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

1. EXPLORANDO LAS PROPIEDADES DINÁMICAS DEL MEDIO INTRACÚMULO A PARTIR DE SU CONTENIDO DE METALES Sofía A. Cora (FCAG - UNLP) Simon D. M. White Volker Springel (MPA) La Plata, 23 de setiembre de 2005

2. OBJETIVO: Investigar la dinámica del Medio Intracúmulo otra forma de evaluar los modelos de formación de estructura Efecto observable que motiva el presente estudio: Movimientos a gran escala del gas afectan el espectro del MIC (corrimientos Doppler y ensanchamiento de las líneas de emisión)

3. MEDIO INTRACÚMULO Gas caliente y difuso: Emisión en elcontinuo:transiciones libre-libre (bremsstrahlung térmico) Emisión térmica en BANDA DE RAYOS X Líneas de emisión: dependen de las abundancias de elementos pesados • 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 El medio intracúmulo es un plasma altamente ionizado pre-enriquecido por procesos estelares

4. Modelo de enriquecimiento químico del Medio Intracúmulo • Evaluar la posibilidad de utilizar la línea de emisión Fe K 6.7 KeV como trazadora del movimiento del gas Predicción • Contribuir con herramientas que faciliten la interpretación de futuros datos espectroscópicos en rayos X (Sunyaev et al. 2003; Brüggen et al. 2005)

5. MODELO HÍBRIDO DE ENRIQUECIMIENTO QUÍMICO DEL MEDIO INTRACÚMULO Modelo semi-analítico de formación de galaxias Simulaciones de N-Body/SPH Modelo Híbrido de enriquecimiento químico = +

6. Formación de estructura: parámetros cosmológicos Parallel tree-code GADGET (Springel et al. 2001)

7. Simulación hidrodinámica no-radiativa de un cúmulo de galaxias

8. GASCALIENTE Modelo semi-analítico de formación de galaxias GASFRIO ESTRELLAS FEEDBACK Metales: ESTRELLAS BAJA MASA Modelo híbrido: enriquecimiento químico del medio intracúmulo SNe CC SNe Ia

9. Densidad Temperatura Metalicidad Emisión en RX

10. Metalicidad Determinación de perfiles de abundancias químicas Comparación con observaciones: 19 cúmulos de gx. con XMM-Newton (Tamura et al. 2004)

11. Proyección x-y Explorando la dinámica del MIC mediante su contenido de metales Proyección y-z Mapas de velocidad pesados con la emisión de la línea Fe K 6.7 KeV Proyección z-x Gradientes radiales y azimutales: 1000 km/s

12. Proyección x-y 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

13. Propiedades del gas a lo largo de las líneas de la visual: • Velocidad • Densidad de H • Temperatura • Abundancia de Fe • Emisividad normalizada de línea Fe K 6.7 KeV La línea puede ser separada en múltiples componentes dependiendo de la estructura del campo de velocidad

14. Conclusiones: • 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 velocidadesa 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 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.

16. Evolución del enriquecimiento químico

17. Evolución de perfiles de abundancias químicas Perfiles de abundancias de Fe y O se desarrollan en forma similar O/Fe plano a z=0

18. Evolución de la tasa de eyección de metales • Contribución máxima de: • SNe CC a 4<z<6 Aproximación derecicladoinstantáneo sigue tasa de formación estelar • Formación estelar: • SNe CC Feedback:

19. Evolución de la tasa de eyección de metales • Contribución máxima de: • SNe Ia a z=1 Modelo Delta:

20. Evolución de la tasa de eyección de metales Bajo + Alto SNe Ia responsable del 50% del contenido de Fe del MIC

21. Evolución de los perfiles radiales de abundancias Historia de eyección de metales de las galaxias miembros del cúmulo + Evolución dinámica de las mismas

22. MODELO SEMIANALÍTICO Permiten seguir la evolución de las componentes bariónicas (White & Rees, 1978; Cole 1991; Lacey & Silk 1991, White & Frenk 1991) GASCALIENTE Gas Cooling (White & Frenk, 1991) GASFRIO Sutherland & Dopita (1993) ESTRELLAS

23. MODELO SEMIANALÍTICO ESTRELLAS IMF : Yields : Masa Reciclada : GASFRIO GASCALIENTE SNe II : SNe Ia :

24. MEDIO INTRACÚMULO ABUNDANCIAS QUÍMICAS M87, Gastaldello & Molendi (2002)

25. MEDIO INTRACÚMULO ABUNDANCIAS QUÍMICAS (observaciones – medidas globales) 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

26. MEDIO INTRACÚMULO ABUNDANCIAS QUÍMICAS (observaciones – medidas globales) Allen & Fabian (1998) 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 CC (●) NCC (O)