Pérez J., Tissera P., Lambas D. G. y Scannapieco, C

Análisis estadístico de metalicidades y colores en galaxias interactuantes en

simulaciones químicas hidrodinámicas.

Pérez J., Tissera P., Lambas D. G. y Scannapieco, C.1,2 3,4

1 Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas (UNLP)

2 Instituto de Astronomía y Física del Espacio (IAFE)

3 Observatorio Astronómico de la Universidad Nacional de Córdoba,

4 Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (CONICET),

2,4 2,4

Asociación Argentina de Astronomía, La Plata, 23 de Septiembre 2005.

INTRODUCCIONINTRODUCCION

Resultados observacionales muestran que los mergers y las interactions de galaxias inducen formación estelar (SF) (e.g. Larson & Tinsley 1978; Donzelli & Pastoriza 1997; Geller & Kenyon 2000).

Recientes resultados observacionales obtenidos a partir del SLOAN y 2dFGRS muestran estadísticamente que la formación estelar de las galaxias en pares aumentacon la proximidad en separación proyectada y velocidad radial (Lambas et al. 2003; Alonso et al 2004; Nikolic et al 2004) .

Las interacciones entre galaxias son mecanismos comunes y eficientes que podrían darcuenta de la dependencia morfológica y la actividad de SF con el “environment”.

Simulaciones numéricas pre-preparadas de mergers muestran que las interacciones entre sistemas axisimétricos sin bulge puden inducir un flujo de gas hacia las regiones centrales de los sistemas, generando episodios de SF (Barnes & Hernquist 1996; Mihos & Hernquist 1996).

Simulaciones cosmológicas hidrodinámicas indican que durante los eventos de colisiones, los discos gaseosos pueden experimentar dobles starbusts dependiendo delas características del pozo de potencial (Tissera 2002).


Efecto de encuentros cercanos entre galaxias de campo:(Catálogo de galaxias en pares obtenido a partir del 2dFGRS - Lambas et al 2003)

se observa que existen pares que aún satisfaciendo las condiciones grales. de separación espacial y velocidad relativa no exhiben un aumento del sfr por sobre los valores del campo. Propiedades intrínsecas de gxs. son importantes.Asociación Argentina de Astronomía, La Plata, 23 de Septiembre 2005.

los modelos cosmológicos actuales reproducen estas observaciones?

Se analizaron simulaciones hidrodinámicas cosmológicas consistentes con un modelo ΛCDM ((=0.7, =0.7, =1)=1) que incluyen formación estelar y enriquecimiento químico (Scannapieco et al 2005). Se considera el enriquecimiento químico por SNIa y SNII (se supone un retardo de 0.5e9 Gyr para SNIa).

Espectro initial de la simulación CDM: MDM=2x108 M h-1 y un valor initial de Mgas=2x107 M h-1 . Hemos analizado sistemas resueltos con al menos 1000 partículas dentro de sus radios viriales.


3D - Formación Estelar


Pares: r < 100 kpc/h, ΔV < 350 km/s

~ 60%

Encuentros cercanos a baja velocidad inducen un aumento en el sfr

β= b / <b>campo

3D - Formación Estelar


Cómo explicar la baja actividad de SF en el ~60% de las galaxias en pares?

<> 3.5 0.36

Vcen 76 km/s 103km/s

Gas 27 % 16 %

Edad 7.65 Gyr/h 10.54 Gyr/h

Activas Pasivas

<> 3.5 0.36


Gas 27 % 16 %


<> 3.5 0.36


Gas 27 % 16 %


<> 3.5 0.36


Gas 27 % 16 %


3D - Formación Estelar.


Pares cercanos: r < 30 kpc/h,

Pares interactuantes: 30 kpc/h< r < 100 kpc/h,

La estabilidad de los sistemas determina el nivel de SF inducido tidalmente.

F* (Δt = 5e8 yrs)

2D - Comparación con las observaciones.


2dFGRS - Lambas et al (2003)

2D - Espurios efectos de proyección


Pares (r < 100 kpc/h, ΔV < 350 km/s) 30%

Pares cercanos (r < 30 kpc/h, ΔV < 100 km/s) 19%

Bimodalidad de colores (observaciones).


Luminosidad - Environment

Balogh et al 2004

Bimodalidad de colores (simulaciones).


