Conexões da Teia Cósmica: vinculando propriedades de aglomerados e filamentos de galáxias

• Ano de defesa: 2019
• Autor(a) principal: Coco, Natália Crepaldi Del
• Tipo de documento: Dissertação
• Tipo de acesso: Acesso aberto
• Idioma: por
• Instituição de defesa: Biblioteca Digitais de Teses e Dissertações da USP
• Palavras-chave em Português: Aglomerados de galáxias; Cosmic web; Estrutura em larga-escala; Filamentos; Filaments; Galaxy clusters; Large-scale structure; Raios-X; Teia cósmica; X-rays
• Link de acesso: https://www.teses.usp.br/teses/disponiveis/14/14131/tde-18102021-155445/

Em grandes escalas, a matéria no Universo se organiza numa estrutura que se assemelha às teias de aranha, na qual aglomerados de galáxias se conectam por filamentos, os quais circundam regiões quase vazias. A relação destes ambientes e seus efeitos sobre objetos de menor escalas têm sido amplamente discutida nos últimos anos, levando a cenários divergentes. O objetivo deste trabalho é buscar por correlações entre os componentes da distribuição de matéria em escalas de dezenas de Mpc. Especificamente, estudamos as propriedades de aglomerados de galáxias (AG) e da estrutura filamentar ao seu redor, e como elas se relacionam. As características dos aglomerados foram obtidas pela emissão em raios-X do plasma intra-aglomerado. A partir de dados públicos do satélite XMM-Newton derivou-se aspectos como temperatura, massa e estado dinâmico de 14 AGs no intervalo 0,14<z<0,35. A estrutura filamentar ao redor de cada AG foi estudada pela distribuição de galáxias em regiões cilíndricas de raio 35 h^-1Mpc e espessura Delta_z = 0,16, oriunda do SDSS DR14. Em cada campo, aplicamos o algoritmo Cosmic Web Reconstruction para determinar o esqueleto cósmico. O Filamento Principal (FP) foi identificado como aquele cruzando um dos AGs estudados em raios-X. Todas as galáxias mais próximas que 1,5 Mpc desses esqueletos filamentares foram consideradas como membros das estruturas. Analisamos as propriedades dos FPs como cor, comprimento e densidade relativa. Os resultados mostram que filamentos possuem índice de cor (g-i) similares, sem gradiente em direção ao eixo filamentar, apesar da estrutura se tornar mais densa em seu centro. Essas informações acordam com Darvish et. al (2015), que defende que a relação cor-densidade não é relevante nesse tipo de ambiente. Por outro lado, há uma tendência ao avermelhamento na direção do aglomerado mais próximo, apesar de não possuir mudança expressiva na densidade relativa. Além disso, observamos que aglomerados não cool-core mais massivos são mais vermelhos se comparados à cor de seu FP. Ambos resultados indicam que galáxias vermelhas caem mais rapidamente rumo ao AG mais próximo do que as com formação estelar, como proposto por Sarron et.al (2019). Ademais, verificamos que aglomerados de maior massa residem em filamentos menores e menos densos, sugerindo um sistema coevolutivo no qual um filamento menor representa uma estrutura mais colapsada em direção ao aglomerado, tornando o AG mais massivo devido ao fluxo de matéria e reduzindo a densidade filamentar. O próximo passo é avaliar outros componentes como os conteúdos de gás e matéria escura na teia cósmica, os quais proverão novas informações sobre como as maiores estruturas do Universo evoluem e se relacionam.