dinamicamente, in cui vi è stato un merging di due o più sottogruppi lungo la direzione SE-NW, in un piano non parallelo a quello del cielo. Il merging potrebbe essere in uno stadio avanzato in cui le galassie luminose tracciano la struttura del sottogruppo che ospitava la galassie centrale dominante prima del rnerging. L'elongazione e l'asimmetria della distribuzione di galassie e dell'emissione X, e la forma della funzione di luminosità indicano, infine, che l'ammasso non è ancora rilassato. L'effetto dell'ambiente (valutato in termini di densità superficiale locale delle galassie con magnitudini R < 23.0) sulle proprietà globali dell'ammasso è stato esaminato mediante l'analisi delle funzioni di luminosità, delle relazioni colore-magnitudine, e dei colori medi dell'ammasso, usando immagini a grande campo (30'x42') nelle bande B ed R. La funzione di luminosità dipende fortemente dall'ambiente, in particolare la slope diventa sempre più ripida andando dalle regioni ad alta densità a quelle a bassa densità (livelli di confidenza maggiori di 3o-). Inoltre la sequenza della relazione colore-magnitudine è 0.022 ± 0.014 mag più rossa nelle regioni a densità alta rispetto a quelle a densità intermedia, e la frazione di galassie blu decresce monotonicamente con la densità, in accordo con altri studi. Tutti questi risultati sono comprensibili sulla base della relazione densità-morfologia, per la quale la frazione di galassie early-type, caratterizzate da colori rossi e funzioni di luminosità piatte, decresce lentamente e monotonicamente dalle regioni ad alta densità a quelle a bassa densità; mentre la frazione di galassie late-type, che sono blu ed hanno funzioni di luminosità ripide, cresce. L'analisi dei colori medi delle galassie luminose (R < 21) in funzione della loro posizione spaziale mostra chiaramente i complessi effetti dell'ambiente e dell'evoluzione dinamica dell'ammasso sulle galassie che lo costituiscono. Le galassie più rosse sono concentrate attorno alla cD e in una regione a 5 arcmin dal centro, coincidente con la sottostruttura prevista dal weak lensing. L'effetto di una direzione preferenziale SE-NW per ABCG 209 è evidente nella presenza di galassie blu brillanti vicino alla cD lungo perpendicolarmente alla direzione di allungamento, e quindi non affette dal merging, e nell'estensione delle galassie rosse a SE che potrebbe indicare un gruppo di galassie che sta cadendo sull'amn1asso lungo il filamento. L'allungamento dell'ammasso lungo la direzione SE-NW sen1bra anche legato alla struttura a larga scala in cui ABCG 209 è vicino a due ammassi ricchi ABCG 222 az= 0.211 e ABCG 223 a z = 0.2070, che si trovano a 1.5° (15 Mpc) a NW lungo questo asse preferenziale. La dinamica degli ammassi e la struttura a larga scala hanno una forte influenza sull'evoluzione delle galassie. Per questo motivo è stato fatto uno studio dettagliato delle proprietà spettroscopiche di 102 galassie membro dell'ammasso. Sono state individuati cinque differenti tipi di galassie: i) galassie che evolvono passivamente (E), che hanno colori rossi e non presentano nel loro spettro righe di emissione, ii) galassie con righe di emissione (ELG), che sono blu, iii-iv) galassie con profonde righe di assorbimento H5, che possono essere divise in due gruppi: blu (HDSblue) e rosse (HDSred), in base al loro colore B-R ed al break a 4000 A v) e infine galassie a spirale anemiche (Ab-spirals), che hanno proprietà spettrali uguali a quelle della galassie passive, ma sono sistemi a disco. Queste differenti classi spettrali sono fortemente segregate nello spazio delle fasi, in accordo con il test di Kolmogorov & Smirnov in 2 dimensioni. Le galassie che evolvono passivamente rappresentano il 74% delle galassie di ammasso esaminate. Questa popolazione si è formata molto presto, durante il collasso iniziale dell'ammasso. Queste galassie si trovano principalmente nella regione ad alta densità ed hanno una dispersione di velocità consistente con quella totale dell'ammasso. Questo risultato è comprensibile sulla base del modello cos1nologico di formazione della struttura a larga scala, secondo il quale le galassie early-type si formano nelle regioni di più alta densità, corrispondenti alle zone centrali degli ammassi. Le galassie HDSred sono distribuite lungo l'allungamento dell'ammasso, principalmente in regioni a densità intermedia ed hanno una bassa dispersione di velocità, che suggerisce che questa popolazione sia il nucleo di un gruppo che è caduto sull'ammasso. Sulla base dei modelli di evoluzione delle galassie, la presenza di forti righe di assorbimento H 6 nei loro spettri, indica che queste galassie hanno sperimentato un piccolo burst di formazione stellare pochi Gyrs fa. In particolare sulla base di un modello di starburst l'aver osservato [H6] > 3.0 A implica che il burst deve essere avvenuto non più di 2 Gyrs fa. Le galassie HDSblue si trovano in regioni a densità intermedia, 1na lungo una direzione perpendicolare a quella di allungamento dell'ammasso, vicine al picco secondario dell'emissione X, ed in una regione in cui l'intracluster medium è particolarmente denso. Queste galassie sono caratterizzate da un'alta dispersione di velocità. Le galassie con righe di emissione si trovano principalmente nelle regioni a bassa densità e hanno alta dispersione di velocità. Sia la posizione spaziale, che la dispersione di velocità di queste ultime due