Funci´on de correlaci´on cruzada con galaxias: Comparaci´on de quasars

En las secciones anteriores se demostr´o que, sin duda, los quasars habitan en regiones con sobredensidades similares a las de galaxias, evitando las altas sobredensidades como las corre- spondientes a grupos de galaxias. Hasta ahora, en estos an´alisis utilizamos muestras aleatorias de galaxias de control con similar distribuci´on de redshifts como comparaci´on para determinar las regiones donde se ubican los quasars, pero sin embargo no se realiz´o ninguna discriminaci´on con respecto a las luminosidades de las galaxias para crear muestras de control.

En esta secci´on se seleccionaron tres submuestras de galaxias para determinar que tipo de galaxia puede ser representada por quasars como trazadores de estructuras en gran escala. El rango de redshift fue restringido entre 0.04 < z < 0.1debido a que no hay diferencias en los resultados encontrados hastaz = 0.2y permite trabajar con una muestra completa en redshift y luminosidad.

Estas submuestras fueron seleccionadas por magnitud absoluta en la banda r teniendo en cuenta los valores de la distribuci´on de Mr dentro del rango de z establecido. Las galaxias

fueron divididas en galaxias luminosas con Mr < −22.3, galaxias d´ebiles conMr > −19.2y

galaxias intermedias con ₋20.55 < Mr < −20.5. Estos valores para los l´ımites de galaxias

luminosas y d´ebiles fueron elegidos teniendo en cuenta aquellas galaxias que se encuentran en el10%de ambos extremos de la distribuci´on de luminosidades, como se ve en la Fig. 3.5 (panel superior) y que, adem´as, tienen distribuci´on de redshifts similares a las de quasars dentro de este rango (Fig. 3.5, panel inferior). Las galaxias intermedias tienen magnitudes que coinciden con el m´aximo de la distribuci´on y corresponde al valor de M* para las galaxias de SDSS.

Nuevamente calculamos las funciones de correlaci´on cruzada, como en la secci´on anterior, para las tres submuestras de galaxias y la muestra de quasars. En la Figura 3.6 se observa un muy buen acuerdo entre las correlaciones de quasars y galaxias M∗_{, sobre todo a escalas}

mayores que 1h−1 _{Mpc. En escalas menores que ∼ 1h}−1 _{Mpc, ξ(r)muestra una forma un}

Fig. 3.5: Arriba: Distribuci´on de luminosidad para las galaxias SDSS con 0.04 < z < 0.1. Abajo: Distribuci´on de redshifts para la muestra de quasars y las submuestras de galaxias se- leccionadas por luminosidad.

resultado podr´ıa interpretarse teniendo en cuenta el Modelo de Halos (Cooray & Sheth, 2002) en el cual los quasars tendr´ıan mayor preferencia que las galaxias M* a ubicarse en los centros de halos de baja masa correspondientes a agrupaciones de 3 ´o 4 galaxias los cuales pueden ser sistemas ricos en gas, contribuyendo a los resultados encontrados en el Cap´ıtulo anterior.

Los par´ametros de las correlaciones son listados en la Tabla 3.4. Estos valores para r0 y

γ indican como, en grandes escalas, los quasars trazan las mismas estructuras que galaxias de luminosidad L*. En el caso de las galaxias muy luminosas sus par´ametros de correlaci´on mues- tras que estas tienden a estar agrupadas en regiones de gran densidad mientras que las galaxias d´ebiles tienen un valor mayor para la longitud de correlaci ´on y una pendiente suave indicando que estas galaxias tienden a estar m´as bien alejadas de los centros de zonas sobredensas, con- sistente con el esquema de segregaci´on morfol´ogica de Dressler (1980).

Sin embargo, aunque las correlaciones indiquen que los quasars habitan en regiones de sobredensidades similares a las de galaxias L* en el Cap´ıtulo 2 se encontr´o que los entornos de

Fig. 3.6: Funci´on de correlaci´on cruzada en el espacio de redshift,ξ(s), y espacio real,ξ(r).

quasars presentan un exceso de galaxias azules, tipo disco y con alta tasa de formaci´on estelar hasta escalas de _∼ 1 h−1 _{Mpc. Con el prop´osito de testear estos resultados se analiz´o para}

estas 2 muestras, que pueden trazar de igual forma las estructuras en gran escala, si presentan porcentajes comparables de galaxias azules y rojas en sus medios circundantes.

Teniendo en cuenta los resultados del Cap. 2, que indican que este efecto en las galaxias vecinas es muy local, se midi´o el perfil de densidad en distancias proyectadas dentro de un l´ımite en velocidad radial deδV = 3000kms−1

para muestras de galaxias m´as rojas queu₋r >2.8

y galaxias m´as azules queu₋r < 2.0, correspondientes a los extremos de la distribuci´on de

Tab. 3.4:r0 yγ para muestras de galaxias y quasars

No _{Objetos s} 0 γs r0 γ 870 GalMr <−22.3 10.47±0.89 1.20±0.04 5.45±0.35 2.02±0.10 460 GalMr >−19.2 4.39±0.76 1.12±0.13 7.38±1.3 1.37±0.20 4315 GalMr ∼ −20.5 8.49±1.40 0.96±0.07 5.15±0.16 1.75±0.04 437 quasars 7.14_±0.57 1.05_±0.04 4.50_±0.35 1.79_±0.13

quasars galaxias M*

Fig. 3.7: Perfil de densidad de galaxias azules,a)y rojas ,b).

colores, centradas en quasars y galaxias M*.

En la Fig. 3.7a se observan los perfiles de densidad que muestran un exceso de galaxias azules alrededor de quasars comparado con la fracci´on existente en el medio de galaxias M*, consistente con los resultados del Cap. 2. En la Fig. 3.7b se muestra el perfil de densidad de galaxias rojas en cual es mayor alrededor de galaxias M* con respecto a quasars. Esto muestra que el exceso de galaxias azules se ve complementado por un d´eficit de galaxias rojas en los entornos de quasar en escalas menores que _∼ 1 h−1 _{Mpc, aunque esta tendencia contin´ua}

observ´andose suavemente hasta escalas mayores. Estos resultados soportan fuertemente la idea de que los quasars tienden a formarse y habitar entornos ricos en gas.