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Neste documento, os autores analisam a relação entre galáxias vermelhas e azuis em torno de quasares, utilizando dados obtidos em observações em bandas i′ e z′. O objetivo é encontrar excessos de galáxias em torno desses objetos astronômicos, que podem indicar a presença de estruturas em grandes escalas em altos redshifts. A análise mostra que há uma relação cor-magnitude entre as galáxias elípticas, que pode ser utilizada para determinar a idade, metalicidade e dispersão dessas galáxias. Além disso, os autores encontram que as galáxias brilhantes são dominantes em aglomerados e grupos de galáxias, sendo que as frações de galáxias vermelhas e azuis variam entre diferentes campos de observação. A importância deste trabalho é a possibilidade de usar pares de quasares como traçadores de estruturas em grandes escalas em altos redshifts, permitindo estudar as populações galácticas nesses ambientes.
Tipologia: Notas de estudo
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Tese apresentada ao Departamento de Astronomia do Instituto de Astro- nomia, Geof´ısica e Ciˆencias Atmosf´ericas da Universidade de S˜ao Paulo como requisito para a obten¸c˜ao do t´ıtulo de Doutor em Ciˆencias. Area:´ Astronomia.
2.1 Espectros do par QP0110-0219. Os quasares Q 0107-0235 e PB 6291 correspondem a Q 0107-025 A e Q 0107-025 B em Surdej et al. (1986). O pico em 5480 ˚A corresponde `a linha do MgII....................................... 11 2.2 Espectros do par QP1310+0007.............................. 11 2.3 Espectros do par QP1355-0032.............................. 12 2.4 Espectros do par QP0114-3140.............................. 12 2.5 (a) Imagem na banda z′^ corrigida por bias e flat-field; (b) a mesma imagem depois da corre¸c˜ao por franjas.................................... 16 2.6 miso vs. mbest para o par QP0114-3140. Neste caso se usou a banda g’ para detec¸c˜ao. Observa-se diversos objetos ”problema” nas outras bandas................ 22 2.7 miso vs. mab para o par QP0114-3140. Os objetos ”problema” desaparecem....... 23 2.8 mbest vs. mab para o par QP0114-3140. Os objetos ”problema” reaparecem....... 24 2.9 Completeza das amostras: logaritmo do n´umero de objetos em fun¸c˜ao da magnitude total. Adotamos como magnitude limite na banda correspondente um valor ligeiramente menor que o pico das contagens.............................. 25 2.10 CS como fun¸c˜ao da magnitude miso na banda g′^ para o par QP0114-3140, considerando v´arios limites em FWHM................................. 26 2.11 FWHM como fun¸c˜ao da magnitude miso na banda g′^ para o par QP0114-3140, conside- rando objetos com CS < 0.9. A linha no gr´afico indica F W HM = 1”.16........ 27 2.12 N´umero de gal´axias por unidade de ´area e magnitude. Os triˆangulos representam valores para o par QP1310+0007 (´area total do campo = 0.008 deg^2 ) e os pent´agonos os valores para a regi˜ao ACS-GOODS (´area total do campo = 0.04 deg^2 ).............. 31 2.13 Idem figura 2.12 para o par QP1355-0032......................... 32 2.14 Idem figura 2.12 para o par QP0110-0219........................ 33 2.15 Idem figura 2.12 para o par QP0114-3140 (´area total do campo = 0.006 deg^2 )...... 34
3.1 Esquerda: espectro de uma gal´axia el´ıptica de 15 Gyr (Poggianti 1997) em redshift 0.97. Superpostos sobre o espectro est˜ao as bandas fotom´etricas do GMOS r′, i′^ e z′. Direita: Cor (i′^ −z′) do espectro da esquerda como fun¸c˜ao do redshift. O m´aximo acontece quando a quebra em 4000 ˚A cai na banda z′........................... 36
iii
3.10 Esquerda: Imagem do ROSAT em [0.2-2.0 keV] mostrando o campo em torno do par QP0110-0219. Direita: Imagem do GMOS na banda i’. O c´ırculo maior indica a regi˜ao que seria observada pela cˆamara EPIC do XMM-Newton................. 54
v
Em primeiro lugar, agrade¸co ao meu orientador Prof. Laerte Sodr´e Jr. por ter me apre-
sentado o projeto inicial deste trabalho e pela sua contribui¸c˜ao para o meu conhecimento e
crescimento cient´ıfico.
