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4.2 Galaxias Normales y su Distribución Espacial • tipos de galaxias (elípticas, lenticulares, espirales, irregulare PowerPoint Presentation
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4.2 Galaxias Normales y su Distribución Espacial • tipos de galaxias (elípticas, lenticulares, espirales, irregulares) ╴ su apariencia y composición • su distribución en el espacio ╴ métodos para determinar distancias ╴ grupos, cúmulos de galaxias,

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slide1

4.2 Galaxias Normales y su Distribución Espacial

• tipos de galaxias (elípticas, lenticulares, espirales, irregulares)

╴su apariencia y composición

• su distribución en el espacio

╴métodos para determinar distancias

╴grupos, cúmulos de galaxias,

filamentos y “grandes muros” alrededor de vacíos

• la masa de galaxias, grupos y cúmulos de galaxias

╴métodos para medir la masa

╴masa en grupos, cúmulos

╴masa faltante y su naturaleza

• la formación de galaxias y de estructuras a gran escala

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide2

desde Hubble 1923 (distancia vía * * variables)

hasta los conceptos modernos:

HUBBLE ULTRA DEEP FIELD (HUDF)

• imagen de2.4’ x 2.4’ (rastreos POSS/SERC cubren todo el

cielo = 12.7 millones de veces el área)

• texp = 280h con el telescopio espacial de Hubble

(800 exposiciones entre Sep’03 y Ene’05)

en 4 filtros: azul, verde, rojo, IR cercano

• mlim = 30m 4 109 más “profundo” que simple vista

POSS, SERC mlim = 20m - 21m

• Ngal≃ 1500 → universo contiene ~1011 galaxias

por cada 1’ x 1’ a t = 1/3 edad del universo

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide3

Imagen más profunda

jamás tomada (Hubble)

Es la suma de 800 fotos

Texpos = 11.3 días = 106 s

Sept ’03 a Ene ’05

campo de 3’ x 3’

(1/10 de Luna llena)

Se distingue casi

10 mil galaxias

las más débiles y

más rojas son las

más distantes (jóvenes)

2.4΄ x 2.4΄ en constelación Fornax (J033230.0−274710)

N

E

1 arcmin = 60"

Distribución más

aleatoria que en

campos grandes

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide4

pregunta: ¿ galaxias / nebulosas = parte de la galaxia ?

Immanuel Kant (filósofo, 1724 – 1804)

“La analogía de nebulosas con nuestro sistema de estrellas

indica un acuerdo perfecto con el concepto que estos

objetos elípticos son “islas” universos, i.e., Vías Lácteas.”

Catálogos de galaxias

1781 Charles Messier = “cazador de cometas”

→ Messier catalog : 110 nebulosas (M1 … M110)

• excluye estrellas: luz en un área con bordes bien definidos

• incluye nebulosas: borrosas, con brillo superficial más débil,

y estructura en la superficie

⇒ contiene los cúmulos estelares y galaxias más brillantes y

espectaculares: p. e.: M 31 = Andrómeda y M 32 (vecina de M 31)

J. Herschel 1869: catálogo de 4000 nebulosas y cúmulos estelares

Proctor & Water 1873: nebulosas EVITAN Vía Láctea, y

cúmulos estelares estan en la Vía Láctea

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide5

M8

M20

Los 110 objetos

de Messier:

35 son galaxias

externas a la

Vía Láctea

M31

M32

M33

M110

Pleiades

M51

M82

M87

M104

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

M110 (vecina de M31)

slide6

 Herschel concluye que “nebulosas” son parte de Vía Láctea

1888 New General Catalog (NGC) por Dreyer (1895)

1885 +1908 Index Catalog (IC) I + II

⇒13 200 nebulosas catalogadas (7840 NGC +5386 IC)

• diferenciación entre cúmulos de estrellas,

y nebulosas gaseosas ⇔ “galaxias espirales”

⇒ pero su naturaleza queda con gran controversia

• Charlier ~1920: “espirales” sólo están fuera del plano Galáctico

•“Gran Debate” 1920: H.Curtis propone que nebulosas espirales

son galaxias externas, contra H.Shapley (espirales = parte de V.L.)

1923 Edwin Hubble (usando telescopio 100” =2.5m de Mt. Wilson):

⇒ curvas de luz de cefeidas en

M31, M33 y NGC 6822 (miembros del Grupo Local)

⇒ observa cefeidas con ≃18 mag → variables y galaxias

deben estar muy lejos, afuera de la Galaxia.

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide7

Clasificación de Galaxias de Hubble

⇒ identificación de galaxias a ojo:

• bordes borrosos, mayoría alargadas

• cúmulo de galaxias a vrad = 6900 km/s ≙ 90 millones pc (Mpc)

→ prácticamente todos los objetos son galaxias,

cada uno con billones de ** ; en imagen de Coma:

algunas 100, galaxias lejos del plano galáctico

• cúmulo de COMA: rico, con miles de galaxias,

ligado gravitacionalmente, mayoría de galaxias son elípticas

• dos galaxias gigantes al centro (cD = E gigante)

• NGC 4874: una de 2 galaxias centrales del cúmulo de COMA

preferencialmente galaxias tipo E en centros de cúmulos ricos

espirales más frecuente en las periferias de cúmulos

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide8

Cúmulo de galaxias en COMA (Abell 1656)

  • Estrella Galáctica de frente
  • Imagen terrestre

(28’ x 19’)

NGC 4889

NGC 4874

ambas galaxias cD = E gigante

Hubble Space Telescope

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide9

 1924 Hubble empezó a clasificar galaxias usando fotografías

obtenidas con el 2.5 m telescopio de Mt. Wilson, California.

tipos básicos : • elípticas E

• lenticulares S0 ( “S cero”)

• espirales S

• espirales barradas SB

• irregulares Irr (p.e. LMC y SMC)

Esquema de clasificación de “tuning fork” (diapasón)

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide10

Esta clasificación se usa todavía, pero con algunos detalles más!

