Fracción de objetos activos en filamentos cósmicos

Abstract

A grandes escalas el Universo puede considerarse como homogéneo e isotrópico; sin em- bargo, al estudiarlo en detalle pueden apreciarse estructuras definidas en menores escalas. Es posible detectar que las mismas no se encuentran localizadas aleatoriamente, sino que se concentran en grupos que van desde dos hasta cientos o miles de galaxias conectados entre sí a través de estructuras filamentarias. El estudio de galaxias activas pertenecientes al campo de densidad utilizado para la detección de estas estructuras resulta fundamental para entender los procesos evolutivos que suceden en las distintas etapas de formación del Universo. Para ello se utilizo el catálogo de filamentos de Tempel et al. (2014) y la muestra completa en volumen de ´ galaxias del Sloan Digital Sky Survey (SDSS) - Data Release 8 (con líneas de emisión medidas ´ con S=R > 2 el rango de redshift 0:04 < z < 0:1). Del relevamiento SDSS se seleccionaron aquellas galaxias con núcleos activos (AGN, ´ Active Galactic Nuclei) que forman parte del campo de densidades de estructuras filamentarias y se analizaron sus propiedades (color, edad, índice de concentración y luminosidad del OIII) con respecto a su posición en el diagrama BPT y su distribución en función de propiedades filamentarias (distancia al eje, longitud, luminosidad y riqueza). Para ello se utilizaron dos formas diferentes de analizar la posición de los objetos activos en el diagrama. La primera tomando muestras dentro de rangos obtenidos mediante líıneas paralelas al criterio de clasificación de Kauffmann et al. (2003b), y por otro lado, se tomaron muestras en bines perpendiculares a la misma curva. Las muestras paralelas al criterio de Kauffmann et al. (2003b) muestran una evolución de las galaxias huésped en dirección perpendicular a la curva de clasificación mencionada, mientras que no es posible observar diferencias con respecto a las propiedades de los filamentos que habitan. En el caso de las muestras perpendiculares al criterio de Kauffmann et al. (2003b), solo se observan variaciones en la distribución del parámetro indicativo de la edad de los objetos y de la luminosidad del OIII sin mostrar variaciones con respecto a las propiedades filamentarias. Ademas se restringió este análisis para AGN en el entorno local del filamento, tomando aquellas ubicadas a distancias menores al eje filamentario que 2 h−1 Mpc, sin detectar diferencias significativas con respecto a los resultados anteriores. En un análisis más detallado, se restringió la muestra utilizando las líneas de clasificación de Kewley et al. (2001a), para eliminar los objetos compuestos y Kewley et al. (2006) para dividir la muestra en LINER y Seyfert, tomando unicamente aquellas que se encuentran en el entorno local de filamentos (distancias al eje menores o iguales a 2 h−1 Mpc). Ademas para comprender el comportamiento de los dos tipos de galaxias con AGN, se construyeron muestras de control con galaxias sin actividad nuclear que presentan similares distribuciones de color, redshift, edad y luminosidad. Se analizaron las fracciones tanto de LINER, Seyfert y sus respectivas muestras de control estudiando el comportamiento de color y edad de estas galaxias en función de las propiedades filamentarias. Los resultados no muestran una señal significativa de las muestras de AGN con sus respectivas muestras de control con respecto a parámetros filamentarios tales como riqueza y luminosidad. En relación a la longitud del filamento se han podido detectar que las AGN mas viejas y rojas se distribuyen de forma aproximadamente uniforme, disminuyendo su fracción lentamente para filamentos más largos. Sin embargo, al extender el análisis de las propiedades de AGN para distancias hasta 8 h−1 Mpc se observo que las mismas no cumplen estrictamente con la relación morfología-densidad en grandes escalas, como puede verse para las muestras de control.