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Classificação de galáxias de tipo precoce
em aglomerados usando dados no óptico
e no ultravioleta
Monyke Hellen dos Santos Fonsêca
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1.
Galáxias
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“Sistemas dinamicamente ligados
que consistem de halos de matéria escura contendo gás, poeira e uma
estrutura estelar.
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✘ Halos de matéria escura✘ Gás ✘ Poeira✘ Estrutura estelar✘ Objetos antigos✘ Podem ser agrupadas em diferentes tipos
galáxias!
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Classificações
Alguns esquemas...
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Esquema de Hubble
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Como você classificaria essas galáxias?
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Shapley e Paraskevopoulos (1940): introduziram a classe Sd no esquema de Hubble, criando a seguinte sequência de classificação para espirais:
✘ Sa → Sb → Sc → Sd → Irr, e da mesma forma para as espirais barradas.
Holmberg (1958) subdividiu ainda mais esta sequência levando em
conta a cor das galáxias:
✘ Sa → Sb − → Sb + → Sc − → Sc +
Variação gradual do vermelho pro azul:
✘ E → Sa → Sb − → Sb + → Sc − → Sc + → Irr
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Esquema de de Vaucouleurs
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de Vaucouleurs introduziu um novo parâmetro numérico, chamado tipo “T”
✘ O parâmetro T varia de T = −6, para objetos elıpticos compactos (cE), a T = 10, objetos irregulares magelânicos (Im);
✘ As formas A e B não diferem significativamente em cores;
✘ r e s ocorrem em frequências semelhantes entre as espirais do tipo precoce;
✘ forma s ocorre com muito mais freqüência do que a r nas espirais do tipo tardio.
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Esquema de Morgan (Sistema Yerkes)
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✘ se baseia na concentração de luz em seus centros e em suas caracterısticas espectrais
✘ a → af → f → fg → g → gk → k
✘ a: grupo de galáxias com pouca ou nenhuma concentração central de luz
✘ k: grupo de galáxias com alta concentração de luz no centro > populações estelares mais antigas > E ou S0
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Esquema de Van den Berg
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Esquema de Cappelari
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Galaxy Zoo
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você!
❏ voluntários classificam galáxias em imagens obtidas na base de dados do Sloan Digital Sky Survey (SDSS)
❏ mais de 50 milhões de classificações foram recebidas pelo projeto durante seu 1º ano
❏ problema: ruıdo > variações entre os voluntários
❏ necessidade de automatizar o processo de classificação
❏ análise de imagens, compressão e anipulação de dados, machine learning, e deep learning.
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Galáxias de Tipo Precoce - E e S0
✘ forma esférica ou elipsoidal✘ não têm estrutura espiral✘ pouco gás✘ pouca poeira✘ poucas estrelas jovens✘ Hubble subdividiu as elıpticas em
classes de E0 a E7✘ gigantes, compactas, anãs✘ massa: 10 7 a 10 12 Msol
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NGC 4621
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Como se
formam as
galáxias
elípticas?
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Colapso monolítico
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Colapso monolítico
✘ são resultado de um único surto violento de formação estelar em alto redshift (possivelmente z > 3) e evoluıram de forma quiescente desde então;
✘ Durante o surto de formação estelar, as estrelas formadas evoluem e as mais massivas enriquecem o meio interestelar com os produtos das supernovas, principalmente as SNe de tipo II, que surgem do colapso do núcleo de estrelas massivas;
✘ Se o potencial gravitacional da galáxia é forte o suficiente para reter esse gás ejetado pelas SNe, ele cairá em direção às regiões centrais;
✘ o modelo também explicaria a relação massa-metalicidade, Mg 2 − σ.
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Colapso monolítico: problemas
✘ Observações de elıpticas próximas mostram uma grande variedade de peculiaridades morfológicas e cinemáticas (como núcleos contra-rotativos e pequenos discos gasosos);
✘ Ocorrência de formação estelar no passado recente;✘ Sugestão: elıpticas poderiam ser formadas por fusões
e/ou acréscimo de unidades menores em uma escala de tempo comparável ao tempo de Hubble.