Es una clasificación visual :

NO es física, NI implica secuencia de evolución

Diapasón de Hubble alternativo

aparte de E0 → E7 distingue

dos tipos de E (aquí para E4):

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide11

Galaxias

Espirales

Galaxias vistas de frente (de “cara”)

o “face-on”

M104 = el “Sombrero”

Sa de canto ∅=8.5’

V + IR

de canto o

“edge-on”

alabeo

(warp)

polvo emite en IR

V

IR

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

polvo absorbe en V

4 filtros 3.6 - 8μm

slide12

M33 (Sc): vecina de M31 (a 14o) ∅= 1.2o≈ 30% de M31

en dos imágenes distintos:

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide13

Galaxias espirales(p.e. Vía Láctea, Andrómeda = M31, NGC 1566

  • ⇒espirales tienen: • disco aplanado con brazos espirales
  • • bulbo alrededor del centro
  • • halo extenso de estrellas débiles
  • filamentos de polvo (especialmente visto de canto)
  • • ρ* = N*/pc3 más denso en el centro
  • Sa → Sb → Sc … depende de
  • Sab Sbc • tamaño del bulbo / tamaño del disco
  • • enrollamiento de los brazos
  • • cantidad de polvo, gas
  • • Sa: bulbo grande; brazos largos/lisos/finos, enrollados muy
  • cercanos poco polvo y gas
  • • Sb: bulbo mediano; brazos más abiertos, más polvo y gas
  • • Sc: bulbo pequeño; brazos muy abiertos, y poco definidos;
  • mucho polvo y gas; menos regulares, más grumosos

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide14

• estrellas en el disco tipo A → G ⇒< luz blanca >

… en los brazos: O → B ⇒ < luz azul >

• disco rico en gas/polvo: formación estelar + nebulosas

de emisión, ** O, B etc.

⇒ galaxias espirales no necesariamente son jóvenes, pero todavía

tienen gas para continuar su formación estelar

⇒ inclinación i = ángulo entre línea de vista y eje polar

orientación = ángulo de posición (PA) del eje mayor (N →E)

ambas NO tienen direcciones preferenciales; inclinación varía

entre a “de frente (cara)” (i=0o) . . . de canto (i=90o)

cuya clasificación es fácil . . . difícil

⇒ M81: galaxia Sb, d = 3.6 Mpc, más brillante de un grupo cercano

imágenes en visible UV, X, Hα, FIR, Rcont (20cm), R (21cm)

→ revelan diferentes componentes de ** gas, polvo, formac. **

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide15

M31: la galaxia de Andrómeda

halo

bulbo

M32

M32

disco

M110=NGC 205

NGC 205 = M110

halo

15 pc

Doble núcleo (inexplicado)

Muestra los colores típicos de

las componentes de espirales

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide16

Galaxias espirales barradas

⇒ son similares a las galaxias espirales normales, con

disco aplanado con brazos espirales; bulbo en el centro;

y un halo extenso de ** débiles; ρ* mayor en el centro

pero: tienen una barra alargada de materia estelar e interestelar

más extendida y alargada que el bulbo

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide17

Otros ejemplos para galaxias barradas (SB)

(como antes pero

en otra imagen)

V = 1000 km/s

m(B) = 10.8 mag

V = 1580 km/s

m(B) = 11.1 mag

V = 1050 km/s

m(B) = 10.5 mag

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide18

• brazos espirales salen de los dos extremos o cerca de ellos

• subdivisión a . . . c igual como para espirales pero con

la notación B: SBa → SBb → SBc

(enrollamiento de brazos y tamaño relativo entre bulbo y disco

determinan la subclasificación)

⇒ ¡ Notese ! • no hay ningún ejemplo de SB de canto

→ SB de canto: difícil de ver dónde se acaba la barra

y empieza el brazo

→ SB: se requieren estudios detallados de

movimientos orbitales

⇒ hoy sabemos: el bulbo de nuestra galaxia es algo

alargado ⇒ Vía Láctea es de tipo SBb o SBc

⇒ S y SB son químicamente y físicamente similares

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide19

Galaxias Elípticas

forma de isofotas: “boxy”

3C295 (z=0.464, blanco)

con halo de rayos X (rojo)

m = 20.2 mag

M84 (v=1000 km/s)

en grupo

m(B) = 10.0 mag

M49 (v=900 km/s)

en cúmulo Virgo

m(B) = 9.2 mag

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide20

Galaxias elípticas (E)

− tienen forma redonda/elíptica: no tienen brazos espirales

− no tienen estructura interna, distribución de luz muy suave

− ρ* aumenta fuertemente hacia el núcleo

− su forma (proporción entre eje mayor y menor) determina su

clasificación entre E0 (esférico) → E1 → … E7 (alargado):

donde el número N en EN es N= 10 * e , donde

e = elipticidad = 1 – (dmen/Dmay)  0.0 (redondo)....1.0 (línea)

Dmay : dmen = 1.0 : 1.0  e = 0.0  clasificación = E0

Dmay : dmen = 1.0 : 0.3  e = 0.7  clasificación = E7

en ppio. e = 0 ... 1 implica un rango de E0 a E10, PERO

• NO existen E’s más aplanadas que E7 (i.e. con e > 0.7), diferente

a espirales que son “superdelgadas”: D/d ~ 100 (serían “E10”)

(además tienen mucho gas y materia faltante)

Para espirales no se usa elipticidad “e” sino el “axis ratio”=D/d

 D/d sólo nos indica su inclinación, ya que de cara siempre

son redondas

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide21

Forma 3-D de elípticas es “triaxial” = elipsoide con a ≠ b ≠ c

  • parece haber más prolatos (a > b=c) que oblatos (a=b > c)
  • • elípticas normales : más luminosas, grandes y masivas que S
  • E0 → E7 :M* ≲ 1012 M⊙ ; Diámetro ≲ Mpc
  • • elípticas enanas: (dE = “dwarf ellipticals)
  • menos luminosas, menos grandes y masivas que S
  • dE0 → dE7, N╴M ≳ 106 M⊙, Diám = x kpc
  • a veces con núcleo pequeño muy brillante
  • ⇒E, dE clase diferente: evidencia observacional que tienen
  • evolución y contenido estelar (población) diferente.

dE son ~10 veces más numerosas que las E normales,

pero: la suma de E’s son más masivas que la suma de dE’s

• elípticas (E y dE) tienen muy poco gas y polvo

→ no hay formación reciente de estrellas

╴excepcto en interacciones o fusión con otras espirales

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide22

• órbitas: no hay rotación coerente, no hay órbitas preferenciales:

órbitas son aleatorias y muy excéntricas

• población: estrellas viejas y rojas con masa baja

⇒ como halo exterior en espirales (E = “todo halo”)

