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Capítulo 12 • Clasificación Morfológica de Galaxias. Galaxias Espirales. Galaxias Irregulares. Brillo Superficial. Curvas de Rotación. Relación de Tully-Fisher. Relación Radio-Luminosidad. Masas. Relación Masa-Luminosidad. Colores. Frecuencia Específica de Cúmulos Globulares. Estructura Espiral. Galaxias Elípticas. Relación de Faber-Jackson. Función de Luminosidad.
Galaxias Visibles sin Telescopio Vía Láctea: Banda brillante de luz difusa en el cielo nocturno visible a simple vista • Nube Menor de Magallanes nebulosa de tamaño aparente 2 grados Andrómeda: nebulosa de tamaño aparente 4 grados Nube Mayor de Magallanes nebulosa de tamaño aparente 3 grados
Galaxias • En 1755 el filósofo Immanuel Kant extendió su sugerencia acerca de que la Vía Láctea era una distrubución discoidal finita de estrellas, sugiriendo que quizas las “nebulosas” que se observaban eran objetos similares a la Vía Láctea que se encontraban a grandes distancias. Los llamó Universos Islas. • Charles Messier, un astrónomo frances (1730-1817), catalogó 103 nebulosas para no confundirlas con los cometas que estaba buscando. Algunas de esas nebulosas eran verdaderamente nebulosas gaseosas que pertencen a la Vía Láctea, otras cúmulos estelares, mientras que otras eran galaxias externas.
Galaxias • John Louis Emil Dreyer, astrónomo danés/irlandes (1852-1926) publicó su Nuevo Catálogo General (NGC), el cual se basó en el trabajo de William Herschel y su hijo Sir John Herschel (1792-1871), que contenia del orden de 8000 objetos. Al igual que Messier, la verdadera naturaleza de estas “nebulosas” era aún desconocida. • William Parsons, 3er Earl of Rosses, astrónomo inglés (1800-1867) contruyó un telescopio un telescopio en Irlanda (llamado Leviathan) de 1.8 m, que en ese momento era el más grande del mundo, con el que fue capaz de resolver la estructura espiral de algunas de esas nebulosas por primera vez. Esta estructura sugeria fuertemente que se hallaban rotando.
Galaxia Whirpool (M51 ó NGC5194) • Fotografía tomada por el telescopio espacial en 2005 • Dibujo esquemático hecho por Lord Rosse en 1845
El Gran Debate • El 26 de Abril de 1920 tuvo lugar un debate entre Harlow Shapley y Herber D. Curtis (astrónomo estadounidense 1872-1942) acerca de la Escala del Universo. Shapley defendia la idea de que las nebulosas eran parte de nuestra Galaxia, mientras que Curtis decia que eran objetos extragalácticos. • En este debate no se llegó a un resultado conclusivo ya que habia argumentos a favor y en contra de ambas ideas. • La resolución del mismo llegó finalmente cuando se pudieron tener estimas relativamente correctas de las distancias a nebulosas.
Edwin Hubble • Edwin Hubble (astrónomo estadounidense 1889-1953) fue quien finalmente resolvió el tema de la naturaleza de las nebulosas a través de la medición de estrellas variables Cefeidas en la galaxia M31 (Andrómeda) utilizando el telescopio de 100 pulgadas de Mount Wilson
Variables Cefeidas • Son estrellas muy luminosas. • Poseen una correlación muy marcada entre su luminosidad y su período, siendo las más brillantes las de período más largo. • Hubble estimó una distancia de 285 kpc (la correcta es de 770 kpc) para Andrómeda. Pero de cualquier manera estableció que era un objeto extragaláctico.
