d natalia V boris

d natalia V boris

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Busca de Estruturas em Grandes Escalas em Altos Redshifts:

Estudo Fotom etrico de Quatro Campos contendo Pares de Quasares em z ∼ 1

Natalia Ver onica Boris Orientador: Prof. Dr. Laerte Sodr e Jr.

Tese apresentada ao Departamento de Astronomia do Instituto de Astronomia, Geof sica e Ciencias Atmosf ericas da Universidade de S~ao Paulo como requisito para a obten c~ao do t tulo de Doutor em Ciencias. Area: Astronomia.

Aos meus pais Aos meus pais

Lista de Figuras v Lista de Tabelas vii Agradecimentos viii Resumo ix Abstract x

1.1 Estruturas em Grandes Escalas1
1.2 Aglomerados e Grupos de Galaxias2
1.3 Aglomerados e Grupos de Galaxias em Altos Redshifts3
1.4 Aglomerados e Grupos de Galaxias em Torno de Quasares6
1.5 Resumo dos Captulos7
2.1 Amostra9
2.1.1 Os Pares de Quasares10
2.2 Observac~oes1
2.3 Reduc~ao das Imagens13
2.3.1 Imagens nas Bandas g′ e r014
2.3.2 Imagens nas Bandas i0 e z015
2.3.3 Reduc~ao das Imagens das Estrelas Padr~ao17
2.4 Calibrac~ao Fotometrica das Imagens17
2.5 Detecc~ao de Objetos19
2.6 Medic~ao de Magnitudes21
2.7 Completeza dos Campos23
2.8 Separac~ao Estrela-Galaxia24
2.9 Checagem da Calibrac~ao: Comparac~ao com ACS-GOODS e HHDFN27
2.9.1 Comparac~ao usando Teste t-de Student28
2.9.2 Comparac~ao usando Diagramas Cor-Cor e Cor-Magnitude29

2 Tratamento dos Dados 9 i

2.10 Elaborac~ao de Catalogos31
2.1 Sumario32
3.1 Estrategia Observacional35
3.2 Estimativa da Magnitude Aparente de uma Galaxia M∗36
3.3 Estimativa de Redshifts Fotometricos37
3.3.1 Metodo38
3.3.2 Aplicac~ao a Nossa Amostra39
3.4 Analise dos Campos41
3.4.1 Excesso de Galaxias41
3.4.2 Aglomerac~ao das Galaxias4
3.4.3 Calculo de Riqueza45
3.4.4 A Sequencia Vermelha48
3.4.5 Emiss~ao em Raios-X52
3.5 Sumario das Propriedades de Cada Campo54
3.5.1 Par QP1310+000754
3.5.2 Par QP135-00325
3.5.3 Par QP0110-02195
3.5.4 Par QP0114-314056

3 Busca por Estruturas em Torno dos Pares de Quasares 35 4 Conclus~oes e perspectivas 57

A.1 A Constante m0 da Calibrac~ao61
A.1.1 Determinac~ao do Erro62
A.2 Calculo de m0 e seu Erro m063

A Fotometria Usando Estrelas Padr~ao 61

Lista de Figuras

2.1 Espectros do par QP0110-0219. Os quasares Q 0107-0235 e PB 6291 correspondem a

linha do MgII1
2.2 Espectros do par QP1310+00071
2.3 Espectros do par QP1355-003212
2.4 Espectros do par QP0114-314012
correc~ao por franjas16

Q 0107-025 A e Q 0107-025 B em Surdej et al. (1986). O pico em 5480 A corresponde a 2.5 (a) Imagem na banda z′ corrigida por bias e at- eld; (b) a mesma imagem depois da

Observa-se diversos objetos "problema" nas outras bandas2
2.7 miso vs. mab para o par QP0114-3140. Os objetos "problema" desaparecem23
2.8 mbest vs. mab para o par QP0114-3140. Os objetos "problema" reaparecem24