Agrade¸co ao Prof. Leopoldo Infante pela ideia inicial do projeto. Agrade¸co ao Prof. Gast˜ao Lima Neto pela sua contribui¸c˜ao como meu relator e pela sua
colabora¸c˜ao nas observa¸c˜oes em raios-X.
Agrade¸co ao Eduardo Cypriano pela colabora¸c˜ao cont´ınua com meu trabalho. Agrade¸co `a Profa. Claudia Mendes de Oliveira pelas in´umeras dicas nos meus primeiros
passos na redu¸c˜ao de dados e na fotometra.
Agrade¸co ao Walter Santos Jr. por gentilmente me providenciar seu programa de redshift
fotom´etrico antes dele ser p´ublico.
Agrade¸co ao staff do telesc´opio Gemini, especialmente ao Prof. Max Abans, Rodrigo Car-
rasco e Bruno Castilho pelos in´umeros e-mails trocados no per´ıodo observacional do trabalho.
Agrade¸co ao Prof. Jorge Horvarth pela sua contribui¸c˜ao como relator na fase inicial do meu
trabalho.
Agrade¸co ao CNPq pelo financiamento deste trabalho e das participa¸c˜oes em congressos. Agrade¸co aos meus pais, irm˜aos e irm˜as por terem acreditado em mim mais uma vez, `a
minha av´o por todo seu apoio e `a Maria, minha sogra e amiga.
Finalmente, quero fazer um agradecimento especial a meu esposo, Luciano, pelo seu total
apoio para que esta tese fosse poss´ıvel e principalmente pelo seu amor.
viii
O objetivo desta tese ´e identificar estruturas em grandes escalas em torno de pares de quasa-
res em altos redshits. Em particular, estudamos as propriedades fotom´etricas de quatro campos
contendo os pares de quasares QP1310+0007, QP1355-0032, QP0110-0219 e QP0114-3140 em
z ∼ 1. Esta amostra foi observada com os telesc´opios Gemini N e S nas bandas g′, r′, i′^ e z′
do GMOS sendo completa at´e i′^ ∼ 24 (∼ i′∗^ + 2). Como primeiro passo, estimamos os redshifts
fotom´etricos das gal´axias com um m´etodo emp´ırico que utiliza um algoritmo de regress˜ao pon-
derada localmente. Com este m´etodo, o erro em redshift resultou de 0.16 por gal´axia. Portanto,
analizamos um intervalo em redshift de zpar ± 0 .16 e encontramos excessos de gal´axias em to-
dos os campos, sendo que em QP1310+0007, QP1355-0032 e QP0110-0219 a significˆancia desse
excesso ´e maior que 3 σ. Nestes mesmos campos a distribui¸c˜ao projetada de gal´axias resultou
mais concentrada do que numa distribui¸c˜ao aleat´oria. Com o crit´erio de riqueza de Abell, trˆes
dos nossos campos resultaram ricos (QP1355-0032, QP0110-0219 e QP0114-3140). Os campos
em torno dos pares QP1310+0007 e QP0110-0219 apresentam um excesso de gal´axias vermelhas
(1.7 σ e 3.3 σ respectivamente) `as quais ´e poss´ıvel ajustar uma seq¨uˆencia vermelha no diagrama
cor-magnitude. Estes mesmos campos apresentam uma distribui¸c˜ao em forma aglutinada ou
de filamento, respectivamente. QP0110-0219 foi detectado nos raios X pelo ROSAT. Nossa
an´alise sugere que QP1310+0007 e QP0110-0219 est˜ao em ambientes de aglomerados ricos e que
QP1355-0032 e QP0114-3140 podem estar em ambientes de aglomerados pobres, grupos ou na
periferia de aglomerados ricos.