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ΛCDM✘ Modelo prevê que o cenário de
formação de estruturas ocorre de acordo com o modelo hierárquico;
✘ o sucesso do modelo hierárquico deve-se principalmente às conquistas obtidas na modelagem de estruturas gravitacionais em grande escala como a de grupos e aglomerados de galáxias.
✘ Em escala menor muitas vezes entra em conflito com os dados observacionais modernos.
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Galáxias lenticulares
✘ bojo✘ disco✘ sem padrões espirais✘ pouca formação estelar✘ densidade numérica aumentou em
aglomerados e grupos desde z ∼ 1 ornando-se numericamente dominante na época atual para objetos com L ∼ L ∗
✘ acredita-se que as S0 se originam das espirais através de mecanismos que removeram seu gás e encerraram a TFE em seus discos
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Como se formam
as galáxias
lenticulares?
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NGC 4866
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Modelo hierárquico
✘ A evolução das galáxias do tipo tardio para as do tipo precoce tem sido essencialmente fusões de galáxias, principalmente por meio de encontros maiores (razões de massa de 1:1 a 4:1) no caso de sistemas massivos
✘ S + S = S0 ou E✘ fusões violentas > discos não ordenados como os das S0✘ espera-se que os remanescentes exibam traços significativos de sua
origem.
Logo, muitos outros processos foram propostos para explicar como as espirais podem se transformar em lenticulares...
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Remoção de gás em aglomerados: efeitos ambientais
Massa intermediária a baixa:✘ pressão de arraste✘ assédio galáctico✘ estrangulamento
Alta massa:✘ fusões
Mas pelo menos metade das galáxias S0 são encontradas em grupos ou no campo, o que também sugere evolução secular interna.
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Excesso de emissão UV em E e S0 (GTPs)
GTP:✘ baixa taxa de formação estelar✘ galáxias evoluıdas✘ formadas por uma série de fusões de galáxias ricas em gás em escalas
de tempo cosmológicas✘ ou através de evolução secular contınua, transformando galaxias de
tipo tardio em precoce (principalmente S0)✘ TFE < 0.6 Msol yr −1
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Excesso de emissão UV em E e S0 (GTPs)
Contudo, várias evidências observacionais têm constatado que objetos de tipo precoce podem ser muito menos relaxados e inativos do que anteriormente considerado…
✘ Young et al. (1996) e Usui, Saito & Tomita (1998) identificaram numerosos GTP com taxas de formação estelar comparáveis às de galáxias espirais.
✘ Maioria das galáxias E e S0 exibem linhas de emissão vindas de suas regiões centrais. Quase metade desses casos a emissão é proveniente de estrelas jovens e massivas, O e B.
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Excesso de emissão UV em E e S0 (GTPs)
✘ Estrelas jovens e massivas têm pelo menos dois traçadores de TFE: emissão de H α e emissão contınua no UV.
✘ Mas observações em UV mostraram que algumas galáxias elıpticas têm fluxo aumentado abaixo de 2000 Å, com o fluxo continuando a subir em direção ao menor comprimento de onda observado (1250 Å)
→ a chamada “recuperação do UV”, com pouca ou nenhuma contrapartida no óptico.
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Excesso de emissão UV em E e S0 (GTPs)
✘ A intensidade dessa “recuperação” do UV varia muito entre as galáxias.
✘ Galáxias com maior abundância de elementos pesados apresentam maiores recuperações de UV.
✘ Sugestão: a formação estelar da galáxia continuaria ativa, mas não muito...
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Recuperação do ultravioleta
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Recuperação do ultravioleta
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Hipótese: a radiação UV é emitida por populações estelares velhas, com a fonte mais provável sendo de estrelas do ramo horizontal (RH).
Possibilidades: RH pobres em metais × RH ricas em metais.Problemas: RHPM (Ω Λ & 0.8); RHRM (muito He).
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Recuperação do ultravioleta: RHRM
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✘ O modelo mais aceito para a recuperação do UV é baseado em estrelas RHRM.