2.6 miso vs. mbest para o par QP0114-3140. Neste caso se usou a banda g’ para detec c~ao. 2.9 Completeza das amostras: logaritmo do n umero de objetos em fun c~ao da magnitude

menor que o pico das contagens25

total. Adotamos como magnitude limite na banda correspondente um valor ligeiramente

varios limites em FWHM26

2.10 CS como fun c~ao da magnitude miso na banda g0 para o par QP0114-3140, considerando

rando objetos com CS < 0.9. A linha no gra co indica FWHM = 1".1627
para a regi~ao ACS-GOODS (area total do campo = 0.04 deg2)31
2.13 Idem gura 2.12 para o par QP1355-003232
2.14 Idem gura 2.12 para o par QP0110-02193
2.15 Idem gura 2.12 para o par QP0114-3140 (area total do campo = 0.006 deg2)34

2.1 FWHM como fun c~ao da magnitude miso na banda g0 para o par QP014-3140, conside- 2.12 N umero de gal axias por unidade de area e magnitude. Os triangulos representam valores para o par QP1310+0007 ( area total do campo = 0.008 deg2) e os pent agonos os valores

3.1 Esquerda: espectro de uma gal axia el ptica de 15 Gyr (Poggianti 1997) em redshift 0.97.

a quebra em 4000 A cai na banda z036

Superpostos sobre o espectro est~ao as bandas fotom etricas do GMOS r0, i0 e z0. Direita: Cor (i0−z0) do espectro da esquerda como fun c~ao do redshift. O m aximo acontece quando i

3.2 Esquerda: distribui c~ao do erro em redshift fotom etrico, sendo o erro m edio de 0.16.

Direita: compara c~ao do redshift espectrosc opico e o fotom etrico obtido usando o K otimo correspondente ao erro m edio. As linhas pontilhadas representam os intervalos de 1 e 3 . 40 3.3 Distribui c~ao de redshifts fotom etricos para gal axias mais brilhantes que o limite de completeza. (a): Campo QP1310+0007 (i′ < 24:0), (b): Campo QP1355-0032 (g0 < 25:0), (c): Campo QP0110-0219 (i0 < 24:0), (d): Campo QP0114-3140 (g0 < 24:5). Em verde,

as regi~oes com z = zpar ± 0:1642

3.4 Excessode gal axiaspor grau quadradocom rela c~aoao HHDFN. (a): Campo QP1310+0007,

(b): Campo QP1355-0032, (c): Campo QP0110-0219, (d): Campo QP0114-3140. Em

verde, as regi~oes com z = zpar  0:164
representam galaxias com 0:6  i0 z0  1:0 e as estrelas representam os quasares50

magnitude; linhas tracejadas denotam o intervalo onde se espera encontrar uma seq uencia vermelha. Direita: distribui c~ao de gal axias projetada no plano do c eu. Os c rculos

representam galaxias com 0:6  i0 z0  1:0 e as estrelas representam os quasares50
1:0 e as estrelas representam os quasares51
representam galaxias com 0:6  i0 z0  1:0 e as estrelas representam os quasares51
(z  1:1)53

QP0110-0219 (z 0:9). As linhas tracejadas indicam o ajuste linear. As linhas de tracejado largo mostram o resultado de Blakeslee et al. (2006) para RX J0152.7-1357 (z 0:8) e as linhas pontilhadas o resultado de Mei et al. (2006) para RDCS J0910+5422 iv

3.10 Esquerda: Imagem do ROSAT em [0.2-2.0 keV] mostrando o campo em torno do par

que seria observada pela camara EPIC do XMM-Newton54

QP0110-0219. Direita: Imagem do GMOS na banda i’. O c rculo maior indica a regi~ao v

