Galaxy morphology in different environments

Abstract

The present thesis is examining a few open topics of galaxy evolution due to their environment, based on the analysis of galaxy morphology using imagery in optical and near-IR wavelengths. Our study was focused on two distinct samples, and it is thus divided in two parts. The first part deals with the morphological classification of 89 luminous infrared galaxies (LIRGs), systems with total infrared emission brighter than 1011 L⊙, of the Great Observatories All-sky LIRG Survey (GOALS) sample, that have been imaged with the Hubble Space Telescope. GOALS is a complete subset of the IRAS Revised Bright Galaxy Sample (RBGS) and consists of 202 systems in the local Universe (z < 0.09). The activity in LIRGs is largely interaction triggered, with the progenitors observed to be gas-rich disk galaxies involved in primarily minor interactions (at the low luminosity end) or major merger events (at luminosities over 1012 L⊙: ULIRGs). These interactions drive inflows of gas which give rise to both intense nuclear star formation (with star formation rates, SFR ∼ 10 - 200 M⊙/yr) and Active Galactic Nuclei (AGN) activity. As such, LIRGs are ideal for studying star formation in extreme environments and the interplay between star formation and AGN. At the high LIR end, LIRGs represent the brief (∼ several 108 years) but energetic transformation of normal disk galaxies into elliptical and S0 galaxies. Improving our understanding on of these systems will be critical for similar studies of starbursts in cosmologically distant LIRGs which comprise the bulk of the IR energy density at z > 0.5. We used automatically calculated non-parametric coefficients (Gini and M20; the second order of light surface density) to quantify their morphology in the optical (B- and I-band) as well as in the infrared (H-band and 5.8μm). We explored the morphology of (U)LIRGs as a function of stellar mass (M⋆), infrared luminosity (LIR), star formation rate (SFR) and dust temperature (Tdust). We find that M20 is a better morphological tracer than Gini, as it allows us to distinguish systems that were formed by double systems from isolated and post-merger LIRGs. Our multi-wavelength analysis allows us to identify a region in the Gini-M20 parameter space where ongoing mergers reside, regardless of the band used. This particular region is best defined in the H-band, with minimal contamination from LIRGs in other stages. Exploring the distribution of our galaxies on the specific SFR (sSFR)-M20 plane, we also find a spatial decoupling between obscured and unobscured star formation. The sSFR is positively correlated with M20 when measured in the mid-infrared (star-bursting galaxies display more compact emission) while it is anti-correlated with the B-band- measured M20. This has important implications for high redshift surveys of dusty sources, where sizes of galaxies are routinely measured in the rest-frame ultraviolet. In the second part of the thesis, we focus on the analysis of optical and near NIR observations of over 1000 galaxies in 9 clusters, selected from WIde-field Nearby Galaxy- cluster Survey (WINGS), a wide field multi-wavelength imaging and spectroscopic survey of 77 nearby galaxy clusters. We calculated the structural parameters (magnitudes, effective radius (Re), Sersic index (n), axis ratio and position angle) using the state of the art software GALAPAGOSII to examine how galaxy structure varies as a function of wavelength and environment, by comparing with similar field galaxies. We simultaneously fit single-Sersic functions on three optical (u, B and V) and two near-infrared (J and K) bands thus creating a wavelength- dependent model of each galaxy. We find that the light profiles of cluster galaxies do not substantially change (nearly constant Sersic index) with wavelength while Re decreases across all bands for all morphological types. The environment (as measured by the projected local density and distance from the clusters center) does not substantially affect the values of structural parameters (n and Re) for galaxies that are located in regions smaller than 0.64×R200 (close to the cluster center). Our results clearly show that brighter cluster galaxies are more concentrated and compact (display high n values and smaller Re values). Moreover, the light profile (N) and size (R) parameters of bright cluster and non-cluster galaxies are distinctly different as a function of wavelength.