✘ Uma vez iniciada a queima do hélio no centro da estrela, esta passa a ter duas fontes de energia: fusão de hidrogênio em hélio em uma camada envoltória e fusão do hélio em carbono na região central
✘ Requisito para ser a fonte: abundância em hélio tal que ∆Y/∆Z ≥ 2.5.✘ Uma abundância de He tão grande quanto Y ≥ 0.4 pode aumentar
bastante o grau de recuperação do UV.
De onde vem a abundância em He?
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Abundância em He
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✘ Peng & Nagai (2009) > processo de sedimentação pode aumentar bastante a abundância de hélio em GTP centrais em aglomerados
✘ O modelo consiste em resolver a equação de difusão para um plasma totalmente ionizado composto por hidrogênio e hélio.
✘ Os núcleos de He são as partıculas mais pesadas do fluido, e sobre esses núcleos, atuam a gravidade do aglomerado e a repulsão com os prótons oriundos da ionização do hidrogênio e a atração dos elétrons livres.
✘ Esse cenário prevê que o fenômeno de recuperação do UV deve ser mais pronunciado em sistemas de alta massa, baixos redshifts e dinamicamente relaxados.
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GTPs em aglomerados
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✘ modelo ΛCDM > cenário hierárquico✘ maiores objetos resultantes: aglomerados de galáxias, massa
entre 10 14 Msol e 10 15 Msol✘ raio: varia de ∼1 a 3 Mpc✘ densidade na escala de virialização é ∼200 vezes a densidade
crıtica do Universo no redshift do aglomerado✘ galáxias: 2-5%, gás intraglomerado: 12-15% e matéria escura:
85%✘ sistemas ideais para se estudar os efeitos de ambientes densos
sobre as galáxias✘ espaço de fase projetado: R/R 200 × ∆V/σ → empilhamento
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GTPs em aglomerados
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Objetivos
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✘ Usar dados do GALEX e do SDSS para separar uma amostra de GTP de acordo com o grau de recuperação do UV, estimado através de suas cores: (FUV − NUV) , (NUV − r) e (FUV − r).
✘ Investigar a ocupação relativa destas subamostras no espaço de fase empilhado de uma amostra de aglomerados.
✘ Testar as previsões do modelo de Peng & Nagai (2009).
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Metodologia e dados
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✘ Objetivo: classificar galáxias de tipo precoce em aglomerados usando dados no óptico e no ultravioleta;
✘ Classificação no espaço (NUV − r) × (FUV − NUV) × (F U V − r);
✘ Comparar os tipos de galáxias definidos neste espaço de cores, em termos de algumas de suas propriedades cinemáticas e instrınsecas.
✘ Usamos uma cosmologia definida por H 0 = 70 km s −1 Mpc −1 , Ω Λ = 0.7 e um universo plano.
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Catálogo C4
37
✘ O catálogo C4 é construıdo usando-se a amostra espectroscópica do SDSS (Sloan Digital Sky Survey ) com dados do DR2 (Second Data Release)
✘ O algoritmo do C4 identifica aglomerados como sobredensidades em um espaço 7D constituıdo por parâmetros de posição, redshift e cor, dado por [ra, dec, z, u − g, g − r, r − i, i − z]
✘ 2600 graus quadrados do céu✘ 748 aglomerados dentro de 0.02 ≤ z ≤ 0.17✘ Riqueza variável, desde pequenos grupos contendo 10 galáxias a
aglomerados massivos contendo mais de 200 objetos com magnitudes r ≤ 17.77
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Redefinindo o C4: Sequência de passos
Busca dos centros
nominais usando SQL
DR4 -> DR15
Janela angular:
R=10 Mpcv=±6000 kms −1
38
Redefine o centro usando
findcenter no R
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1º passo: Identifica a
estrutura principal no
espaço de redshifts,
admitindo-se que possa
haver multimodalidade
nos dados (biblioteca
mclust)
39
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2º passo: Aplica uma suavização aos dados de posição da estrutura
principal, através de um kernel gaussiano que converte a distribuição
espacial discreta em uma distribuição de densidades, cujo pico é definido como
centro do aglomerado (biblioteca KernSmooth)
40
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Redefinindo o C4:
comparação dos
centros
(1) pico C4; (2)
baricentro ponderado
por L dentro de 1 Mpc
dentro do pico C4;
(3) posição da BCG.
