Con el objetivo de comparar cuantitativamente los alineamientos detectados en observacio- nes con aquellos encontrados en simulaciones num´ericas, utilizamos la escala de transici ´on entre los reg´ımenes de correlaci ´on de uno y dos halos, para separar el grado de alineamiento de ambos t´erminos por separado. En la secci ´on anterior se defini ´o estas escalas en las obser- vaciones. Como en la secci ´on 2.2.2, estimamos los cocientes entre las funciones de correlaci ´on seg ´un las direcciones paralela y perpendicular a la direcci ´on inferida para el momento angu- lar de las galaxias centro, utilizando para esto todos los pares con separaciones en el r´egimen de uno o dos halos. Este estimador puede ser comparado en forma directa con los resultados obtenidos en simulaciones num´ericas, para funciones de correlaci ´on proyectadas, teniendo en cuenta los sesgos propios de cat ´alogos espectrosc ´opicos (secci ´on 2.3.1). En la figura 2.11, se presentan los cocientes entre funciones de correlaci ´on proyectadas en direcciones para- lelas y perpendicular, como funci ´on de la masa del halo. Los resultados pertenecientes a simulaciones num´ericas se muestran con rombos, y los resultados obtenidos para muestras observacionales, en funci ´on de la masa determinada para la poblaci ´on de halos anfitri ´on, se presentan mediante s´ımbolos llenos.
Se muestran los resultados para las muestra, O1 (SDSS-DR6 completo, cuadrados), O2 (galaxias rojas, tri ´angulo apuntando hacia arriba), y O3 (galaxias azules, tri ´angulo apuntando hacia abajo). En el panel derecho de la figura 2.11 se muestra los resultados del an ´alisis para el t´ermino de un halo, mientras que en el panel izquierdo lo correspondiente para el r´egimen de dos halos. Para el t´ermino de dos halos, los resultados de alineamiento de las muestras
2.5. Comparaci ´on entre resultados de simulaciones y observaciones
Fig. 2.11: Cocientes entre funciones de correlaci ´on proyectadas en direcciones paralela y per- pendicular al momento angular proyectado, como funci ´on de la masa del halo de simulaciones num ´ericas (rombos vac´ıos). Las muestras de galaxias O1 (todas), O2 (galaxias rojas), y O3 (ga- laxias azules), se muestran con s´ımbolos llenos respectivamente a saber, cuadrado, tri ´angulo apuntando hacia arriba, y tri ´angulo apuntando hacia abajo. Panel derecho: cocientes para el r ´egimen de un halo. Panel izquierdo: cocientes para el r ´egimen de dos halos.
observadas son:1,8±0,5 %para la muestra completa O1,2,7±0,7 %para la muestra de galaxias rojas O2, y0,8±0,4 % la muestra de galaxias azules O3. En el caso del t´ermino de un halo, los alineamientos son 0,1±0,5 %, 0,1±0,5 %, y 1,0±0,4 % para las muestras O1, O2 y O3, respectivamente. Como puede apreciarse, el alineamiento encontrado para el t´ermino de dos halos es consistente para muestras observacionales y resultados te ´oricos de simulaciones. Las diferencias entre ambos son como m ´aximo de unσdev.
El acuerdo entre los resultados observacionales y te ´oricos, indica que la teor´ıa de torque tidal, en combinaci ´on con el aglomerado jer ´arquico, es un marco te ´orico viable, no s ´olo por explicar la direcci ´on cualitativa de los alineamientos de la estructura con el momento angular de las galaxias, sino adem ´as por el acuerdo que se obtiene en la magnitud estad´ıstica de este efecto, entre los resultados observacionales y num´ericos. Debe notarse adem ´as, que esto indicar´ıa que la direcci ´on del momento angular de la componente bari ´onica para las galaxias de estas muestras, estar´ıa trazando estad´ısticamente el momento angular del halo de materia oscura anfitri ´on.
Los resultados para el t´ermino de un halo en cambio, indicar´ıan que las galaxias en este rango de escalas se comportar´ıan de manera diferente a la materia oscura, como se sospe- chaba, debido a la suave transici ´on entre los reg´ımenes de uno y dos halos para la funci ´on de correlaci ´on proyectada SDSS en intervalos de velocidades. En el rango de masas que se estim ´o para las muestras de galaxias espectrosc ´opicas, los halos de materia oscura en simulaciones, muestran alineamientos significativamente m ´as altos, mientras que la ´unica muestra de ga-
laxias que presenta un alineamiento no nulo, la formada por galaxias azules, presenta una señal significativamente menor a las simulaciones.
Esta combinaci ´on de resultados para los t´erminos de uno y dos halos, podr´ıa estar indi- cando que la poblaci ´on general de galaxias del cat ´alogo es un buen trazador de la estructura en gran escala. Es decir, la poblaci ´on de galaxias no sufri ´o importantes cambios en sus posi- ciones, y contin ´uan trazando el campo tidal original que dio origen al halo anfitri ´on de cada objeto. Pero por otro lado, este trazador falla como indicador de la distribuci ´on interna en ha- los de materia oscura. Diversos mecanismos o procesos astrof´ısicos podr´ıan reproducir este efecto, especialmente para masa de halos tan bajas comoM ≃1013h−1M
⊙. Este resultado es
particularmente interesante, si adem ´as se nota, que las galaxias azules muestran trazas de alineamiento, si bien mucho menores, en la misma direcci ´on que las simulaciones num´ericas, disminuyendo as´ı el n ´umero de explicaciones posibles.
Por ejemplo, el momento angular de las galaxias rojas, puede ser sujeto a reordenamien- tos internos que podr´ıan sumar ruido y una p´erdida de la señal de alineamiento a escalas pequeñas, dejando al mismo tiempo la señal a gran escala intacta. Este efecto incluso podr´ıa involucrar un remezclado del material en la estructura del halo. Por otro lado, otra explicaci ´on podr´ıa encontrarse en el hecho de que las galaxias rojas, resultan de un proceso de reorgani- zaci ´on interna de sus galaxias compañeras en el halo de materia oscura anfitri ´on. De todos modos es necesario un an ´alisis m ´as cuantitativo para encontrar la verdad oculta en este com- portamiento. Por otro lado, debe aceptarse que siempre existe la posibilidad que tengamos sesgos observacionales no considerados en el an ´alisis de las simulaciones que puedan estar afectando estas mediciones.