Campo: r > 100 kpc/h

Pares: r < 100 kpc/h

Close(r < 30 kpc/h)

Interacting(30 kpc/h < r < 100m kpc/h)

Bimodalidad de colores


Colores - SF

activaspasivas


F* (Δt = 5e8 yrs)

Propiedades químicas de galaxias en pares.

IMS (gas) Población estelar


activas pasivas

CONCLUSIONESCONCLUSIONES

1) Las interacciones tidales inducen SF a niveles mayores que los medidosen sistemas galácticos aislados, si r <30 kpc h-1 . No encontramos una claradiferencia entre encuentros a baja y alta velocidad.

2) El catálogo de pares proyectados muestra una dependencia de la actividad de SF con los parámetros orbitales en muy buen acuerdo con las observaciones.Encontramos que los pares no deben estar a una distancia proyectada mayor alos 25 kpc h-1 para mostrar un importante aumento de SF.

3) Encontramos que los pares espurios representan un 30% de la muestra 2D, con una disminución a un 19% de los mismos para pares cercanos.

4) Encontramos que las interacciones resultan ser mecanismos eficientes y rápidos, que podrían generar el pico azul en la distribución bimodal de colores de las galaxias.

5) Las propiedades químicas de los sistemas galácticos interactuantes (actualmente no formantes) son, probablemente, un registro fósil de interacciones pasadas. El ISM de galaxias formantes en pares se encuentra enriquecido con respecto al de las galaxias aisladas.


CONCLUSIONS:CONCLUSIONS:

1) We found that tidal interactions trigger star formation at higher levels than those measured for galactic systems without a close companion, if systems are closer than 35 kpc h-1 . We did not find a clear difference between low and high velocity encounters. 2) The projected simulated-galaxy pair catalog showed star formation activity dependence on orbital parameters in very good agreement with observations. We detect that, in projected distance, systems have to be closer than 25 kpc h-1 to show important star formation enhancement.3) We found that spurious pairs represent 27 % of the 2D-GP sample but this percentage decreases to 19% for close pairs. Spurious pairs are more likely to be present high density regions (40 % of spurius pairs are detected in the high density regions while 19% corresponds to the low density environments.) For very close pairs (rp<25 kpc h-1), the percentage of spurious systems is less than 10% regardless of environment.4) Analysis of the dependence of the star formation on local density yields a relation in agreement with the observed SFR-density one for both galaxies in pairs and in the control sample. However, we found that the fraction of active starforming systems in high density regions is more important for galaxies in pairs than for those without a close companion, a clear signal of interaction effects.5) We have also analyzed the chemical properties of interacting galaxies. We found that the chemical properties of stars in currently passive star forming systems are likely to store the fossils record of interactions. The ISM of galaxies in pairs are enriched with respect to the mean properties of galaxies without a close companion regardless of their current SF activity.

INTRODUCTIONINTRODUCTION Observations show that merger and interactions of galaxies induce star formation in galaxies (e.g. Larson & Tinsley 1978; Donzelli & Pastoriza 1997; Geller & Kenyon 2000). Barton et al. (1998) and Lambas et al. (2003) analysed a sample of pair galaxies in field showing that the proximity in projected separation and radial velocity increases the star formation activity. Recently, Alonso et al. (2004) showed that the mechanism for triggering star formation in interactions is weakly depended on environment, finding that even in clusters the proximity to a companion can be statistically related to an increase in the star formation activity. Doubtless, galaxy interactions is a common and powerful mechanism which might be able to account for the dependence of morphology and star formation efficiency on environment (e.g. Caldwell et al. 1994; Gnedin 2003). Numerical simulations of pre-prepared mergers showed that interactions between axisymmetrical systems without bulges might induce gas inflows to the central region of the systems, triggering starburst episodes (Barnes & Hernquist 1996; Mihos & hernquist 1996). Cosmological hydrodynamical simulations studied the effects of mergers in the SF history of galactic objects (Tissera 2002). Results indicate that, during some merger events, gaseous disks could experience two starbursts depending on the characteristic of the potential well. Thus, an analysis of galaxy pairs within this context could help to understand at what extent, galaxy interactions could be playing a role in the regulation of the star formation activity and the astrophysical properties of galaxies.

In this poster, we show how cosmological hydrodinamical simulations in a hierarchical clustering scenarios can reproduce statistically the observed effects of interactions on the star formation activity.


Caracteísticas del Código Hidrodinámico Químico.

• Basado en el Ap3M + Smooth Particle Hydrodynamics (Tissera et al.1997).