41
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Redefinindo o C4:
resultado do 1o e 2o
passos
Distribuição de galáxias
nos modos principal
(pontos vermelhos) e
secundário (pontos azuis).
Em amarelo e com o X
sobreposto indicamos o
centro do aglomerado.42
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Redefinindo o C4: Simetria
em torno do centro
Campo de CL 017 em torno
do centro obtido por
findcenter,
exibindo contagens de
galáxias ao longo de uma
grade de 5 × 5. O
centro está indicado por
um “X”amarelo.
43
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Redefinindo o C4: 3º passo
44
✘ Próxima etapa: determinar os membros do sistema.✘ A técnica da cáustica corresponde à expressão da dinâmica
Newtoniana que relaciona a velocidade de escape de um sistema esfericamente simétrico ao seu potencial gravitacional.
✘ A cáustica é aplicada em duas execuções sucessivas do programa caustic.
✘ Inicialmente, usamos o centro determinado por findcenter para calcular as distâncias projetadas de cada galáxia a este centro.
✘ O redshift central é usado para calcularmos a velocidade global do aglomerado.
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Redefinindo o C4: 3º passo
45
✘ Executamos caustic pela primeira vez, gerando uma lista de membros a partir de todas as galáxias do campo.
✘ O centro do sistema e o redshift central podem ter sofrido uma variação. Os valores são atualizados executando-se novamente mclust e findcenter, agora usando apenas os membros definidos na primeira execução de caustic.
✘ Após esta atualização, as distâncias e velocidades relativas ao centro do aglomerado são recalculadas e caustic é executado pela segunda vez, sobre todos os objetos doc campo, gerando a lista definitiva de membros, e os valores de (M 200 , R 200 , σ) do aglomerado.
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Redefinindo o C4: Resultado da cáustica
46
Perfil da cáustica (em vermelho) ao longo das distâncias projetadas no campo de Cl 017. A posição de R 200 é indicada pela linha tracejada.
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Redefinindo o C4: distribuição dos membros
47
Distribuição de galáxias membro em CL 017. O centro está marcado com um ”X” vermelho, a posição da BCG está indicada por um cırculo cheio azul, o cırculo amarelo tem raio 0.5R 200 .
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Redefinindo o C4: tabela final
48
✘ Na Tabela 1 são apresentados o número total de membros e o número de membros dentro de R 200 , a massa M 200 , a dispersão de velocidades σ para 251 aglomerados do C4 com pelo menos 10 membros dentro de R 200 .
✘ Constam ainda dois indicadores do estado dinâmico dos aglomerados, resultantes da aplicação dos programas HDGNG, que mede desvios de uma distribuição gaussiana através da distância de Hellinger, e ad.test, o teste de normalidade de Anderson-Darling, sobre a distribuição de velocidades dentro de R 200 dos aglomerados.
✘ Foram incluıdas também as diferenças de magnitude ∆m 12 e ∆m 14 , assim como ∆BCG, que podem ser utilizadas como indicadores do grau de evolução dos aglomerados.
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Tabela: Parâmetros Dinâmicos dos Aglomerados
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Seleção de objetos de tipo precoce
✘ T-type < 0✘ Concentração C = R 90 /R 50 > 2.5.
Tabela: Definição do tipo T.
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Seleção de galáxias de tipo precoce - GTP
✘ Dos 6527 objetos classificados como membros em nossa amostra de 251 aglomerados, 3171 objetos podem ser considerados GTP, dentro de 0.03 < z < 0.13, M r ≤ −20.5 e R P ≤ 3.5 R 200 .
✘ Verificamos o GZ2. Usando o nosso critério para definição de GTP, encontramos que 84% dos objetos consistem de elıpticas, 10% de S0, 1% de espirais e 5% sem classificação confiável.