Στη παρούσα διπλωματική εργασία εξετάσαμε μερικά ανοικτά θέματα της εξέλιξης των γαλαξιών τα οποία οφείλονται στο γειτονικό τους περιβάλλον, κι είναι βασισμένα στην ανάλυση της μορφολογίας τους. Στη μελέτη χρησιμοποιήσαμε εικόνες σε οπτικά και υπέρυθρα μύκη κύματος κι επικεντρώθηκαμε σε δύο διακριτά δείγματα γαλαξιών. Κατά συνέπεια, η μελέτη είναι διαιρεμένη σε δύο τμήματα.Το πρώτο τμήμα ασχολείται με τη μορφολογική ταξινόμηση 89 φωτεινών υπέρυθρων γαλαξιών (Luminous Infrared Galaxies: LIRGs, συστήματα με συνολική υπέρυθρη εκπομπή ακτινοβολίας μεγαλύτερη από 1011 L⊙), οι οποίοι προέρχονται από το δείγμα GOALS (Great Observatories All Sky LIRG Survey), κι έχουν απεικονιστεί με το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble. Το GOALS είναι ένα πλήρες υποσύνολο του RBGS (Revised Bright Galaxy Sample) ενός δείγματος φωτεινών γαλαξιών οι οποίοι παρατηρήθηκαν από το υπέρυθρο τηλεσκόπιο IRAS, και αποτελείται από 202 συστήματα στο τοπικό σύμπαν (ερυθρομετατόπιση ≤ 0.09). Η δραστηριότητα των LIRGs σχετίζεται με αλληλεπιδράσεις πλούσιων σε αέριο δισκοειδών γαλαξιών, είτε με μικρούς γειτονικούς γαλαξίες, είτε με άλλους μεγάλους δισκοειδείς με τους οποίους τελικά συγχωνεύονται, δημιουργώντας στην πορεία συστήματα με φωτεινότητες άνω των 10 12 L⊙, τους Ultra Luminous Infrared Galaxies: ULIRGs.Αυτές οι αλληλεπιδράσεις οδηγούν το αέριο προς το κέντρο του συστήματος παράγοντας τεράστια ενέργεια στα κεντρικά σημεία είτε με σχηματισμό νέων αστέρων με μεγάλους ρυθμούς (∼ 10 − 200 M⊙ / έτος) είτε με πρόσπτωση ύλης σεέναν ενεργό γαλαξιακό πυρήνα ActiveGalacticNucleus (AGN). Για τους παραπάνω λόγους, οι LIRGs είναι ιδανικοί για τη μελέτη φαινομένων που σχετίζονται με σχηματισμό νέων αστεριών. Επιπλέον, στο μακρινό Σύμπαν οι LIRGs αντιπρο- σωπεύουν το σύντομο (∼ μερικά 108 έτη) αλλά ενεργητικά σημαντικό μετασχηματισμό των κανονικών γαλαξιών σε ελλειπτικούς και φακοειδείς (S0) γαλαξίες. Η βελτίωση της κατανόησης των κοντινών αυτών συστημάτων ειναι καθοριστική για παρόμοιες μελέτες σε απομακρυσμένους LIRGs οι οποίοι είναι υπεύθυνοι για το μεγαλύτερο ποσοστό της πυκνότητας ενέργειας στο υπέρυθρο φως για z > 0.5.Στο δείγμα GOALS υπολογίσαμε αυτόματα μη-παραμετρικούς συντελεστές (Gini και M20: τη δεύτερη τάξη επιφανειακής πυκνότητας φωτός) ώστε ναποσοτικοποιήσουμε τη μορφολογία τους στο οπτικό (B και I φίλτρο) καθώς και στο υπέρυθρο (H και 5,8 μm). Διερευνήσαμε τη μορφολογία των (U)LIRG ωςσυνάρτηση της αστρικής μάζας (M⋆), της υπέρυθρης φωτεινότητας (LIR), του ρυθμού σχηματισμού αστεριών (SFR) και της θερμοκρασίας της σκόνης (Tdust) και βρήκαμε ότι η M20 είναι πιο αξιόπιστος μορφολογικός δείκτης απο το Gini, καθώςμας επιτρέπει να διακρίνουμε απομονωμένα συστήματα από αλληλεπιδρώντα ή υπολείμματα συγχώνευσης γαλαξιών. Η