ix
A motiva¸c˜ao principal deste trabalho ´e utilizar pares de quasares como indicadores de regi˜oes de alta densidade, com o objetivo de encontrar aglomerados ou grupos de gal´axias associados a eles. Assim, visamos contribuir para o estudo destes ambientes e para o conhecimento do universo em grande escala. Em particular, nos dedicaremos ao estudo fotom´etrico de quatro campos contendo pares de quasares em redshift z ∼ 1.
As estruturas em grandes escalas (como super-aglomerados, aglomerados e grupos de gal´axias) tˆem sido estudadas de forma crescente desde o s´eculo XX, principalmente com a chegada dos grandes telesc´opios. Estes possibilitaram observar objetos long´ınquos e portanto em v´arias eta- pas de evolu¸c˜ao. Desde ent˜ao, as observa¸c˜oes dessas estruturas, al´em de permitir estudar suas propriedades intr´ınsecas e de evolu¸c˜ao, tem contribu´ıdo para o desenvolvimento das teorias da forma¸c˜ao e evolu¸c˜ao do Universo e dos objetos que o constituem.
O estudo das estruturas distantes em grandes escalas permite pˆor v´ınculos nos parˆametros cosmol´ogicos. No modelo hier´arquico as flutua¸c˜oes de densidades colapsam com escalas sub- gal´acticas que se fundem para formar estruturas cada vez mais massivas. Neste cen´ario, os aglomerados de gal´axias s˜ao as maiores estruturas em equil´ıbrio e, portanto, suas abundˆancias dependem fortemente dos parˆametros cosmol´ogicos. A abundˆancia atual observada dos aglo- merados ricos p˜oe uma forte restri¸c˜ao `a cosmologia: σ 8 Ω^0 m.^5 ∼ 0 .5, onde σ 8 ´e a dispers˜ao das flutua¸c˜oes de massa numa escala de 8h−^1 M pc, e Ωm ´e o atual parˆametro cosmol´ogico de den- sidade (Bahcall & Cen 1992). A observa¸c˜ao da evolu¸c˜ao da abundˆancia dos aglomerados com o redshift quebra esta degenerescˆencia entre σ 8 e Ωm. Os modelos com Ωm = 1 e baixo σ 8
1
1.2 Aglomerados e Grupos de Gal´axias 2
se caracterizam por uma forma¸c˜ao recente dos aglomerados massivos e espera-se uma baixa abundˆancia em redshifts maiores do que 0.5. Por outro lado, modelos com baixo Ωm e alto σ 8 predizem uma abundˆancia muito maior para redshift acima de 0.5. A existˆencia de aglomerados distantes massivos exclui um modelo com Ωm = 1, onde se espera 10−^2 aglomerados em 10^3 deg^2 em redshifts ∼ 0 .5 (Bahcall et al. 1997). Neste sentido, encontrar um aglomerado em algum dos nossos campos seria mais uma evidˆencia a favor do modelo de baixa densidade.