⇒ elípticas perdieron su gas durante la fase inicial

de su formación

M110 = NGC 205: E5,

E nucleado en Grupo Local (LG)

dE5, satélite de M31 en LG

∅ = 22’ x 11’, m = 8.72

(Chaisson “Astronomy” lo

identifica erroneamente con M32)

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide23

M32 (E2) m=8.73 ∅=9'

“Estrellas” más brillantes

= cúmulos globulares

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide24

Galaxias lenticulares S0 (“S cero”)

tipo intermedio entre elípticas y espirales

S0 : • tienen bulbo y disco

• NO tienen brazos espirales, ni polvo ni gas

SB0 : • además tienen una barra

Dos ejemplos para galaxias tipo S0

sin barra: con barra:

V=1700 km/s

V=1700 km/s

  • diap. 2 galaxias en Virgo muy cercanas:

ASP Gal 4 N4649 = M60 : S0 con cambio abrupto en el

↓ perfil de luz

Gal 11b N4647 → Sc

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide25

M82 en rayos X

M82 en visible

V = 600 km/s m(B)=10.1 / 12.3

V=260 km/s m(B)=9.1 mag

Galaxias Irregulares:

NGC 4449

en visible

V = 210 km/s

m(B)=9.8

No encajan en ninguno de

los otros tipos morfológicos

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide26

Las dos galaxias irregulares más cercanas

SMC : V = 177 km/s m(B)=2.75 mag

diám. 5.3o

LMC: V = 300 km/s m(B)=0.90 mag

diám. = 10.8o

SMC

LMC

Tipo SBm

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide27

Galaxias irregulares (Irr)

dos tipos: Irr I = espiral malformada (más frecuente)

Irr II = apariencia explosiva o filamentaria (más raro)

⇒irregulares: • sin estructura regular (brazos, bulbo)

• formación estelar fuerte (lleno de ** O,B, SN)

• mucho gas y polvo

⇒ más pequeñas que S

M ~ 108 – 1011 M⊙

más masivas que dE

⇒ las más pequeñas: • enanas (pero con gas y forma→grumosa)

• más numeroso que S (NI≃ NdE)

⇒ dE, Irr: normalmente alrededor de galaxias

S o E normales o gigantes

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide28

⇒ a r = 50 kpc (LMC) y d = 80 kpc (SMC) ya orbitaron varias veces

a la Vía Láctea → interacción gravitacional con Vía Láctea

• puente de HI entre Vía Láctea y SMC, LMC

(gas de LMC, SMC atraido por V.L.)

• “warp” (alabeo) de la distribución del gas en las regiones

exteriores de la Vía Láctea

Otro ejemplo de una galaxia con un “warp”:

VLT (ESO Chile)

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide29

Arp 259 = HCG 31; v=4037 km/s

Galaxias peculiares

Muchas galaxias no se pueden

clasificar morfológicamente :

p.e.: galaxias en interacción, catálogo

de H. Arp: Atlas of Peculiar Galaxies;

Pequenas peculiaridades morfológicas

son frecuentes en galaxias normales

(denotadas como “pec” en catálogos).

Arp 107

= VV233a

v=10000 km/s

Arp 149

= IC 803

v=8000 km/s

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide30

Propiedades de los tipos de galaxias:

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide31

Características promedios de galaxias de distintos tipos morfológicos

espirales elípticas irregulares

M (M◉) 109 – 1012 105 – 1013 108 – 1011

Diámetro (kpc) 5 – 50 1 – 200 1 – 10

Luminosidad (L◉) 108 – 1011 106 – 1011 107 - 2 109

Magn. abs. vis. -15 … -22.5 -9 … -23 -13 … -20

Población estelar viejo+joven viejo viejo+joven

Tipo espectr. ** A … K G … K A … F

Razón masa/luz 2 - 20 100 1

⇒ “tuning fork” (diapasón) de la clasificación de Hubble:

similitudes en morfología, visual

⇒ no es una secuencia de evolución (como diagrama HR para **)

• galaxias no cambian de tipo excepto tras perturbación o fusión

(más fácil S  E; E  Epec (~S) por fusión con S)

• hay galaxias aisladas de todos tipos

• problemas de masa

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide32

La distribución de galaxias en el espacio

╴requiere distancias para “mapear” su distribución en 3-D

(1) Cefeidas: relación P-L ⇒ distancias hacia el cúmulo de Virgo

Cefeidas en M100, galaxia espiral en el cúmulo Virgo

a d~18 Mpc: pulsación en brillo por factor F = 2

 Δm= 2.5 lg 2 = 0.75m sobre m=26m; período ~ 50 días

sólo posible con el HST hasta distancia máxima ~ 20 Mpc !!

Cefeidas en M100, galaxia espiral en Virgo observado por HST

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide33

Para distancias más grandes se requiere Candelas estándar:

= objetos con luminosidades bien determinadas, a partir de:

- de curvas de luz (p.e.: Cefeidas, novae, SN)

- identificación visual inambigua (p. e. cúmulos globulares,

PN = nebulosas planetares, galaxias principales en cúmulos)

Y además …

- calibración de objetos cercanos con distancias conocidas

- luminosidad alta (para verlos a gran distancia)

- dispersión pequeña en luminosidad intrínseca

(p. e. Δm = 1 ⇒ factor en dist. = 1.58)

(2) GCs (cúmulos globulares): función de luminosidad ~ Gaussiana

⇒ galaxias mayores: tienen más GCs,

pero con la misma luminosidad máxima: Mabs=-6.5

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide34

(3) Nebulosas planetarias (PN):

función de luminosidad

“termina” en mag. abs. máxima

de Mabs(500.7nm) = −4.48

(4) SN I : tienen curva de luz

característica :

Curvas de luz de

supernovas I y II

• muy brillante en su máximo

( MB≃ -19.5; con mobs≲ 18.0

 m-M = 37.5 ⇔ d ≲ 300 Mpc

• máximo en luminosidad siempre es igual (σ pequeño)

╴enana blanca acrecentando materia: siempre explota con

M ≥ 1.4 M⊙: empieza fusión de carbón en su centro

╴independiente de su evolución anterior

• requiere programas extensos para detectar SN y determinar

su curva de luz; observando dist. (d) y vrad⇒ determinar H0

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide35

(5) Relación de Tully – Fisher (TF):

descubierto por los radioastrónomos Tully y Fisher en 1976

• relación entre velocidad rotacional máxima y luminosidad

(masa: Mtot = R ∙ v2/G, con <M/L > = const.)