Clasificación Morfológica • En 1926, es decir tan sólo 3 años más tarde de haberse determinado la naturaleza extragaláctica de las nebulosas, Hubble publica un artículo titulado “Extra-Galactic Nebulae” donde propone clasificarlas en tres grupos diferentes de acuerdo a su apariencia morfológica: Elípticas (E), Espirales (S) e Irregulares (Irr). Esta clasificación se conoce como secuencia de Hubble. Las espirales se dividen en espirales normales (S) y en espirales barreadas (SB). La transición entre las Elípticas y las Espirales se realiza a través de un clase de galaxias llamadas Lenticulares que pueden ser tanto S0 ó SB0. • Hubble creyó (incorrectamente) que esta clasificación obedecia a una secuencia evolutiva en la vida de las galaxias y por eso llamó a las de la izquierda del diagrama “tempranas”y a las de la derecha “tardías”. • Para las elípticas, definió un parámetro de elipticidad a través de los ejes aparentes mayor y menor, α y β respectivamente, de las imágenes: ε=1- β/α asignándole un tipo 10ε. Este valor va desde E0 para una distribución perfectamente esférica a E7 para las más aplanadas. No se han detectado elípticas más aplanadas que E7. • Para las espirales normales definió subclases: Sa, Sab, Sb, Sbc, Sc y para las espirales barreadas: SBa, SBab, SBb, SBbc, SBc. Las Sa ó Sba son las que tiene los bulbos más prominentes respecto al disco (Lbulbo/Ldisco~0.3), brazos espirales mas cerrados y las distribución de estrellas mas suaves en los brazos espirales. Las Sc ó SBc tienen los bulbos más pequeños relativos al disco (Lbulbo/Ldisco~0.05), los brazos más abiertos y fragmentados
Esferoides • Es importante tener en cuenta que esta clasificación morfológica esta basada en valores obtenidos sobre la distribución proyectada y no en la tridimensional de la luz. • Esferoide Oblado (a=b>>c) • Esferoide Prolado (a>>b=c)
Galaxias Elípticas • Las propiedades físicas pueden variar enormemente: • Magnitudes absolutas en la banda-B puden ir desde muy débiles (MB=-8) hasta las muy brillantes (MB=-23) • Masa total=Masa Luminosa + Materia Oscura M=107M hasta M=1013M • Tamaños desde algunas décimas de kpc para las enanas hasta cientos de kpc para las gigantes. • Imágenes de galaxias tipo temprano: a) IC4296 E0 b) NGC4365 E3 c) NGC 4564 E6 d) NGC4623 E7 e) NGC4251 S0 f) NGC4340 RSB0 (desde la izquierda a la derecha y desde arriba hacia abajo)
Galaxias Espirales • Las propiedades físicas tienen mucho menor variación que en las elípticas. • 1) Magnitudes absolutas -16<MB<-23 • 2) Masas totales 109M<M<1012M • 3) Diámetros 5kpc<D<100kpc
Galaxias Irregulares • Hubble las clasifico en IrrI si habia algún indicio de una estructura organizada y IrrII a las más desorganizadas. • 1) Magnitudes absolutas -13<MB<-20 • 2) Masas totales 108M<M<1010M • 3) Diámetros 1kpc<D<10kpc
Perfil de Luminosidad • Para las galaxias elípticas y para los bulbos de las espirales, el brillo superficial sigue una distribución r¼ tipo de de Vaucouleurs similar al del bulbo de la Vía Láctea: • donde se lo ha expresado en expresado en mag/arcsec2 en vez de L/pc2 • Las galaxias disco, tiene una luminosidad por unidad de área que decae exponencialemente (al igual que se vió para el disco de la Vía Láctea) que en mag/arcsec2 en vez de L/pc2 tiene la forma:
Perfil de Sérsic • José Luis Sérsic (astrónomo argentino, 1933-1993) generalizó estas dos ecuaciones en una sola que se conoce como Ley o Perfil de Sérsic: • donde n es un parámetro que vale n=4 para las elípticas y n=1 para las espirales.
Hidrógeno Neutro • Cuando un electrón de un átomo de Hidrógeno neutro pasa de un nivel alto de energía a un nivel más bajo (spin paralelo al protón a spin antiparalelo) emite un fotón de longitud de onda 21.1cm, es decir ondas de radio.