2.1 Caractersticas da amostra10
2.2 Observac~oes13
2.3 Filtros do GMOS N e S13
2.4 Seeing das imagens (arcsec)17
2.5 Fotometria para o par QP1310+000719
2.6 Fotometria para o par QP1355-003219
2.7 Fotometria para o par QP0110-021920
2.8 Fotometria para o par QP0114-314020
2.9 Magnitude da isofota limite (mag=arcsec2)21
2.10 Area total das imagens21
2.1 Coe cientes de absorc~ao25
2.12 Resultado com o Teste t-de Student: QP1310+000729
2.13 Resultado com o Teste t-de Student: QP1355-003229
2.14 Resultado com o Teste t-de Student: QP0110-021929
2.15 Resultado com o Teste t-de Student: QP0114-314030
2.16 Deslocamentos em magnitude30
3.1 Contagens43
3.2 Distancia projetada45
3.3 Riqueza usando criterio de Abell47
3.4 Riqueza com outros criterios47
3.5 Sequencia vermelha52
3.6 Sumario das propriedades de cada campo54
A.1 Calibrac~ao para o campo QP1310+000763
A.2 Calibrac~ao para o campo QP1355-003263
A.3 Calibrac~ao para o campo QP0110-021963
A.4 Calibrac~ao para o campo QP0114-314064
B.1 Catalogo do campo em torno do par QP1310+00076
B.1 Catalogo do campo em torno do par QP1310+000767
B.1 Catalogo do campo em torno do par QP1310+000768
B.2 Catalogo do campo em torno do par QP1355-003269

Lista de Tabelas vi

B.2 Catalogo do campo em torno do par QP1355-003271
B.2 Catalogo do campo em torno do par QP1355-003272
B.3 Catalogo do campo em torno do par QP0110-021973
B.3 Catalogo do campo em torno do par QP0110-021974
B.3 Catalogo do campo em torno do par QP0110-021975
B.4 Catalogo do campo em torno do par QP0114-314076
B.4 Catalogo do campo em torno do par QP0114-31407

Agradecimentos

Em primeiro lugar, agrade co ao meu orientador Prof. Laerte Sodr e Jr. por ter me apresentado o projeto inicial deste trabalho e pela sua contribui c~ao para o meu conhecimento e crescimento cient co.

Agrade co ao Prof. Leopoldo Infante pela ideia inicial do projeto. Agrade co ao Prof. Gast~ao Lima Neto pela sua contribui c~ao como meu relator e pela sua colabora c~ao nas observa c~oes em raios-X.

Agrade co ao Eduardo Cypriano pela colabora c~ao cont nua com meu trabalho. Agrade co a Profa. Claudia Mendes de Oliveira pelas in umeras dicas nos meus primeiros passos na redu c~ao de dados e na fotometra.

Agrade co ao Walter Santos Jr. por gentilmente me providenciar seu programa de redshift fotom etrico antes dele ser p ublico.

Agrade co ao sta do telesc opio Gemini, especialmente ao Prof. Max Abans, Rodrigo Carrasco e Bruno Castilho pelos in umeros e-mails trocados no per odo observacional do trabalho.

Agrade co ao Prof. Jorge Horvarth pela sua contribui c~ao como relator na fase inicial do meu trabalho.

Agrade co ao CNPq pelo nanciamento deste trabalho e das participa c~oes em congressos. Agrade co aos meus pais, irm~aos e irm~as por terem acreditado em mim mais uma vez, a minha av o por todo seu apoio e a Maria, minha sogra e amiga.