• tiene dispersión relativamente pequeña

• fácil de observar y determinar con la línea de 21 cm de

hidrógeno neutro con radiotelescopios

Radio-

telescopio

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide36

• radiación del gas observado en un haz del radiotelescopio

• ensanchamiento (Δv) de la línea de HI → brillo absoluto M

con magnitud aparente m → derivar distancia d

• frecuencia central  velocidad “sistémica” (por ley de Hubble)

• ajustes: ╴corrección para galaxias no visto de canto (i < 90o)

╴magnitudes en infrarrojo cercano (NIR, p.e. banda “H”):

menos afectado por extinción

Mabs(H) = −10.0 log10 (2 vrot,max/sin i) + 3.61

• relación TF utilizable hasta dmax≲ 200 Mpc

(por la disminución del flujo con la distancia)

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide37

Relaciones de Tully-Fisher infrarrojas (banda H)

para grupos cercanos de galaxias.

Abscisa : ΔV = 2 vmax sin i

Ordenada: mag. aparente en H

(Aaronson & Mould 1983,

ApJ, 265, 1)

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide38

(6) La relación de Faber – Jackson: Dn – σ

  • relación similar a TF, pero para elípticas (desde ~1980)
  • Dn = diámetro angular de una elíptica hasta una isofota
  • de brillo superficial μ = 20.75m/arcsec2 en banda B (azul)
  • μ≠ f(distancia)  Dn ~ 1/distancia
  •  D funciona como “regla estándar” (no candela estándar)
  • σ = dispersión de velocidad de las estrellas de la elíptica
  • (del ensanchamiento de líneas en espéctros ópticos)
  • σindica velocidades orbitales aleatorias de ** en el pozo del
  • potencial de la galaxia: crece con su diámetro ~ tamaño real
  • log10 Dn = 1.333 log10σ + C
  • donde C = f(distancia, p.e. de un cúmulo de galaxias)
  • NO hay calibradores primarias para E’s brillantes  sólo
  • sirve para distancias relativas entre un cúmulo y otro:
  • lg D1 – lg D2 = C1 – C2 d2/d1 = D1/D2 = 10C1-C2
  • • observación del tamaño aparente ⇒ distancia d

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide39

Gráfica logarítmica de los

diámetros Dn (en ") y las

dispersiones de velocidad

(en km/s) para los cúmulos

de Virgo y de Coma

(Dressler et al. 1987,

ApJ, 313, 42)

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide40

⇒ quinto escalón

en las medidas

de distancia

datos sobre miles

de galaxias ⇒

su distribución

en el universo

cercano

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide41

Grupos de galaxias → cúmulos → supercúmulos

  • (1) – distribución de las galaxias cercanas (d ≲ 1 Mpc)
  • • Vía Láctea + M31 + M33 = galaxias espirales dominantes
  • más ~ 40 galaxias enanas (dE e I)
  • enanas están muy cercanas a las galaxias grandes
  • ⇒ las galaxias están unidas gravitacionalmente
  • (similar a cúmulo de **, pero 1 millón de veces más grande)
  • • grupos de galaxias: N ≃ 4-5 grandes . . . 100 en total
  • diámetro ≲ 1-2 Mpc
  • Grupo Local: el grupo de ~45 galaxias incluyendo la nuestra
  • Grupos de galaxias: - preferencialmente espirales y enanas
  • - suelen ser ligados gravitacionalmente

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide42

El Grupo Local (a escala)∅≈ 2 Mpc ≃ 6 millones de años luz

Total de ~45 galaxias:

pocas S, resto son dE e Irr

Aquí: espirales en azul

dE en rojo

Irr en blanco

Plano de

nuestra galaxia

Distancia entre M31 y Galaxia ≈ 20 x diámetro de la Galaxia

(estrellas en una galaxia están a ≈ 30 millones de veces su diámetro)

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide43

(2) distribución de galaxias hasta d ≲ 4 Mpc:

• varios grupos similares a LG (unas espirales grandes

con enanas más numerosas en su alrededor)

• conectados por filamentos de galaxias definiendo bordes

entre regiones vacías de galaxias

Coordenadas

“supergalácticas”

(centro hacia

cúmulo de Virgo)

con su plano

aproximadamente

┴ plano Galáctico

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide44

(3) – distribución de galaxias hasta d ≲ 20 Mpc:

  • • gran concentración de galaxias: cúmulo de Virgo
  • • región central :
  • llena de E y S
  • • cúmulo ligado por
  • autogravedad
  • • N ~ 2500 galaxias
  • miembros,
  • distancia ~17 Mpc
  • radio ≲ 3 Mpc
  • ∅~ 20o en el cielo
  • aquí: 3.2o x 3.2o

M90 m=10.2

M84

m=10.0

M86

m=9.8

M89 m=10.7

M87

m=9.4

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide45

(4) distribución de galaxias hasta (d ≲ 30 - 40 Mpc):

→ conjunto del cúmulo Virgo, otros cúmulos pequeños,

grupos y filamentos en Supercúmulo local:

• estructura ligeramente

aplanada hacia el

(“plano supergaláctico”)

Diám ~ 30-40 Mpc

• cúmulo Virgo en centro

Grupo Local en borde

• M ≃ 1015 M⊙,

Ngal~ n * 10000

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide46

Supercúmulo Local:

Cada uno de los 2200 puntos = 1 galaxia, con Vía Láctea en el centro (vista de canto). Su polvo oscurece la vista en el plano Galáctico y resulta en dos regiones de forma “V” (conos oscurecidos)

(6) distribución a escalas más grandes:  Ley de Hubble

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide47

(5) Distribución de galaxias hasta r ≲ 200 Mpc:

• mayoría de galaxias en cúmulos que se agrupan en

supercúmulos (∅ ~ varios 10 Mpc . . . 100 Mpc)

• cúmulos ricos se encuentran frecuentemente en los

centros de supercúmulos (o en vértices de filamentos de

galaxias)

• mayoría de galaxias están en cúmulos o grupos, pero existen

galaxias aisladas (“del campo” = field galaxies)