A identifica¸c˜ao de estruturas em grandes escalas em alto redshift tamb´em permite estudar as popula¸c˜oes gal´acticas nesses ambientes e, em particular, o efeito produzido por uma regi˜ao de alta densidade sobre as propriedades e a evolu¸c˜ao das gal´axias. Neste assunto, encontra-se uma importante quest˜ao em aberto sobre se as el´ıpticas teriam se formado em redshift maior que 2 por um epis´odio curto de forma¸c˜ao estelar intensa seguido por evolu¸c˜ao passiva (colapso monol´ıtico, Eggen et al. 1962), ou se elas se formaram em z < 1 a partir de fus˜oes de gal´axias disco pr´e-existentes (White & Frenk 1991). Apesar de que nos ´ultimos anos o segundo ponto de vista tem ganho popularidade, v´arios exemplos na literatura de estudo da seq¨uˆencia vermelha favorecem o cen´ario de colapso monol´ıtico (Kodama et al. 1998; Mei et al. 2006) ou de dry mergers (eg. Van Dokkum 2005). J´a as gal´axias S0, no ambiente de aglomerados, podem ser explicadas pela forma¸c˜ao a partir de mergers de espirais (Bekki 1998), ou pela perda de g´as das espirais devido a intera¸c˜oes de mar´e ou intera¸c˜oes com o meio intergal´atico (Bicker et al. 2002). Assim, aglomerados e grupos de gal´axias tˆem um importante papel no estudo dos efeitos do meio nas propriedades das gal´axias.
1.2 Aglomerados e Grupos de Gal´axias
A maioria das gal´axias no universo se encontram associadas a pequenas estruturas ou grupos. Apenas 10 % delas est˜ao em estruturas ricas como os aglomerados. Ambos s˜ao sistemas mais ou menos em equil´ıbrio, unidos pela for¸ca da gravidade, constitu´ıdos por g´as, gal´axias e mat´eria escura. As propriedades dos aglomerados s˜ao uma extens˜ao da dos grupos, n˜ao havendo uma linha divis´oria estrita entre aglomerados e grupos.
Em 1958 Abell definiu como aglomerado um conjunto de gal´axias que continha ao menos 30 membros mais brilhantes que m 3 + 2 num raio de 1. 5 h−^1 M pc do centro (o raio de Abell), onde m 3 representa a magnitude da terceira gal´axia mais brilhante. A massa contida no raio de
1.3 Aglomerados e Grupos de Gal´axias em Altos Redshifts 4
observa nestes objetos uma grande popula¸c˜ao de espirais e poucas gal´axias S0 (Bicker et al. 2002; Postman et al. 2005). Este fenˆomeno pode ser explicado pela transforma¸c˜ao de gal´axias espirais em S0 (Larson et al. 1980). Em 1984 Butcher & Oemler descobriram que a fra¸c˜ao de gal´axias azuis fracas nos aglomerados aumenta com o redshift (efeito Butcher-Oemler). Isso, somado ao fato de que o centro dos aglomerados ´e hostil para a forma¸c˜ao estelar (Nakata et al. 2005), e que esta ´ultima decresce com a densidade (Mateus & Sodr´e 2004) implica que tais gal´axias est˜ao ”caindo”no aglomerado (Toft et al. 2004; Homeier et al. 2006b; Maughan et al. 2006), comportamento que j´a tinha sido observado em aglomerados pr´oximos (Sodr´e et al. 1989). Neste contexto, a forma¸c˜ao de S0 a partir de espirais pode ser explicada por perda de g´as devido a mergers de espirais ou por intera¸c˜ao com o meio intra-aglomerado (De Propris et al. 2003; Postman et al. 2005).
A fra¸c˜ao de gal´axias el´ıpticas nos aglomerados n˜ao evoluiu apreciavelmente desde redshift z ∼ 1 at´e hoje (Postman et al. 2005). De fato, se observa que a seq¨uˆencia vermelha j´a estaria presente em redshift z ∼ 2 (Blakeslee et al. 2003; Andreon et al. 2004), mas em alguns casos poderia estar ainda se formando (Toft et al. 2003; Homeier et al. 2006a). A maior parte dos autores que estudaram a seq¨uˆencia vermelha em aglomerados em altos redshifts afirmam que ao menos as gal´axias mais massivas dos aglomerados se formaram em redshifts entre 5 e 2 (Lidman et al. 2004; Andreon et al. 2004; Holden et al. 2004). Andreon et al. (2004) encontraram que isto acontece inclusive para grupos. A seq¨uˆencia vermelha, a princ´ıpio, pode ser explicada por trˆes modelos. As gal´axias el´ıpticas podem ter se formado por colapso monol´ıtico. Elas podem, tamb´em, se formar por um merger de espirais em z >> 1, que teria desencadeado uma forma¸c˜ao estelar intensa. Ou ainda por dry mergers, fus˜oes de gal´axias sem g´as. De fato, Blanton (2006) argumenta que a parte brilhante da seq¨uˆencia vermelha pode ser reproducida por dry mergers que aconteceram em z < 1. Em todos os casos tiveram evolu¸c˜ao passiva. Estudos da fun¸c˜ao de luminosidade tamb´em s˜ao consistentes com um modelo de evolu¸c˜ao passiva para as gal´axias el´ıpticas (Ellis & Jones 2004; Toft et al. 2004).
