SISTEMA DE GALAXIAS 3 Parte

 ...Esta configuración deriva enun exceso de estructuras jerárquicas, es decir, sistemas compuestos por un par de partículas cercanas más una partícula ubicada a grandes distancias .En esto escenario,Ensen et al 1994, propone que la observación de sistemas jerárquicos se reduce signficativamente al considerar al triplete inmerso en un halo extenso de materia oscura. Zheng et,al 1993, tiene  en cuenta la fricción dinámica al modelar las galaxias ,considerar el triplete como un estado temporal en la evolución dinámica de una configuración particular de sistemas conocida como tripletes extensos , fue analizado por Chechen et al 2001.Las galaxias miembro de estos sistemas se encuentran separadas entre estas distancias que pueden superar 1 Mpc. Estos autores encuentran que estos tripletes extensos son configuraciones que corresponden a sistemas en proceso de colapso gravitatorio y que poseen  un contenido de materia oscura que es entre 15-30 veces mayor al contenido de materia bariónica del sistema. Accues -2001- propone un modelo de sistema triple en el que las galaxias ya no son masas puntuales sino que son consideradas esferas de plummer. En este escenario los tripletes....compactos son casos extremos de sistemas de tres galaxias que comenzaron en una configuración difusa, que han alcanzado su configuración dinámica a través de un proceso de colapso gravitacional sin sufrir fusiones mayores y que se encuentran en estado cercano al equilibrio virial .Por otro lado, los tripletes extensos son sistemas que están a punto de sufrir un colapso gravitacional. En este análisis la presencia de un halo primordial masivo de materia oscura no es requisito para explicar la evolución dinamica de sistemas triplesde galaxias. Sin embargo, este autor propone que es necesario analizar la evolución dinámica de sistemas triples de galaxias en un escenario cosmológico de manera de poder trazar la historia de halos de materia oscura que conforman el sistema .Observaciones en rayos X favorecerían la hipótesis de un halo común de materia oscura en sistemas triples. Algunos estudios han detectado emisión extendida en rayos X para sistemas triples (Murcosn en al2003), sin embargo la mayoría de los sistemas observados pertenecen al catálogo de grupos compactos de Hicson (Hykson,1982) y no a un estudio sistemático de la emisión en rayos X de tripletes de galaxias. Por este motivo los resultados deben considerarse como preliminares y no es posible hacer un análisis estadístico de la emisión en X de sistemas triples de galaxias, ni estudiar  la correlación de la emisión difusa en rayos X con el halo de materia oscura que contiene al sistema., En la referente a las propiedades de galaxias miembro de sistemas triples, estudios realizados por algunos autores (Karacheteus et al 1979 -Toledo eg al 2011) sugieren que los tripletes están dominados por galaxias de tipo morfológico eslpiral con una alto fracción de galaxias que poseen signos de interacción sin embargo, hasta el  momento no se han realizado un estudio estadístico detallado de galaxias en tripletes .Esto es consecuencia de que no existe en la actualidad un catálogo de sistemas triples obtenido desde una muestra homogénea de galaxias, completa y limitada en volumen. La figura 1.3. muestra ejemmplos de tipletes de galaxias compactos y extensos. 

PARES DE GALAXIAS.1.1.4

Las interacciones y fusiones entre galaxias juegan un rol importante en la evolución de galaxias individuales y de la población galáctica .Los medios densos son los escenarios predilectos para identificar galaxias en interacción. Sin embargo, debe considerarse que para un encuentro entre galaxias sea afectivo la velocidad relativa entre las mismas debe ser baja. Por este motivo los cúmulos de galaxias a pesar de ser sistemas que pueden contener miles de galaxias, no favorecen las fusiones debido a que su dispersión de velocidades es del orden de 1000 kms por segundo negativos . Por este motivo son grupos compactos y pares de galaxias son los sistemas predilectos para el desarrollo de fusiones galácticas son los sistemas (ya que las galaxias son los sistemas para el) ya que las galaxias que los conforman se encuentran a distancias similares de sus tamaños desde las distancias y la dispersión de velocidades del sistema en bajas. La dinámica de la interacción entre dos galaxias estructurada utilizando  genera perturbaciones en las galaxias tales como colas tidales y puentes de marea. En algunos casos las interacciones pueden terminar en fusiones dependiendo de la velocidad relativa orientación y masa de las galaxias involucradas, si las galaxias interactuantes son las masas similares, entonces el resultado de la interacción puede ser una galaxia elíptica de gran masa.Si la fusión o curva entre una galaxia masiva y otra de baja masa, la galaxia mayor permanece practicamente inalterado. Los pares de galaxias aisladas han  sido foco de estudio de diversos autores de la literatura. Karchanchian (1972) compiló un catálogo de pares islados con instancias proyectadas cataclismicas entre 50-100 Kpc,utilizando datos  2D del Palomar Astonomy Sky Survey (Possi.-possi) y considerando galaxias con magnitudes en lo virial más brillantes que 157 .Con la llegada de los grandes relevamientos de galaxias con mediciones de rendshift  espectral optico, los métodos de indentificación de pares en 3D utilizan como regla y las fracciones en instancia proyectadas (sp) y diferencia de velocidad radial delta v ...entre galaxias..Los valores que se elijan parza la identificación de parees dewben estar relacionados con sign os de interacción en las galaxias que sufren el encuentro. Por ejemplo ambas  utilizan el catálogo "ddf" para identificar pares de galaxias considerando rp menor 100 h menos uno kpc y delta v menor 350 km segundo negativos  Sin embargo estos autores encontraron que la formación estelar de las galaxias involucradas se incremento en relación a una muestra central de galaxias aisladas para pares seleccionadas considerando p menor a 25  kpc  a d menor a 100 km segundo negativos este fenómeno puede considerarse sobre las galaxias en estos pares es que directo el espectro , el gas de las galaxias sufre procesos  como ondas de energía y compresión, dejando nubes que pueden enfriarse y formar nuevas generaciones de estrellas. La figura 1.4 muestra imágenes de clas tidales en galaxias interactuantes y de una fusión entre galaxias de similar masa...