✘ São removidos da amostra as espirais e os objetos indefinidos.
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Classificação das GTP no UV
✘ Após os procedimentos descritos na seção anterior, nossa amostra passa a ter 2981 objetos.
✘ Destas, 1632 galáxias possuem cobertura no ultravioleta com dados do Galaxy Evolution Explorer (GALEX - GR5).
✘ Para utilizar cores UV - ópticas, precisamos levar em conta a poeira.✘ Grãos de poeira interestelar espalham e absorvem os fótons, e a
combinação desses processos produz a extinção interestelar.
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Classificação das GTP no UV
Todas as magnitudes aparentes foram corrigidas para os efeitos daextinção galáctica, usando as relações fornecidas em Schlegel,Finkbeiner & Davis (1998):✘ A N U V = 8.741E(B − V )✘ A F U V = 8.376E(B − V )✘ A r = 2.751E(B − V )seguindo a lei de extinção de Fitzpatrick (1999) com excesso decor médio✘ E(B − V ) = 0.4
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Critérios de classificação
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Critérios de classificação
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Diagrama cor-cor com a classificação UV das galáxias elıpticas e
S0 em nossa amostra. As linhas pontilhadas separam as classes de
galáxias UV.
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Resultados preliminares
✘ 180 objetos do Tipo I (azul)✘ 673 do Tipo II (ciano)✘ 162 do Tipo III (vermelho)✘ 617 do Tipo IV (magenta)✘ A fração de elıpticas de acordo com o GZ2 é 57% no Tipo I, 80% no
Tipo II, 88% no Tipo III e 97% no Tipo IV.
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Resultados preliminares: espaço de fase projetado
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PPS da nossa amostra, cada ponto indica o pico de densidade das subpopulações de GTP. As linhas tracejadas delimitam as regiões deprobabilidade de Mahajan et al. (2011), em vermelho a região virializada e em verde, a região de backsplash. Os contornos de densidade são calculados para toda a amostra.
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Resultados: dependência com M 200
dos aglomerados
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Resultados preliminares: distribuição radial dos Tipos I
e II
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Distribuição de distâncias projetadas normalizadas
por R 200para o Tipo I dividido nas
amostras LMC e HMC.
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Resultados: comparação de massa estelar - Tipo I
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Distribuição de massa estelar em função da galáxia estar
localizada em sistemas HMC ou LMC. Valor-p = 0.0432, de acordo
com o teste permTS.
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Resultados preliminares
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● Modelos semi-analıticos baseados no cenário hierárquico ΛCDM podem ser parcialmente compatıveis com este resultado.
● 5-10% de toda a formação estelar das GTP ocorrem em z < 1.
● Nosso resultado indica que objetos do Tipo I (que correspondem a 11% das GTP com emissão UV) menos massivos (e portanto mais suscetıves à formação estelar recente de acordo com Kaviraj et al 2005) encontram-se nas periferias de aglomerados mais massivos (portanto regiões de menor densidade).
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Resultados preliminares
✘ Objetos de Tipos IV são fortemente bimodais em sua distribuição radial.
✘ Estes resultados, juntamente com a correlação entre Tipo, pico de densidade no PPS e fração de lenticulares, parecem indicar que efeitos ambientais atuam sobre as GTP com emissão de UV.
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Próximos passos
✘ Um cenário mais completo para estes objetos poderá ser traçado após a obtenção de resultados adicionais que serão obtidos nas etapas finais deste trabalho;
✘ Nossos próximos passos envolvem um procedimento semelhante ao de Yi et al. (2011), (analisar as classes de galáxias com cortes em magnitudes) para subamostras consistindo: (i) BCGs, (ii) Satélites com L > L ∗ e (iii) Satélites com L ≤ L ∗ .
✘ Além disso, faremos uma análise considerando o estado dinâmico dos aglomerados indicado pelos diagnósticos feitos usando a distância de Hellinger e o teste de Anderson-Darling.
✘ Acreditamos que a inclusão desta análise permitirá uma discussão ampla sobre a formação e evolução das GTP.
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