Arp 319 = HCG 92

Stefan’s Quintet

V=6450 km/s

Galaxias en interacción

Arp 320 = HCG 57

Copeland’s Septet

V=9110 km/s

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide48

Supercúmulo Local y más allá:

distribución 3-D

relativo al plano

supergaláctico

en coordenadas

cartesianas:

SGX (Virgo = 0)

SGY ( Virgo)

SGZ (vertical)

o a veces

esféricas:

sgl = longitud

sgb = latitud

SGZ > 0

30 Mpc

SGY

sgl=90°

−SGY

sgl=270°

SGX

sgl=0°

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

SGZ < 0

slide49

NGC6872 (VLT) m=12.6 ∅=210 kpc

IC 4970

Pavo II Cluster

(Abell S0805) V=4167 km/s

Cúmulos ricos en espirales pero

dominados por una elíptica central:

ambos a d~55 Mpc

Pavo I Group

V=4107 km/s

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide50

Cúmulo

de Perseo

(Abell 426)

rico en

espirales,

5370 km/s

d ~ 85Mpc

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide51

El núcleo del cúmulo de Perseo (Abell 426)

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide53

Cúmulo de Coma (Abell 1656):

masivo (N>1000 gal’s)

rico en E’s, v=7000 km/s

dist. = 110 Mpc;

∅ ~ 1o en el cielo

imagen: ~ 20‘ x 20‘

Telesc. Kitt Peak 90cm:

superposición de

bandas B + R + NIR

(= azul, rojo, IR cercano)

E’s : rojizos

S’s : azulados

2 gE’s dominantes:

NGC 4874+4889

(por O. López-Cruz/I.Shelton)

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide54

Abell 3627

(Norma cluster)

Imagen de placa

fotográfica de

20' x 20‘ en el

plano Galáctico

Ppalmte. estrellas;

oscurecimiento

notable  usar

infrarrojo cercano

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide55

Cúmulo rico

en Norma

(Abell 3627):

¿ el centro del

“Gran Atractor”?

Imagen 30' x 30‘

compuesto de B, R, I

Oscurecimiento

apreciable:

situado atrás del

plano Galáctico

V=4650 km/s

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide56

La Ley de Hubble

• movimientos de galaxias en grupos o cúmulos al azar, con una

dispersión dependiendo de la masa total (pozo de potencial)

• pero galaxias de campo, grupos y cúmulos en su conjunto tienen

movimiento “sistemático”:

• 1912 (!) Vesto Slipher: ~“cada” galaxia espiral observada tiene

un corrimiento al rojo  se alejan de la Vía Láctea

El “corrimiento al rojo” se define como:

z = (λ -λ0)/λ0 (siempre); z ~ v/c (para v ≪ c, no relativista)

p.e. para galaxias principales en cúmulos crece

cuando las galaxias son más débiles (más distantes)

⇒diagrama de Hubble: relación lineal entre z (v) y distancia

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide57

v = c· z en el universo cercano

  • galaxias tipo “candela estándar”:

galaxias más brillantes en un

cúmulo de galaxias

  • otras galaxias: relación lineal

hasta grandes distancias

Ley de Hubble: v ∝ d  v = H0· d

H0 = constante de Hubble en

km/s/Mpc

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide58

H & K

Espectros ópticos

de galaxias más brillantes

en cúmulos de galaxias

= candelas estándares

(luminosidad~const)

Líneas de absorción

(H, K del Calcio II)

aparecen

desplazadas relativo

a líneas del laboratorio

(en los margenes inferior

y superior)

rojoazul

H0 d = v = Δλ/λ c

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

H & K

slide59

Ley de Hubble ⇔ método para medir distancias

v = H0· d  d = v/H0 = cz/H0

medición del corrimiento al rojo z = (λ -λ0)/λ0

↕ ↕

determinación de la velocidad v = c ·z de expansión

↕ ↕

Indicación para la distancia : d = v /Ho

⇒ método fácil: en base de espectros ópticos (muchas líneas)

y en radio (línea de 21 cm, sólo en galaxias S que tienen HI)

⇒ útil hasta grandes distancias  sexto escalón en la escalrea

de distancias

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide60

∙ solamente para distancias

d≳100 Mpc (para evitar

perturbaciones locales)

∙ hasta el borde del universo

visible, i.e. la época de la

formación de galaxias

∙ hoy: galaxias con

velocidades cercanas a

la velocidad de la luz c

p.e. la radiogalaxia

6C 0140+326 RD1: v = 0.95 c

⇒ z = 5.348 (altamente relativista)

(líneas espectrales del Hα (λ= 126 nm, ultravioleta)

→ FIR (λ= 700 nm); distancia d ≃ 5500Mpc

c = finito ⇒ luz necesita tiempo para llegar hasta la Tierra

t ≃ 9.5 · 109 años (~80% de la edad del Universo: 12-15 109 a

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide61

Repaso: métodos para medir distancias (la escalera de distancias)

¡ NOTE la importancia que se traslapen los rangos aplicables de

distancias para escalones vecinos para poder calibrarlos !

= surface brightness fluctuations

= paralaje espectroscópico

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide62

Ejemplos para desviaciones del flujo de Hubble

Su detección requiere:

a) determinación de la distancia independiente de la ley de Hubble (p.e. GC, PN, SN, cefeidas, plano fundamental, Tully-Fisher, etc.)

b) observación de la velocidad radial vrad (por medio de espectros)

⇒ movimientos propios (peculiares) relativo al flujo de Hubble:

Δv = vrad − vHub = vrad − H0 d = velocidad peculiar

si Δv > 0  galaxia tiene veloc. peculiar hacia fuera de nosotros

si Δv < 0  galaxia tiene veloc. peculiar hacia nosotros

Hay medidas de Δv para >3000 galaxias hasta distancia de ~70 Mpc

 Existencia de un “Gran Atractor” (en

dirección del cúmulo rico Abell 3627 en l ~330o b=0o)

y otros “atractores” como supercúmulos Perseo-Pisces o Shapley

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide63

⇒Ley de Hubble: ∙ Universo no es estático

∙ está en movimiento, pero ordenado  está en expansión

pero: los objetos ligados gravitacionalmente no expanden

(p.e. Tierra, sistema solar, nuestra Galaxia,

grupos y cúmulos de galaxias)

solamente:∙ galaxias de campo

∙ distancia ENTRE grupos y cúmulos de galaxias

Perturbaciones locales en la expansión:

(a) Por la dispersión en la velocidad de grupos y cúmulos

(b) alrededor de grupos y cúmulos masivos por la atracción

gravitacional de éstas concentraciones de masa

 grupos y cúmulos participan en flujo de expansión :

para su velocidad radial promedio vale: <v> = H0d

- para miembros individuales v ≠ H0· d

- miembros de grupos o cúmulos muy cercanos

pueden tener corrimiento al azul (p.e. M31: vrad = −300 km/s)

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide64

⇒ Ley de Hubble permite mapear hasta el límite del universo visible

problema es la calibración de la constante de Hubble:

(a) difícil por las perturbaciones locales

(b) vrad = cz es la suma de movimientos de :

- Tierra sobre su eje ~ 0.5 km/s (en ecuador)

- Tierra sobre el sol ~30 km/s;  vhel = velocidad heliocentrica

- Sol sobre el centro Galáctico ~220 km/s;

corrección según coordenadas galácticas:

vGC = vhel + (220 km/s sin ℓ cos b ) = velocidad “galactocentrica”

-Vía Láctea en el pozo potencial de LG

-LG (Grupo Local) está “cayéndose” al cúmulo de Virgo =

centro del supercúmulo local

(vcos = 1100 km/s, Δv ≃ 220 km/s)

-otros : p.e. … Gran Atractor, SC Shapley, etc.

⇒ calibración: ∙ local requiere ajustes por perturbaciones

∙ lejos: con SN

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide65

⇒ diferentes métodos para determinar H0  45 – 90 km/s/Mpc

(para un parámetro muy importante en modelos cosmológicos!)

∙ primera determinación (Hubble 1929): H0 = 500 km/s/Mpc

→ resultó en un Universo ~8 veces menor del valor actual

  • ∙ ~1960−2000: controversia
  • entre dos grupos que miden
  • 50 y 100 km/s/Mpc
  • ∙ medidas de cefeidas en Virgo
  • (HST): H0 = 65 km/s/Mpc
  • retrazo temporal en
  • lentes gravitacionales:
  • H0 = ~45 km/s/Mpc
  • efecto Sunyaev-Zeldovich
  • (efecto Compton inverso en cúmulos) H0 ~50 km/s/Mpc
  • valor “aceptado” de WMAP (fondo cósmico): H0 = 71 km/s/Mpc

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide66

La distribución de las galaxias a gran escala

∙ LSC: distribución de galaxias en un radio de r ≲ 30 Mpc

∙ 1980: primer intento de mapear la distribución sistemáticamente

en volúmenes más profundos

CfA (Center for Astrophysics, Cambridge, E.U.)

 medición de z de una muestra completa (mθ≤ 15.5)

redshift slices “rebanadas”;

∙ distribución muy inhomogénea

∙ cúmulos de galaxias

∙ filamentos de galaxias

∙ grandes vacíos de galaxias (~50 Mpc)

⇒∙ cúmulos ricos en

intersecciones de filamentos

⇒∙ galaxias de campo, en grupos

o cúmulos menos ricos

están en los filamentos

NOTE “dedo de dios”

del cúmulo Coma

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide67

¿ existen estructuras a escalas más grandes ?

  • ∙ TF (d ≲ 30 Mpc): supercúmulo local
  • ∙ CfA (d ≲ 250 Mpc): Gran Muro = estructura coherente ~170 Mpc,
  • se extiende a través de todo el cono
  • observado! ¿ quizas es más grande ?
  • ¡ NO ! topología de una esponja

con burbujas (vacíos = voids)

<D> = 50 Mpc

  • ⇒ comprobado con “surveys”
  • más profundos, p.e.
  • Las Campanas Redshift Survey (LCRS)
  • a gran escala (≳200 Mpc) el Universo es (casi) homogéneo

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide68

Las Campanas Redshift Survey (LCRS)

700 grados cuadr. en 6 “rebanadas”

~24000 galaxias con “redshift”

Cada galaxia está indicada con su

velocidad de recesión, sugiriendo

su distancia en base de la ley de

Hubble

Empobrecimiento periferal

debido a incompletez de la

muestra

slide69

¿ Hasta qué escala el Universo es inhomogéneo ?

 grandes proyectos de observación:

medir “redshifts” (corrimiento al rojo → velocidad ≃ distancia)

sistemáticamente en regiónes grandes

Proyecto más ambicioso HOY:

Sloan Digital Sky Survey (SDSS, 2001-2006)

Telescopio de 2.5 m en Apache Point (New Mexico, E.U.)

Cubre ~25% del cielo alrededor del polo Galáctico norte

Imágenes profundas con CCDs en 5 bandas

Redshifts para 1 millón de galaxias y 100 000 cuasares

~70% de los datos ya disponibles

Datos finales esperados para finales del 2006

2005: estructura más grande conocida “Sloan Great Wall”

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide70

SDSS ∆δ=4°

=25 Mpc

d=350 Mpc

L=450 Mpc

Estructura mayor

conocida:

“Sloan Great Wall”

(450 Mpc=1.4 Gly)

2005; decenas de

cúmulos ricos de

galaxias

“CfA Great Wall”

(180 Mpc=5.8 Mly)

1986

Leo A

SCL126

δ ~ −3°

δ ~ +24°

d=115 Mpc

L=180 Mpc

CfA ∆δ=12°

=25 Mpc

Gott et al 2005 ApJ 624, 463; Nichol et al 2006, MNRAS 368,1507

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide71

La masa de galaxias

∙curvas de rotación para galaxias cercanas

Mgal (<R) = v 2 R/G ⇒ Mgal = 1011 – 5 1011 Mʘ

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide72

∙anchos de líneas espectrales particularmente

línea de 21 cm de gas neutro (TF): Δv = 2 vmax sin i

pero: radio R donde ocurre vmax es una estimación

→ introduce incertidumbre en Mgal

Radio-

telescopio

problema: Vía Láctea y otras espirales tienen curvas de rotación

planas hasta que lo podemos medir. Más grande? Masa?