NGC 3198 • 1) Observar el Hidrógeno neutro usando la linea de 21.1 cm con un radio telescopio. • 2) Medir el corrimiento al rojo de esta línea • 3) La imágen muestra un mapa de los contornos de isodensidad • 4) Haciendolo en función del radio se obtiene la curva de rotación
Curvas de Rotación • El perfil de brillo superficial de una galaxia brinda información acerca de la distribución de su materia luminosa. Las curvas de rotación, en cambio, brindan información acerca de la distribución de materia total, es decir luminosa y oscura. • Al igual que para la Vía Láctea, las curvas de rotación de la mayoria de las galaxias revelan que existen grandes cantidades de materia oscura alrededor de las mismas.
Relación de Tully-Fisher • Establece una relación entre la luminosidad de una galaxia (o su magnitud absoluta) y el máximo de su velocidad de rotación. Las más brillantes rotan más rápido. Fue establecida por Brent Tully y J. Richard Fisher en 1977. • V2=GM/R, asumendo una relación Masa-Luminosidad constante para todas las galaxias M/L=C1, se tiene V2=GLC1/R y asumiendo que además todas tienen el mismo brillo superficial C2=L/4πR2 se tiene que V2=GL½ por lo que se tiene finalmente que L~V4 • Del gráfico de se observa que la pendiente es 6.5/0.7 en magnitud, por lo que convirtiendolo a luminosidad será (6.5/2.5)/0.7~3.7 lo cual concuerda relativamente bien con el argumento teórico. • Esta relación se suele utilizar como un indicador de las distancias a las galaxias.
Relaciones de Escala • Además de la Relación de Tully-Fisher, existen otras correlaciones entre los parámetros fundamentales de las galaxias espirales de distintos tipos morfológicos, tales como luminosidad L (en las bandas I y K) y velocidad V, el parámetro o longitud de escala R. • La dispersión de velocidades en el plano Velocidad versus Luminosidad es mucho menor que en los otros 2 • . • Courteau et al (2007)
Relación M-σ • En el 2000 se encontró una relación empírica entre la masa del agujero negro central supermasivo M de una galaxia y la dispersión de velocidad σ de su componente esferiodal. En el gráfico de abajo se muestra el perfil de velocidad y su dispersión para la galaxia M32.
Frecuencia Específica de Cúmulos Globulares • Correlación entre el número de cúmulos globulares (normalizado por la luminosidad de la galaxias central) como función del tipo morfológico. Pareciera que las galaxias de tipo temprano (aquellas donde la componente esferoidal es más importante) son más eficientes para formar cúmulos globulares.
Galaxias Elípticas • La clasificación de Hubble, basada en sólo la elipticidad de la imagen proyectada, mostró ser insuficiente para clasificar otras características como tamaños, magnitud absoluta y brillo superficial. Existen diferentes categorias: cD, normales: gigantes (gE), intermedias (E) y compactas (cE), enanas (dE), enanas esferoidales (dSph) y enanas azules compactas (BCD).
Relación de Faber Jackson • En 1976, Sandra Faber y Robert Earl Jackson encontraron una relación empírica entre la dispersión de velocidades central de galaxias elípticas y su luminosidad. Esta relación establece que las galaxias más brillantes tienen mayor dispersión de velocidad en su zona central: L~σ4 • La pendiente (en magnitudes) se puede estimar como 18/2 o en luminosidad como (18/2.5)/2~3.6
Función de Luminosidad • Es el número de galaxias por unidad de volumen que tienen magnitudes absolutas entre M y M+dM. Equivalentemente, se la puede expresar como el numero de galaxias por unidad de volumen con luminosidades entre L y L+dL. Paul Schechter propuso en 1976 la siguiente función analítica para describir este comportamiento: • Φ(L)dL~Lα e-L/L*dL • donde α=-1 y MB=-21 para las galaxias locales de campo.