OBJETIVOS Y METODOLOGÍA

Sistemas como cúmulos de galaxias,grupos difusos, grupos compactos y pares de galaxia han sido foco de estudio de numerosos artículos en la literatura . Sin embargo, el estudio de los sistemas triples de galaxias y de  las propiedades de las galaxias que los componen no se ha desarrollado,extensamente hasta la actualidad. La mayoria de los trabajos se enfocan en el aspecto dinámico de este tipo de sistemas a través del desarrollo de simulaciones numéricas. También se han analizado las propiedades globales que describen a los tripletes tales como la masa virial del sistema.y la relación masa-luminosidad .En los referente a las galaxias miembro se han hecho énfasis en la clasificación morfológica de las mismas y en el análisis de la fracción de estos tipos morfológicos. Los sistemas más estudiados son los tripletes compactos obtenidos por el equipo de Korannchiseld  Karacheacua,el catálogo original Fue año 1979 utilizando los datos de "polonasky diveg " (SDSS) .Por este motivo diversas preguntas referidas a estos sistemas aún se encuentran abiertas. Por ejemplo ¿existe una población homogénea de sistemas triples de galaxias?. de ser asi, ¿como son las propiedades de las galaxias que los componen? ¿El triplete puede considerarse como un par de galaxias más una galaxia extra, o sus propiedades son similares a grupos de galaxias? ¿Puede analizarse la evolución del sistema con el redshift= , El presente trabajo  pretende dar respuesta del fin se plantean los siguientes objetivos y metodologías de trabajo. 

OBJETIVO 1. Obtener un catálogo de sistemas triples derivado desde una muestra que se completa y limitada en volumen .Esto es esencial para analizar las propiedades de las galaxias que habitan los tripletes y poder realizar un estudio de estos sistemas y sus galaxias miembro. 

METODOLOGÍA. Para este fin se utilizaron datos obtenidos desde eñ séptimo relevamiento del SDSS (SDSS,DR7) Se considerarán galaxias como también de redshift espectroscópico asi como también galaxias con redshift fotométricos obtenidos desde el catálogo de O Mill est 2011.El algoritmo de identificación de sistemas se basará en la selección de galaxias cercanas en diferencias de velocidad radial y sistermas proyectada en el cielo. Se utilizarán catálogos sintéticos para determinar la contaminación y completitud del catálogo obtenido a través de este algoritmo. Con el propósito de seleccionar tripletes aislados se impulso un criterio de aislamiento eficiente de manera de garantizar que estos sistemas se encuentran en estructuras mayores que pueden influir la dinámica del triplete asi como las propiedades de las galaxias miembro. 

OBJETIVO 2 Realizar una caracterización de los sistemas triples a través del estudio de las propiedades dinámicas y de configuración. 

METODOLOGÍA. Su estimación propiedades tales comno proporciones proyectadas de los sistemas, dispersión,de velocidades, compacticidad con un FWHM de aproximadamente 1 segundode arco,para fuentes puntuales del hemisferio norte galáctico , utilizando el sistema fotométrico Ugriz.

Obtener imagen CCD de una franja cercana al ecuador galáctico correspondiente aproximadamente 200 grados cuaddrados.

Obtener espectros para un conjunto de galaxias y guardas seleccionadas convenientemente de base al catálogo fotométrico.

Proveer los datos a la comunidad científica para el estudio detallado de la distribución en gran escala de galaxias y guasars de la funición de luminosidad de quasar con O menor a menor a 5 y para realizar identificación y análisis de cúmulos de galaxias. 