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide73

∙Galaxias binarias

Mbin = M1 + M2 = R3/P2 (Kepler III, en unidades solares, UA, años)

similar a estrellas binarias, pero no conocemos órbita de las

galaxias (demasiado lejos para observar movimiento propio)

∙ velocidades radiales

∙ distancia momentánea

entre galaxias

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide74

Evidencias para interacción gravitacional entre galaxias:

P.e.: brazos de marea, otras peculiaridades, …

hidrogeno neutro (HI) entre galaxias:

radio

óptico

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide75

⇒ gran incertidumbre en masa, porque no conocemos

ni distancia real, ni inclinación

Observación de muchos sistemas binarios ⇒ valores estadísticos:

M = 1011 - 1012M⊙ para S, E normales

M = 108 - 1010M⊙ para Irr

M = 106 - 107M⊙ para enanas dE e Irr

Determinación de las

masas de cúmulos de

galaxias en base de

“dispersión de velocidad”:

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide76

Masa de cúmulos de galaxias

∙teorema del virial: similar a binarias pero para muchos cuerpos

cúmulo en equilibrio = cúmulo ligado por su gravedad:

⇒ movimientos de galaxias son determinados por el campo

gravitacional de un cúmulo

Ecin = ½ m v2 energía cinética (del movimiento)

Epot = - G m1 m2/r12 energía potencial (de acelerar o dar

energía a un cuerpo)

p. e. acercándose al centro v ↑ Ecin↑ Epot↓

(más denso, más masa, campo grav. más grande)

alejándose del centro: v ↓ Ecin↓ Epot↑

⇒ cúmulo en equlibrio (“relajado”):

Ecin = - ½ Epot⇐ teorema del virial

sumando sobre todas partículas y tiempo hasta relajación

Mcum∝ (σvel)2 Rcúmσ= Σ(vG – <vcúm>)2/nG

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide77

⇒ masa de cúmulos:

<σ>~ 50 – 100 km/s →M = 1012 - 1013M⊙ grupos

<σ>~ 500 km/s →M= 1013 - 1014M⊙ cúmulos “pobres”

<σ>~ 1000 km/s →M= 1014 - 1015M⊙ cúmulos “ricos”

 masa faltante:

∙ espirales

∙ elípticas Mgal ≃ 3 – 10 Mlum

∙ cúmulos Mcúm≃ 100 Mlum≃ 10 – 30 Mgal

 masa faltante aumenta con escalas observadas:

≳ 90% de la materia del universo es “oscura”

(en todo el espectro electromagnético)

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide78

Gas intracumular

  • ¿ materia oscura = materia intracumular difusa ?
  • ∙ ~1970: cúmulos son emisoras de rayos X  térmico o no-térmico ?
  • Mitchell et al. 1976: detectan línea de Fe+24 y Fe+25 a hν~6.7 keV
  • confirmación de origen térmico (bremsstrahlung a T ~ 107 K)
  • ∙ 1978- : satélites espaciales para imágenes detelladas en rayos X:
  • (Einstein HEAO-2: 1978-82; ROSAT 1990-99; XMM-Newton: 1999-;
  • Chandra (AXAF) 1999- ); resolución angular desde ~2ˈ → <1"

A85: contornos

de rayos X

Abell 85 z=0.056

Orientación

de galaxia cD

frecuentemente

alineada con

gas intracumular

(contornos X)

EINSTEIN

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

1 Mpc (Ho=65)

slide79

imagen X de Abell 85: puntos naranjas = fotones indiv.,

contornos de intensidad  máximo ocurre en el centro del cúmulo

Distribución de rayos X es “lisa” (suave):

⇒ emisión está relacionada al cúmulo y

no a galaxias individuales en el cúmulo.

Ejemplo de un cúmulo distante,

detectado originalmente como radiogalaxia

(3C295 a z=0.46); muestra halo

extendido de rayos X (gas caliente)

alrededor de galaxia “huesped”

(parent galaxy, host galaxy);

estudio óptico  existe cúmulo de G’s

alrededor de la radiogalaxia;

picos en rayos X (puntos blancos)

coinciden con picos en radioemisión

3C295 a z=0.46 (42“ x 42“)

Rayos X, Chandra Obs. 1999

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide80

Cúmulo de Coma (A1656): naranja = rayos X sobre imagen óptico (blanco)

Indica centro del

pozo de potencial

ligeramente al sur

de galaxias dominantes;

indica subcúmulo

con gas caliente

hacia suroeste (SW)

Subcúmulo en fusión

con el cúmulo ppal.?

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide82

Cúmulo =Abell S1011

Perfil de temperatura:

evidencia para

T menor en el

dentro  flujos

de enfriamento

31 106 K

27 106 K

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide83

Cúmulo distante: emisión

en IR y en rayos X (azul)

Parte central (1 Mpc) del

cúmulo sólo en IR: gran riqueza en galaxias!

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide84

∙ ROSAT All Sky Survey (RASS): relevamiento de todo el cielo

 generalmente cúmulos ricos tienen gas caliente(>107 K)

invisible en óptico

Imagen rayos X de todo el cielo (RASS 1991): > 100 000 fuentes rayos X detectadas

Arco rojizo: remanente

de supernova muy cercano (detectado también en radio)

Emisión rayos X “suave”

(≲3 keV) en el plano

Galáctico es “absorbido”

por HI en disco galáctico

¿ explicación para la masa faltante ?

∙ el gas contiene mucha masa, equivalente a la materia luminosa:

Mgas≃Mlum Mdetectado solo crece por factor 2

 todavía falta mucha masa a detectar

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide85

Cúmulo Virgo en rayos X (satélite ROSAT)

con algunas galaxias ópticas marcadas

  • Mgas no es suficiente para
  • explicar masa faltante
  • ∙al contrario: observaciones
  • detalladas del cúmulo de
  • Virgo con ROSAT:
  • ¡ gas es tan caliente que se
  • requiere más masa para
  • “amarrar” el gas en el cúmulo,
  • que observado en las galaxias
  • del cúmulo!
  • gas: prueba independiente

de la masa faltante

  • Espacio extracúmular
  • está bastante vacío de gas

Cúmulo Abell 1553

en el fondo (z=.166)

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide86

Cúmulos de galaxias en fusión: mapas rayos X con XMM-Newton

Mapa de temperaturas: 1.2  5.2 keV

1 keV =

1.16 107 K

Belsole et al 2004,A&A 415,821

Contornos de rayos X: máxima

sobre las 2 galaxias cDs dominantes

kT/keV

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide87

Formación de galaxias

∙ secuencia de Hubble ≠ secuencia de evolución

¿ por qué tenemos galaxias diferentes ? ⇔ ¡ No lo sabemos !