Finalmente, quero fazer um agradecimento especial a meu esposo, Luciano, pelo seu total apoio para que esta tese fosse poss vel e principalmente pelo seu amor.

viii

Resumo

O objetivo desta tese e identi car estruturas em grandes escalas em torno de pares de quasares em altos redshits. Em particular, estudamos as propriedades fotom etricas de quatro campos contendo os pares de quasares QP1310+0007, QP1355-0032, QP0110-0219 e QP0114-3140 em z ∼ 1. Esta amostra foi observada com os telesc opios Gemini N e S nas bandas g′, r0, i0 e z0 do GMOS sendo completa at e i0 24 ( i0 + 2). Como primeiro passo, estimamos os redshifts fotom etricos das gal axias com um m etodo emp rico que utiliza um algoritmo de regress~ao ponderada localmente. Com este m etodo, o erro em redshift resultou de 0:16 por gal axia. Portanto, analizamos um intervalo em redshift de zpar 0:16 e encontramos excessos de gal axias em todos os campos, sendo que em QP1310+0007, QP1355-0032 e QP0110-0219 a signi cancia desse excesso e maior que 3 . Nestes mesmos campos a distribui c~ao projetada de gal axias resultou mais concentrada do que numa distribui c~ao aleat oria. Com o crit erio de riqueza de Abell, tres dos nossos campos resultaram ricos (QP1355-0032, QP0110-0219 e QP0114-3140). Os campos em torno dos pares QP1310+0007 e QP0110-0219 apresentam um excesso de gal axias vermelhas (1.7 e 3.3 respectivamente) as quais e poss vel ajustar uma seq uencia vermelha no diagrama cor-magnitude. Estes mesmos campos apresentam uma distribui c~ao em forma aglutinada ou de lamento, respectivamente. QP0110-0219 foi detectado nos raios X pelo ROSAT. Nossa an alise sugere que QP1310+0007 e QP0110-0219 est~ao em ambientes de aglomerados ricos e que QP1355-0032 e QP0114-3140 podem estar em ambientes de aglomerados pobres, grupos ou na periferia de aglomerados ricos.

Abstract

The aim of this thesis is to identify high redshift large-scale structures around quasar pairs.

We have studied the fotometric properties of four elds around the quasar pairs QP1310+0007, QP1355-0032, QP0110-0219 and QP0114-3140 at z ∼ 1. This sample was observed with GMOS in Gemini N and S telescopes in the g′, r0, i0 and z0 bands, and our photometry is complete to a limiting magnitude of i0 24 ( i0 + 2). First, we have estimated the photometric redshifts of galaxies with an empirical method which use a locally weighted regression algorithm. With this method, the redshifts error is 0:16 per galaxy. Then, we have analysed the redshifts interval zpar 0:16, nding an excess of galaxies in all elds, and in QP1310+0007, QP1355-0032 and QP0110-0219 the signi cance of this excess is larger than 3 . In these same elds, the galaxy projected distribution results more concentrated than in a random one. With the Abell richness criteria, three of our elds resulted rich (QP1355-0032, QP0110-0219 e QP0114-3140). The elds around the pairs QP1310+0007 and QP0110-0219 show an excess of red galaxies (1.7 and 3.3 respectively), and it is possible to t a red sequence in the color-magnitude diagram. These elds show a cluster-like or lament-like distribution, respectively. QP0110-0219 has been detected in X-ray by ROSAT. Our analysis suggests that QP1310+0007 and QP0110-0219 are in rich clusters environments and that QP1355-0032 and QP0114-3140 could be in poor clusters, groups or in the neighborhood of a cluster.

A motiva c~ao principal deste trabalho e utilizar pares de quasares como indicadores de regi~oes de alta densidade, com o objetivo de encontrar aglomerados ou grupos de gal axias associados a eles. Assim, visamos contribuir para o estudo destes ambientes e para o conhecimento do universo em grande escala. Em particular, nos dedicaremos ao estudo fotom etrico de quatro campos contendo pares de quasares em redshift z ∼ 1.

1.1 Estruturas em Grandes Escalas

As estruturas em grandes escalas (como super-aglomerados, aglomerados e grupos de gal axias) tem sido estudadas de forma crescente desde o s eculo X, principalmente com a chegada dos grandes telesc opios. Estes possibilitaram observar objetos long nquos e portanto em v arias etapas de evolu c~ao. Desde ent~ao, as observa c~oes dessas estruturas, al em de permitir estudar suas propriedades intr nsecas e de evolu c~ao, tem contribu do para o desenvolvimento das teorias da forma c~ao e evolu c~ao do Universo e dos objetos que o constituem.