Os modelos de forma¸c˜ao de gal´axias apresentados acima provˆem uma explica¸c˜ao natural para a rela¸c˜ao morfologia-densidade que vemos nos aglomerados em z = 0. De fato, alguns autores afirmam que esta rela¸c˜ao tamb´em se observa em z ∼ 1 (Smith et al. 2005; Postman et al. 2005), por´em com algumas diferen¸cas. Postman et al. (2005) mediram esta rela¸c˜ao para gal´axias em sete aglomerados em z ∼ 1. Eles detectaram que o aumento na fra¸c˜ao de gal´axias (E+S0) com o aumento da densidade, ´e menor em z ∼ 1 do que em z ∼ 0. Eles concluem que
1.3 Aglomerados e Grupos de Gal´axias em Altos Redshifts 5
isto se deve em primeiro lugar a um d´eficit de S0 e a um excesso de (S+Irr) com respeito a popula¸c˜ao de gal´axias atual. Smith et al. (2005) encontraram que a fra¸c˜ao de gal´axias (E+S0) nas regi˜oes mais densas (centro de aglomerados) aumenta desde z = 1 para z = 0. Em regi˜oes de densidade intermedi´aria (grupos ou periferia de aglomerados) a evolu¸c˜ao se observa somente ap´os z = 0.5. J´a em regi˜oes de densidade baixa (campo) n˜ao se observa nenhuma evolu¸c˜ao. Smith et al. (2005) sugerem um modelo onde a maior parte das gal´axias el´ıpticas se formaram em alto redshift (z > 2) e a posterior evolu¸c˜ao da rela¸c˜ao morfologia-densidade em redshifts in- termedi´arios e baixos se devea transforma¸c˜ao de espirais em lenticulares. Apesar de termos uma rela¸c˜ao morfologia-densidade relativamente bem establecida em z ∼ 1, n˜ao acontece o mesmo com a rela¸c˜ao morfologia-raio (Postman et al. 2005).
Em geral os aglomerados em altos redshifts apresentam uma distribui¸c˜ao filamentar. Como exemplo podemos citar o aglomerado MG2016+112 em redshift z ∼ 1 estudado por Toft et al. (2003). Neste caso, os autores encontraram que a distribui¸c˜ao espacial projetada de gal´axias tinha uma forma filamentar e notaram evidˆencias de mergers. Blakeslee et al. (2006) viram que os aglomerados RX J0152.7-1357 e MS 1054-03 ambos em z ∼ 0 .8 apresentam sub-grupos na sua estrutura. Nakata et al. (2001) estudam um aglomerado em z ∼ 1 .2 e observam que apesar de ter as gal´axias mais brilhantes concentradas no centro e as mais fracas na periferia, existe uma distribui¸c˜ao em forma de filamento.