El SDSS es un proyecto conjunto del Fermilab, el Instituto de Advance Study , el Japan Propitoen Group , el Instituto de Astronomía Max Planck , el United State Naval Observatory y las universidades de Chicago,Pincenton Whashington .Las observaciones se realizan con un telescopio de 2.5 m ubicado en el Apache Point Observatory (Nueva Méjico) cuenta con una cámara CCD de 142 Mega pixeles que cubre 15 grados cuadrados de cielo en una sola imagen .Además, posee dos espectrografos que, usando fibra óptica pueden medir hasta 600 espectros de forma  simultánea Durante su primer fase de operación (SDSS O años 2000 a 2005) EL SDSS mapeó más de  8000 grados cuadrados del cielo y obtuvo espectros de galaxias y quasares seleccionados desde 5.700 grados cuadrados del catálogo fotométrico.Finalizada esta primer fase, la colaboración del SDSS se expandió incluyendo más de 25 instituciones y un nuevo soporte financiero. En esta segunda etapa del (survey SDSS II AÑOS,2005-2008) se realizaron tres proyectos fundamentales. 

SLOAN LEGACY SURVEY  Se completó las metas originales del mapeo fotométrico y espectroscopico del SDSS .La base de datos final incluye 230 millones de objetos celestes detectados en 8400 grados cuadrados de imágenes y espectros de 930.000 galaxias , 120.000 quasares y 225.000 estrellas. 

SEGUE (Slogan Extension Concten Undstanding and Exploration son dos de las estructuras e historia de la Vía Láctea, con nuevos imágenes de 3500 grados cuadrados y espectros de 240.000 estrellas. 

EL SLOAN SUPERNOVA SURVEY  llevó a cabo repetición en las imágenes de 300 grados cuadrados de la banda ecuatorial del sur con la finalidad de descubrir y medir supernovas y otros objetos variables. Se han descubierto aproximadamente 500 supernovas tipo Ia, confirmadas espectroscópicamente que se están utilizando para determinar la historia de la aceleración de la expansión cósmica durante los últimos cuatro miles de millones de años.El SDSS II completó los objetivos originales del proyecto obteniendo imágenes profundas multicolor que cubren más de 120 grados cuadrados. El conjunto de datos final, también incluye espectros de 930.000 galaxias 120.000 quasares y 460.000 estrellas Los dato,totalmente seleccionados por su calidad y accesible a través de bases de datos eficientes,han sido puestos a disposición de la comunidad astronómica cada aproximadamente 14 meses y constituyen lo que se denomina Data Release. Durante los 8 años de funcionamiento se han liberado 7 versiones siendo el SDSS DR7 la versión final que contiene la información acumulada durante todo  el período operativo.Actualmente el SDSS continúa con una tercera etapa el SDSS III. Este proyecto  pretende obtener cuatro nuevos catálogos que basados en intereses científicos diferentes (Boss,Secce II , Apogee y Maruels) utilizando las instalaciones del SDSS, Soss IV, comenzó las observaciones en julio de 2008,liberando el Dr 7 en enero, de 2011 y DR9 en agosto de 2012. Se prevé que el proyecto siga operativo hasta el año 2014. 

2.1,1, EL SDSS DR 7

En este trabajo se utilizaron datos fotométricos y espectroscópicos del SDSS DR 7 La Tabla 2.1. listda las principales caracteristicas de este catálogo y la figura 2.1 muestra la cobertura espacial, en coordenadas ecuatoriales celestes, de los catálogos espectroscópicos y fotométricos de los proyectos legancy y Segue. En este trabajo los datos han sido extraídos desde el catálogo Archive Servee (Cas) que proporciona acceso a los catálogos de objetos e información relacionada, del Sloan Digital Sky Survey (SDSS) Es un complemento  de la Archive Server (DAS) ,el cual,permite a los usuarios descargar imágenes en bruto (Fits) y espectros del catálogo. El catálogo de datos del SDSS se almacena en un sistema comercial de gestión de bases de datos relaciona (DBMS)de microsoft Sel Survey .Por consiguiente , los datos  se organizan en diversas tablas de dos dimensiones .Las tablas y las relaciones que existen entre ellas se conocen como esquema,la figura 2.2. muestra un diagrama del esquema del SDSS DR 7 . Existen 3 tipos diferentes de datos en las tablas : datos fotométricos en las tablas del grupo photo, datos espectroscopicos y de tiling, en las tablas espectro e información adicional en las tablas meta.Algunas tablas fueron creadas especificamente por conveniencia, como por ejemplo  la tabla Speefhotos AII que une información pos computada de campos importantes de las tablas photo all y SPECONG aall.La información de las tablas es accesible también a través de las vastas una vista es un subconjunto de una tabla especifica que se puede utilizar en lugar de la tabla,en este sentido cumple la función de una tabla virtua.Utilizar las vistas es, generalmente,más rápido que emplear la tabla base, ya que solo se carga un subconjunto de los objetos.