O estudo das estruturas distantes em grandes escalas permite por v nculos nos parametros cosmol ogicos. No modelo hier arquico as utua c~oes de densidades colapsam com escalas subgal acticas que se fundem para formar estruturas cada vez mais massivas. Neste cen ario, os aglomerados de gal axias s~ao as maiores estruturas em equil brio e, portanto, suas abundancias dependem fortemente dos parametros cosmol ogicos. A abundancia atual observada dos aglo- utua c~oes de massa numa escala de 8h−1Mpc, e m e o atual parametro cosmol ogico de densidade (Bahcall & Cen 1992). A observa c~ao da evolu c~ao da abundancia dos aglomerados com

1.2 Aglomerados e Grupos de Gal axias 2 se caracterizam por uma forma c~ao recente dos aglomerados massivos e espera-se uma baixa abundancia em redshifts maiores do que 0.5. Por outro lado, modelos com baixo m e alto σ8 predizem uma abundancia muito maior para redshift acima de 0.5. A existencia de aglomerados distantes massivos exclui um modelo com m = 1, onde se espera 10−2 aglomerados em 103deg2 em redshifts ∼ 0:5 (Bahcall et al. 1997). Neste sentido, encontrar um aglomerado em algum dos nossos campos seria mais uma evidencia a favor do modelo de baixa densidade.

A identi ca c~ao de estruturas em grandes escalas em alto redshift tamb em permite estudar as popula c~oes gal acticas nesses ambientes e, em particular, o efeito produzido por uma regi~ao de alta densidade sobre as propriedades e a evolu c~ao das gal axias. Neste assunto, encontra-se uma importante quest~ao em aberto sobre se as el pticas teriam se formado em redshift maior que 2 por um epis odio curto de forma c~ao estelar intensa seguido por evolu c~ao passiva (colapso monol tico, Eggen et al. 1962), ou se elas se formaram em z < 1 a partir de fus~oes de gal axias disco pr e-existentes (White & Frenk 1991). Apesar de que nos ultimos anos o segundo ponto de vista tem ganho popularidade, v arios exemplos na literatura de estudo da seq uencia vermelha favorecem o cen ario de colapso monol tico (Kodama et al. 1998; Mei et al. 2006) ou de dry mergers (eg. Van Dokkum 2005). J a as gal axias S0, no ambiente de aglomerados, podem ser explicadas pela forma c~ao a partir de mergers de espirais (Bekki 1998), ou pela perda de g as das espirais devido a intera c~oes de mar e ou intera c~oes com o meio intergal atico (Bicker et al. 2002). Assim, aglomerados e grupos de gal axias tem um importante papel no estudo dos efeitos do meio nas propriedades das gal axias.

1.2 Aglomerados e Grupos de Gal axias

A maioria das gal axias no universo se encontram associadas a pequenas estruturas ou grupos.

Apenas 10 % delas est~ao em estruturas ricas como os aglomerados. Ambos s~ao sistemas mais ou menos em equil brio, unidos pela for ca da gravidade, constitu dos por g as, gal axias e mat eria escura. As propriedades dos aglomerados s~ao uma extens~ao da dos grupos, n~ao havendo uma linha divis oria estrita entre aglomerados e grupos.