classi di galassie indicano che queste potrebbero essere due popolazioni recentemente cadute nell'ammasso dal campo. Tutti questi risultati indicano uno scenario evolutivo in cui ABCG 209 è caratterizzato principalmente dalla sovrapposizione di due componenti: una popolazione di galassie vecchie che si sono forrr1ate molto presto (zJ ;G 3), ed una popolazione più giovane di galassie che sono state accresciute dal campo. Inoltre, l'ammasso potrebbe aver sperimentato un merging con un gruppo l o 2 Gyrs fa, come indicato anche precedentemente dall'analisi dinamica. Questo studio dettagliato ha mostrato chiaramente l'importanza di avere dati multi-banda e di un approccio multi-direzionale nello studio di questi sistemi così complessi. E', a questo punto, fondamentale estendere questo tipo di analisi ad altri ammassi a redshifts maggiori, e con differenti proprietà dinamiche. Per rispondere definitivamente alla domanda se gli ammassi sono generalmente giovani o vecchi è necessario avere informazioni sulle proprietà di un gran numero di ammassi e contemporaneamente studiare in dettaglio le componenti appartenenti a diverse strutture ed ambienti in un singolo ammasso.
The thesis work is focused on the analysis of the galaxy clusters ABCG 209, at zrv 0.2, which is characterized by a strong dynamical evolution. The data sample used is based mainly on new optical data (EMMI-NTT: B, V and R band images and MOS spectra), acquired in October 2001 at the European Southern Observatory in Chile. Archive optical data ( CFHR12k: B and R images), and X-ray (Chandra) and radio (VLA) observations are also analysed. The n1ain goal of this analysis is the investigation of the connection between internal cluster clynamics and star formation history, aimed at understanding the complex mechanisms of cluster formation and evolution. The internal dynamics of the cluster was studied through a spectroscopic survey of 112 cluster Inembers. The dynamical analysis has pointed out that ABCG 209 is characterized by a very high value of the line of sight velocity dispersion: av = 1250-1400 km s- 1that results in a virial mass of M = 1.6-2.2 x 1015 h-1 M0 within Rvir· A preferential SE-NW direction is indicated by: a) the presence of a velocity gradient in the velocity field; b) the elongation in the spatial distribution of colour-selected cluster members; c) the elongation of the X-ray contour levels in the Chandra image; d) the elongation of the cD galaxy. T h ere is evidence of substructure, as shown by i) significant cleviation of the velocity distribution from a Gaussian, with evidence for two secondary clumps at z = 0.199 and z = 0.215, which appear spatially segregated from the main cluster, ii) the Dressler & Schectman test and iii) the two-dimensional distribution of the colour-selected members shows a strong luminosity segregation: bright galaxies R < 19.5 are centered around the cD galaxy, while faint galaxies R > 19.5 show some clumps. The main one, Eastern with respect to the cD galaxy, is well coincident with the secondary X -ray peak. ' The study of the galaxy luminosity function (LF) in B, V and R bands has pointed out that ABCG 209 is a cluster with intermediate characteristic between a dynamically-evolved, rich clusters and clusters with central dominant galaxies having bright characteristic luminosities and shallow faint-end slopes and less evolved clusters, characterized by steep faint-end slopes, thus reconciling the asynnnetric properties of X-ray emission with the non flat-LF shape of irregular systen1s. This observational scenario suggests that ABCG 209 is undergoing a strong dynan1ical evolution with the Inerging of two or more subclumps along the SE-NW direction in a plane which is not parallel to the plane of sky. The merging might be in a more advanced status, where luminous galaxies trace the remnant of the core-halo structure of a pre-merging clump hosting the cD galaxy. The elongation and asymmetry of the galaxy distribution (of the X-ray emission) and the shape of the LFs show that ABCG 209 is not yet a fully relaxed system. The effect of cluster environment (as measured in terms of the local surface density of R < 23.0 galaxies) o n the global properties of the cluster galaxies is examined through the analysis of the L Fs, colour-magnitude relations, and average colours by using wide field (30'x42') B- and R-band images. The faint-end slope of the LF, a, shows a strong dependence on environment, becoming steeper at > 3a significance level from high- to low-density environments. The red sequence is found to be 0.022 ± 0.014 mag redder in the high-density region than for the intermediate-density region by fixing the slope. In contrast no correlation between the slope of the red sequence and environment was observed. Studying the effect of the cluster environment on galaxy star-formation, we find that the blue galaxy fraction decreases monotonically with density, in agreement with other studies. The observed trends of steepening of the faint-end slope, faintening of the characteristic luminosity, and increasing blue galaxy fraction, from high- to low-density environments, are manifestations of the morphology-density relation, where the fraction of early-type galaxies decreases smoothly and monotonically from the cluster core to the periphery, while the fraction of late-type galaxies increases in the same manner. The observed