Todas estas observa¸c˜oes s˜ao bem explicadas num modelo de forma¸c˜ao hier´arquica. Neste cen´ario, as primeiras a se formar s˜ao as estruturas menores para depois se agrupar gravitacio- nalmente e formar estruturas cada vez maiores. As primeiras gal´axias teriam sido late-type que posteriormente evolu´ıram para gal´axias early-type. Neste caso, a evolu¸c˜ao passiva das gal´axias el´ıpticas massivas s´o pode ser consistente com um cen´ario hier´arquico se os mergers de espi- rais que deram lugar `a forma¸c˜ao estelar inicial aconteceram para z > 1 (Ellis & Jones 2004; Toft et al. 2004). Num cen´ario hier´arquico as gal´axias isoladas se transformariam em an˜as. De fato, De Propris et al. (2003) sugerem que o efeito Butcher-Oemler seria, em parte, devido a gal´axias menos massivas que evolu´ıram para as gal´axias an˜as que vemos hoje. Por outro lado, se aceitamos o colapso monol´ıtico ou os dry mergers seguido de evolu¸c˜ao passiva, as el´ıpticas e as espirais poderiam ter se formado ao mesmo tempo com condi¸c˜oes iniciais diferentes. Talvez as el´ıpticas se formaram de proto-gal´axias em regi˜oes mais densas que as proto-gal´axias que deram lugar as espirais. Desta forma mecanismos como ventos de SN, por exemplo, poderiam ter ejetado o g´as dando lugar a uma gal´axia progenitora de uma el´ıptica. Independentemente do
1.5 Resumo dos Cap´ıtulos 7
escalas em altos redshifts. De fato, Djorogovski et al. (2003) encontram uma alta probabilidade de que um par de quasares em z = 4.96 esteja associado a uma estrutura em grande escala, possivelmente um proto-aglomerado. Portanto, uma forma interessante de examinar a estrutura em grande escala do universo em alto redshift ´e usando pares de quasares para procurar por excessos de gal´axias.
1.5 Resumo dos Cap´ıtulos
Esta tese ´e dedicada `a busca de estruturas em torno de quatro campos contendo pares de quasares em redshift z ∼ 1. Por este motivo, come¸camos mostrando a importˆancia do estudo das estruturas em grandes escalas, descrevemos algumas propriedades de aglomerados e grupos de gal´axias e mostramos como os pares de quasares podem ser ´uteis para encontrar estruturas distantes.
No cap´ıtulo 2, apresentamos a amostra selecionada para este trabalho. Detalhamos as ob- serva¸c˜oes, a redu¸c˜ao de dados e a calibra¸c˜ao fotom´etrica. A seguir, descrevemos os procedimentos usados para detectar objetos, medir magnitudes, obter a completeza de cada campo e separar estrelas de gal´axias. Al´em disso, utilizamos as amostras ACS-GOODS e HHDFN para testar a consistˆencia da nossa calibra¸c˜ao. Por fim, elaboramos os cat´alogos de gal´axias e compilamos o tratamento dos dados num sum´ario.
No cap´ıtulo 3, nos concentramos na busca por estruturas em torno dos pares de quasares. Come¸camos com um breve relato sobre a nossa estrat´egia para observar gal´axias early-type em redshift z ∼ 1. Em seguida, estimamos a magnitude aparente esperada de uma gal´axia M ∗^ no redshift dos pares de quasares. Depois, obtivemos os redshifts fotom´etricos das gal´axias detec- tadas nos nossos campos e assim delineamos o intervalo em redshift adequado para nossa busca. Uma vez feito isso, analisamos nossos campos, procurando detectar excessos de gal´axias, estudar as propriedades de aglomera¸c˜ao, calcular a riqueza, ajustar a seq¨uˆencia vermelha e encontrar emiss˜ao em raios-X. Finalmente, sumarizamos as propriedades de cada campo e apresentamos os principais resultados desta tese.
No cap´ıtulo 4, compilamos os resultados desta tese e tamb´em, apresentamos as perspectivas futuras sobre este trabalho.
1.5 Resumo dos Cap´ıtulos 8
Ao longo deste trabalho utilizaremos uma cosmologia ΛCDM com Ωm = 0.3, ΩK = 0.0, ΩΛ = 0.7 e o valor da constante de Hubble H 0 = 100 h km s−^1 M pc−^1 , com h = 0.7.