Em 1958 Abell de niu como aglomerado um conjunto de gal axias que continha ao menos

30 membros mais brilhantes que m3 + 2 num raio de 1:5h 1Mpc do centro (o raio de Abell), onde m3 representa a magnitude da terceira gal axia mais brilhante. A massa contida no raio de

1.3 Aglomerados e Grupos de Gal axias em Altos Redshifts 3

Abell e da ordem de 1015M (Bahcall 1999), sendo aproximadamente 5 % de gal axias, 10 % de g as e 85 % mat eria escura (B ohringer 1995). O g as no aglomerado emite radia c~ao t ermica em raios-X, sendo sua temperatura de aproximadamente 2 - 14 keV (Edge et al. 1990; Lima Neto et al. 2003; Govoni et al. 2004). Aglomerados com estas caracter sticas s~ao classi cados como ricos. Se o aglomerado cont em menos de 30 gal axias dentro do raio de Abell, dizemos que ele e pobre. Neste caso, a massa t pica e de 1013M (Dom nguez et al. 2002), da qual 5 % s~ao gal axias (Bahcall 1999) e a temperatura em raios-X e menor que 2 keV (Sun et al. 2003).

A popula c~ao de gal axias early-type (el pticas e S0) e dominante nos aglomerados. Nestes, as el pticas e as S0 predominam no centro e as gal axias late-type (espirais e irregulares) na periferia (Dressler 1980). Uma caracter stica interessante dos aglomerados ricos e que as gal axias el pticas s~ao numerosas e formam uma seq uencia vermelha no diagrama cor-magnitude (Kodama et al. 1997). J a as gal axias espirais e irregulares s~ao mais comuns em grupos (Sparke & Gallagher 2000).

1.3 Aglomerados e Grupos de Gal axias em Altos Redshifts

Na literatura existem numerosas discuss~oes sobre as propriedades de aglomerados e grupos em altos redshifts. Tais propriedades diferem das observadas em baixos redshifts j a que as grandes estruturas em altos redshifts s~ao objetos ainda em forma c~ao. Os v arios estudos das suas propriedades intr nsecas e a sua rela c~ao com o ambiente ainda n~ao s~ao su cientes para que seja formado um consenso sobre as propriedades da evolu c~ao destas estruturas. Por exemplo, se consideramos redshifts maiores que 0.9 temos aproximadamente 90 objetos classi cados como grupos de gal axias e 300 como aglomerados de gal axias, sendo que somente da ordem de 10 % destes grupos e 15 % dos aglomerados tem sido estudados (Nasa Extragalactic Database - NED).

Em geral, se observa que os aglomerados em altos redshifts apresentam dois tipos de popula c~oes de gal axias. Uma popula c~ao que evolui passivamente formada em redshift entre 2 e 5 e outra com forma c~ao estelar em redshifts menores que 1 (Andreon et al. 2004; Toft et al. 2004). A primeira est a formada em sua maioria por gal axias el pticas (Smith et al. 2005) e a segunda por gal axias late-type e early-type compactas (Homeier et al. 2005).

Ao contr ario do que acontece com aglomerados relaxados em z = 0, em altos redshifts se

1.3 Aglomerados e Grupos de Gal axias em Altos Redshifts 4 observa nestes objetos uma grande popula c~ao de espirais e poucas gal axias S0 (Bicker et al. 2002; Postman et al. 2005). Este fenomeno pode ser explicado pela transforma c~ao de gal axias espirais em S0 (Larson et al. 1980). Em 1984 Butcher & Oemler descobriram que a fra c~ao de gal axias azuis fracas nos aglomerados aumenta com o redshift (efeito Butcher-Oemler). Isso, somado ao fato de que o centro dos aglomerados e hostil para a forma c~ao estelar (Nakata et al. 2005), e que esta ultima decresce com a densidade (Mateus & Sodr e 2004) implica que tais gal axias est~ao "caindo"no aglomerado (Toft et al. 2004; Homeier et al. 2006b; Maughan et al. 2006), comportamento que j a tinha sido observado em aglomerados pr oximos (Sodr e et al. 1989). Neste contexto, a forma c~ao de S0 a partir de espirais pode ser explicada por perda de g as devido a mergers de espirais ou por intera c~ao com o meio intra-aglomerado (De Propris et al. 2003; Postman et al. 2005).

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