Eficiencia de los indicadores cinemáticos para la identificación de fusiones de galaxias (2021)
Recientes observaciones de galaxias han revelado que la historia cósmica de formación de estrellas tuvo su pico en z ∼ 1 − 3. En esta época las galaxias ensamblaron la mayor parte de su masa estelar, y se comenzó a establecer la clasiﬁcación de estructuras y morfologías que vemos hoy. Se han propuesto dos mecanismos principales de aprovisionamiento de gas para sustentar la elevada tasa de formación estelar observada. Estos son la acreción suave y continua de gas frío desde ﬁlamentos cósmicos y la acción de sucesivas fusiones de galaxias ricas en gas. Entender la importancia relativa de estos mecanismos es determinante para la comprensión de los modelos de formación y evolución de galaxias en un contexto cosmológico. Para resolver esta dicotomía se han propuesto indicadores cinemáticos que permitan identiﬁcar las galaxias en proceso de fusión; pero la limitación intrínseca de las observaciones ha impedido establecer un diagnóstico deﬁnitivo. Por ese motivo es preciso continuar investigando, para establecer la eﬁciencia real de los indicadores propuestos. En este trabajo realizamos un estudio sistemático con experimentos controlados para estimar la eﬁciencia de los indicadores observacionales Vasym y σasym propuestos en Shapiro y cols. (2008). Empleamos observaciones sintéticas generadas a partir de las simulaciones hidrodinámicas de galaxias en curso de fusión MIRAGE (Perret y cols., 2014), diseñado para emular nuestro conocimiento de las condiciones físicas del Universo en z ∼ 1 − 3. Como conclusión se determinó que el 40 % de las fusiones de galaxias y el 87 % de las galaxias tipo disco son identiﬁcadas correctamente, pero se evidenció un sesgo sistemático de los clasiﬁcadores al identiﬁcar incorrectamente más discos. La proporción de fusiones de galaxias identiﬁcadas correctamente aumenta en función de la resolución espacial, al igual que el número de sistemas tipo disco mal clasiﬁcados. Sin embargo, estos resultados pueden estar inﬂuenciados por la predominancia de discos en la muestra o por las características de la simulación utilizada, en la cual se forman grumos de formación estelar con una dinámica peculiar.