• Las partículas de gas Denso y Frío que satisfacen el criterio de inestabilidad de Jeans , son gradualmente transformadas in estrellas de acuerdo a la Ley de Schmidt .

• Se utiliza una Función Inicial de Masa de Salpeter

• Se considera el enriquecimiento químico por Superonova Ia (Thielemann, Nomoto & Hashimoto 1993) y Supernova II (Woosely and Weaver 1995). Se supone un retardo de 0.5e9 Gyr para SNIa.

• En cada episodio de formación estelar, la partícula estelar hereda las propiedades químicas de la patícula de gas de la que se originó.

La historia de formación estelar de cada objeto galáctico está determinada por evolución particular en el contexto del

clustering jerárquico.

NUMERICAL SIMULATIONS

We have performed a CDM cosmological hydrodinamical simulation CDM cosmological hydrodinamical simulation ((=0.7, =0.7, =1)=1) with the chemical GADGET-2chemical GADGET-2 of Scannapieco et al (2005). The star formation algorithms are based on the Schmidt law (Navarro & White 1994; Tissera 2000). However, chemical GADGET-2 transforms gas into stars in a stochastic way. This chemical code describe the enrichment of the interstellar medium by SNII and SNIa.

The initial mass spectra of the CDM run is: MDM=2x108 M h-1 and an initial value of Mgas=2x107 M h-1 . We have taken analyzed systems resolved with at leat 1000 total particles within their virial radius.

The chemical properties of the stellar populations (SP) and the interstellar medium (ISM) can store The chemical properties of the stellar populations (SP) and the interstellar medium (ISM) can store information on the evolution of the galaxies. In information on the evolution of the galaxies. In Figure 4Figure 4 we show the O/H and Fe/H abundances of both SP (right panels) and ISM (left panels) of galaxies in pairs in the simulated 2D-GP catalog as a function of the projected orbital parameters ( rp<100 kpc h-1 and cz <350 km/s ). Galaxies were divided according to their star formation activity in active star-forming (green lines) and passive star-forming systems (red lines). We used the mean b of the control sample to segragate them. The horizontal lines represent the corresponding mean values for galaxies without a close companion divided in a similar fashion.

As it can be seen from Figure 4Figure 4 the stellar populations store record fossils of the interactions. Galaxies with a close companion but passively forming stars show a clear correlation of their chemical abundances with distance, fossils of previous past interactions. Conversely, galaxies in pairs with active SF show an enhacement of their abundances as expected. The ISM of both systems are enrinched with respect to galaxies without a close companion, regarless of their current SF activity.

The correlation of chemical abundances with distance in the case of current passive SF galaxies in pairs, show that part of these sytems was engaged in interactions which produced a correlation with distance in consistency with the correlation of SF and distance. When only active SF galaxies in pairs are selected then this relation is not present since we are actually chosing systems which are dominated by SF regarless of their relative distance.

CHEMICAL PROPERTIES OF GALAXY PAIRS.CHEMICAL PROPERTIES OF GALAXY PAIRS.

SIMULACIONES NUMERICAS

Hemos utilizado

We have performed a CDM cosmological hydrodinamical simulation CDM cosmological hydrodinamical simulation ((=0.7, =0.7, =1, H=70)=1, H=70) with the chemical GADGET-2chemical GADGET-2 of Scannapieco et al (2005). The star formation algorithms are based on the Schmidt law (Navarro & White 1994; Tissera 2000). However, chemical GADGET-2 transforms gas into stars in a stochastic way. This chemical code describe the enrichment of the interstellar medium by SNII and SNIa.

The initial mass spectra of the CDM run is: MDM=2x108 M h-1 and an initial value of Mgas=2x107 M h-1 . We have taken analyzed systems resolved with at leat 1000 total particles within their virial radius.


Catálogo de Galaxias de campo en pares cercanos: FGPC

correlacionan el catálogo de gxs en pares con el catálogo de gsx en grupos obtenido del 2df, extrayendo sólo los pares cercanos de galaxias de campo (z < 0.1) (Lambas et al 2003)

Encuentros cercanos a baja velocidad inducen un aumento en el sfr

rp < 100 Kpc V < 350 km/seg Asociación Argentina de Astronomía, La Plata, 23 de Septiembre 2005.

Documents

Pérez J., Tissera P., Lambas D. G. y Scannapieco, C