ανάλυση σε πολλαπλά μήκη κύματος μαςεπιτρέπει να εντοπίσουμε μια περιοχή στο παραμετρικό χώρο Gini - M20 όπου βρίσκονται αλληλεπιδρώντες γαλαξίες. Αυτή η συγκεκριμένη περιοχή καθορίζεταικαλύτερα στο φίλτρο Η. Διερευνώντας τη κατανομή των γαλαξιών στο χώρο sSFR (ειδικός ρυθμός σχηματισμού αστεριών) - M20, βρίσκουμε επίσης ένα παραμετρικόδιαχωρισμό μεταξύ κρυμμένου και εμφανούς, στο οπτικό, σχηματισμού νέων αστεριών. Το sSFR συσχετίζεται θετικά με την M20 όταν υπολογίζεται στη μέσηυπέρυθρη ακτινοβολία (οι γαλαξίες με πιο έντονο σχηματισμό αστέρων εμφανίζουν πιο συμπαγή εκπομπή), ενώ αντισταθμίζονται με την M20 όταν ο υπολογισμόςγίνεται στο φίλτρο Β. Αυτό έχει σημαντικές συνέπειες για αντίστοιχες μελέτες σε μακρινούς γαλαξίες με σκόνη, όπου οι παρατηρήσεις, λόγω ερυθρομετατόπισης, γίνονται σε υπεριώδη μήκη κύματος.Στο δεύτερο μέρος της εργασίας, εστιάσαμε στην ανάλυση, σε οπτικό και κοντινόυπέρυθρο φως, περισσότερων από 1000 γαλαξιών σε 9 σμήνη, επιλεγμένους από τοWide−field Nearby Galaxy−cluster Survey (WINGS). Το WINGS αποτελεί μιαμελέτη μεγάλου πεδίου με φωτομετρική απεικόνιση σε πολλά μηκή κύματος καιφασματοσκοπικής ανάλυσης 77 κοντινών σμηνών γαλαξιών. Υπολογίσαμε μια σειρά από βασικές παραμέτρους (φαινόμενο μέγεθος, πραγματική ακτίνα (Re), δείκτη Sersic (n), άξονα αναλογίας και γωνία θέσης) χρησιμοποιώντας το υπερσύγχρονο λογισμικό GALAPAGOSII ώστε να εξετάσουμε την μεταβολή της μορφολογίας των γαλαξιών που βρισκονται σε σμήνη ως συνάρτηση του μήκους κύματος και του περιβάλλοντος και να τους συγκρίνουμε με γαλαξίες που ειναι απομονωμένοι. Το πλεονέκτημα της συγκεκριμένης μεθόδου είναι οτι μπορούμε να δημιουργήσουμε ταυτόχρονα μοντέλα σε τρία οπτικά (u, B και V ) και δύο υπέρυθρα μήκη κύματος (J και K), μελετώντας με έναν αυτοσυνεπή τρόπο την εκπομπή ακτινοβολίας απο τους γαλαξιες αυτούς. Διαπιστώνουμε ότι δεν υπάρχει σημαντική μεταβολή στα μοντέλα με το μήκος κύματος (ο δείκτης Sersic παραμένει σχεδόν σταθερός) ενώ η ακτίνα (Re) μειώνεται καθώς το μήκος κύματος αυξάνεται για όλους τους μορφολογικούς τύπους γαλαξιών. Το περιβάλλον (όπως υπολογίζεται από την προβαλλόμενη τοπική επιφανειακή πυκνότητα, Σ10, και την απόσταση από το κέντρο των σμηνών) δεν επηρεάζει ουσιαστικά τις τιμές των δομικών παραμέτρων (n και Re) για τους γαλαξίες που βρίσκονται σε περιοχές με ακτίνα μικρότερη από 0.64 × R200 (κοντά στο κέντρο των σμηνών). Τα αποτελέσματά μας δείχνουν σαφώς ότι οι πιο φωτεινοί γαλαξίες σμήνους έχουν το φως τους συγκεντρωμένο στο κέντρο τους και είναι πιο συμπαγείς (εμφανίζουν υψηλές τιμές n και μικρότερη Re). Επιπλέον, οι παράμετροι φωτός (N) και μεγέθους (R) των φωτεινών γαλαξιών που βρίσκονται σε σμήνη διαφέρουν αρκετά ως συνάρτηση του μήκους κύματος από αντίστοιχα φωτεινούς αλλά απομονωμένους γαλαξίες.