Evolution of central galaxies in massive halos

Abstract

Galáxias centrais de morfologia esferoidal passam por processos evolutivos específicos devido a sua localização privilegiada no centro de halos massivos de matéria escura. Isso resulta em diferenças entre suas propriedades físicas e as de galáxias esferoidais não centrais com massa estelar comparável. No entanto, tais processos ainda não são bem compreendidos, especialmente no que diz respeito ao impacto no desenvolvimento do conteúdo bariônico das galáxias centrais, portanto, compreender como essas galáxias evoluem ajudará a entender os mecanismos físicos que dominam a região central dos aglomerados. Para entender melhor esses processos, investigamos a população estelar e o meio interestelar (ISM) de 15,107 galáxias centrais elípticas do catálogo SPIDER (Spheroids Panchromatic Investigation in Different Environmental Region), usando espectros ópticos do Sloan Digital Sky Survey (SDSS) - Data Release 12. Investigamos a idade estelar (Age) e a metalicidade (Z) de nossa amostra usando um código de síntese de população estelar e também estimamos a razão de abundância [α/Fe] para restringir sua história de formação estelar. Para caracterizar as propriedades do gás ionizado usamos as medidas de extinção visual (AV) e a largura equivalente de Hα (EWHα). Para obter informações sobre a atividade nuclear em rádio dessas galáxias, investigamos a luminosidade rádio (LR) usando dados fotométricos do VLA FIRST (Very Large Array Faint Images of the Radio Sky at Twenty-cm) survey. O objetivo principal é analisar as diferenças sistemáticas entre essas propriedades como função da massa do halo (Mhalo) e da dispersão de velocidade (σ) para centrais isoladas (ICs) e centrais de grupos (GCs). Nossos resultados revelam que as populações estelares e as propriedades do gás de ICs e GCs são influenciadas principalmente por σ, com Mhalo desempenhando um papel secundário. Valores mais altos de σ estão associados com populações estelares mais antigas e mais ricas em metal, e tempos de formação estelar mais curtos para ambos ICs e GCs. Fixando os valores de σ, idades mais jovens são observadas em halos mais massivos, independentemente do ambiente. Para AV e EWHα, ambos os parâmetros diminuem com o aumento de σ e aumentam com Mhalo em ICs. Analisamos também as fontes de ionização de gás quente e propomos que as propriedades do gás ionizado resultam do confronto entre o resfriamento do meio intra-aglomerado (ICM) e o feedback do núcleo galáctico ativo (AGN), assumindo um regime de acreção de Bondi. Em ICs, nosso modelo reproduz com sucesso os valores observados de EWHα. Ao incluir dados de emissão em rádio em nossa análise, encontramos uma tendência entre as emissões óptica e de rádio originadas pela atividade nuclear. Usando LR como um indicador de potência cinética do AGN em vez do cenário de Bondi em nosso modelo, reproduzimos a emissão de Hα, no caso de ICs, de forma mais precisa. No entanto, esse modelo não consegue descrever adequadamente os valores de EWHα em GCs. Em geral, observamos diferenças inerentes entre ICs e GCs, sugerindo que a relação entre a potência cinética do AGN e a energia térmica do ICM influencia EWHα em ICs. Enquanto isso, a deposição de gás em GCs parece envolver uma interação mais complexa além de uma interação simples AGN-ICM.