trends in the composite LF reflect this morphology-density relation: the galaxy population in the cluster core is dominateci by early-type galaxies and so the cornposite LF resembles that of this type of galaxy, with a shallow faint-end slope and a bright characteristic lun1inosity; whereas in lower density regions the fraction ~f late-type galaxies increases, and so the composite LF increasingly resembles that of the late-type, with a steep faint-end slope and a fainter characteristic magnitude. The analysis of the mean colour of luminous (R < 21) cluster galaxies as a function of their spatial position shows clearly the complex effects of the cluster environment and dynamics on their constituent galaxies. The reddest galaxies are concentrateci around the cD galaxy (main cluster) and a more diffuse region 5 arcmin to the north is coincident with the structure predicted from weak lensing analysis. The effect of the preferential SE-NW direction for ABCG 209 is apparent in the presence of bright blue galaxies near the cD galaxy perpendicular to the axis and hence unaffected by the cluster merger, and an extension of red galaxies to the SE which may indicate the irifall of galaxies into the cluster along a filament. This preferential SE-NW direction appears also related to the large-scale structure in which ABCG 209 is embedded, with two rich (Abell class R=3) clusters ABCG 222 at z = 0.211 and ABCG 223 at z = 0.2070 are located 1.5° (15M pc) to the NW along this preferential axis. Cluster dynamics and large-scale structure clearly have a strong influence on galaxy evolution, so we have performed a detailed study of spectroscopic properties of 102 luminous member galaxies. W e find five different galaxy types: i) passive evolving galaxies (E), which exhibit red colours and no emission lines, ii) emission line galaxies (ELG), which are blue and have prominent emission lines, iiiiv) strong Hc5 galaxies, that are characterized by the presence of strong Hc5 equivalent width and can be divided into blue (HDSblue) and red (HDSred), according to the break at 4000 A and the B-R colours, v) and finally anemie spirals (Ab-spirals), that have spectral properties equal to passive evolving galaxies, but are disk-dominateci systems. These different spectral classes are strongly segregated in the phase-space, as indicated by the two dimensionai Kolmogorov-Smirnov test. Passive evolving galaxies represent the I"V 74% of the cluster members. This population formed very early, during the initial collapse of the cluster. They lie mainly in high density regions and ha ve a velocity dispersion fully consistent with those of the whole cluster. This result is understandable in terms of cosmological models of structure formation, in which early-type galaxies form in the highestdensity regions corresponding to the cores of rich clusters. HDSred galaxies are distributed along the elongation of the cluster mainly in intermediate density regions and have a significant low velocity dispersion, suggesting that this population could be the remnant of an infalling group. According to the evolution models, the presence of a strong Hc5 absorption line in their spectra indicates that these galaxies have experimented a short starburst of star formation in the past few Gyrs. In the starburst nwdel [Hc5] and Dn(4000) declines on a timescale of I"V 2Gyr after the burst has ceased, irregardless of their SFR before the burst. Thus the fact that we see these galaxies, detecting [Hc5] > 3.0 A implies that the burst has occurred no more than 2 Gyr ago. HDSblue galaxies are found in intermediate density regions in a direction perpendicular to the cluster elongation, dose to the secondary peak of the X-ray flux andina region where the intracluster Inedium (ICM) is dense. Moreover galaxies belonging to this class seem to be aligned Thus the burst in the star formation seen in these galaxies could be due to the interaction with the hot dense ICM. They have high velocity dispersion. ELGs lie in low density regions and have high line-of-sight velocity dispersion. Both the spatial position and the velocity dispersion suggest that these two populations of galaxies have recently fallen into the cluster from the field. All these results support an evolutionary scenario in which ABCG 209 is characterized by a sum of two components: an old galaxy population, formed very earlier (zJ ;:G 3), and a younger population of infalling galaxies. Moreover this cluster may have experimented l or 2 Gyrs ago a merging with an infalling galaxy group, as indicated also by the previous dynamical analysis. This detailed study has showed clearly the importance to have multi-band data and to perform a n1ulti-directional analysis, in order to precisely characterize the different cluster components. It is now fundamental to extend this kind of analysis to other clusters at higher redshift and with different dynamical properties. To address the issue if clusters are generally young or old one needs to have measurements of subclustering properties of a large sample of clusters and at the same time it is fundamental to precisely characterize cluster components belonging to different structures and environments inside a single cluster.
Description: 2002/2003
URI: http://thesis2.sba.units.it/store/handle/item/12553
http://hdl.handle.net/10077/11588
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