⇒ estudio de formación de galaxias ⇔ en pañales

∙ en comparación a formación estelar (bien entendida):

− galaxias más difíciles de observar

− comprensión parcial (y falta de datos observacionales) de las

condiciones antes de la formación de galaxias

− galaxias más complejas

− fusiones/colisiones frecuentes (perturban la evolución)

⇒ conceptos en desarrollo (en base de observaciones del HST de

campos “superprofundos” o gran z)

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide88

Teorías de formación de galaxias

(A) ∙ Universo temprano: semillas de formación de galaxias

= fluctuaciones pequeñas en materia primordial

∙→ crecimiento hasta nubes de gas pregaláctico

TUniv≃ 2% : nubes de ~ 106 M⊙ ( ~ galaxias enanas de hoy)

∙ galaxias crecen por “merging” (fusión) de objetos más

pequeños hasta galaxias normales

∙ galaxias se acumulan en cúmulos por atracción gravitacional

 “bottom-up” theory

(B) ∙ Universo temprano: fluctuaciones de densidad a escalas

más grandes

∙ solamente colapsos de nubes de gas de ~ 1015 M⊙

( ~ tamaño supercúmulo)

∙ colapso irregular hacia un “pancake” (crepa)

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide89

∙ colapso de regiones individuales de densidades más altas;

simulaciones indican: 1012 M⊙, 100 kpc

“top –down” theory  tamaño de galaxias =

estructuras estables

⇒ controversia “bottom – up” vs. “top-down” por años

hoy: bottom–up preferida

∙problemas “top-down”:

∙ duración muy larga del colapso inicial y la fragmentación

que causa la formación de galaxias:

→ pero ya observamos galaxias a TUniv = 20%

→ debe haber formación de galaxias HOY,

pero existen muy pocas galaxias jóvenes

∙ ventajas “bottom-up”:

- explicación natural de la cantidad de enanas

-elípticas gigantes en centros de cúmulos

(regiones muy densas → gran probabilidad de fusiones/colisiones)

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide90

-elípticas son esferoides: (colisiones perturban órbitas

de estrellas, pero no las estrellas mismas)

- espirales en regiones más aisladas

- predice muy pocas galaxias jóvenes

y evidencia observacional reciente (de HST);

- más galaxias azules, más pequeñas en el pasado que hoy

- evidencia de “merging” y “canibalismo galáctico”

imagen del HDF; hay 18 objetos a d = 3500 Mpc en un

diámetro de 600 kpc ⇐ muy cercanas, muy azules y

pequeñas de ~109 M⊙ hace ~1010 años

⇒ ampliación de estos objetos (cada imagen 1/10 de Vía Láctea);

muy azules → formación estelar activa;

objetos son semillas para “merging” o colisiones

en galaxias más grandes

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide91

Otras 3 regiones en HDF amplificado

→ galaxias espirales y elípticas normales, pero también

muchas irregulares y peculiares

y evidencias para interacciónes

Hubble Deep Field

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide92

 formación de galaxias = “merging” repetido

∙ “merger” = 2 galaxias ~ mismo tamaño

∙ “canibalismo galáctico” = “trago”

de una galaxia vecina

∙ colisiones cercanas

 interacción depende de:

− tamaño relativo entre objeto

− distancia del acercamiento

− velocidades relativas

− orientación de la rotación

∙ no se puede observar una

colisión/fusión (duran ~108 a)

∙ simulaciones con computadores y comparación con

observaciones de galaxias en fusión/colisión

NGC 6166

Abell 2199

z=0.030

Inserto:

3 núcleos que

están fusionando con

galaxia principal del cúmulo

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide93

merging:

  • no explica donde se forman las estrellas

“galaxias” enanas

durante “merger”

después

Merging + “botton-up”

explica algunas diferencias entre elípticas y espirales

∙ cantidad de gas que

se usa en la formación

∙ pérdida de gas en → eyección de gas

colisiones pérdida del disco

[colisión, merger o canibalismo] (explicación por gas

∙ gas nuevo de espirales intracumular)

muy temprano → E

poco temprano → S

→ gas cae en un disco

rotando

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide94

p. e. galaxia peculiar Irr II NCC 1275:

probablemente una galaxia en interacción:

∙ elíptica grande + galaxia espiral pequeña

→ filamentos largos = gas expulsado

→ ~50 mancha azules = cúmulos globulares

 época de formación

de galaxias

(a) universo temprano hace más

que 10 billones de años

(b) evidencia de merging hoy =

equivalente a formación de

galaxias = formación hoy

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide95

NGC 1275: galaxia

peculiar irregular

en el centro del

cúmulo Perseo

(Abell 426)

galaxia en interacción: elíptica grande + espiral pequeña

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide96

NGC 1275

con el HST

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide97

Colisiones entre galaxias :

∙ formación de puentes de materia, gas, estrellas

∙ estrellas no son afectadas, órbitas sí

− casi nunca hay colisiones entre estrellas:

distancias entre galaxias ~ 10 Dgal; entre estrellas ~107 D*

∙ nubes de gas son afectadas (son extensas) → compresión de gas

→ inducción de

formación estelar

∙ p.e. M51 = Whirlpool (“remolino”) galaxy

d ~ 10 Mpc imagen óptica

→ comparación con IR: el brazo que se extiende

hacia la compañera es más luminoso en óptico

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide98

NGC 5195

vrad = 465 km/s

M51=NGC 5194/5

(B,V,R; INT, La Palma,

España) 12’x 12’

M51=NGC 5194/5 en J,H,K

(2MASS) Infrarrojo, 14.1’ x 14.1’

NGC 5194

vrad = 463 km/s

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide99

 ** más azul, caliente y joven

= recién formados ← estimulado por i.a.

simulación de una colisión de una elíptica

grande con una enana

→ duración algunos cien millones de años

→ la elíptica se cambia en una gal. espiral

producto final muy parecido a M51

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide100

Las galaxias “Antenas” NGC 4038/4039 interactuantes

d ~ 25 Mpc

simulación de 1972

Toomre & Toomre imagen óptica

vrad=1642 km/s

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide101

Galaxia “Cartwheel” (rueda) o “Zwicky’s ellipse” a d = 150 Mpc

3 galaxias: una de las dos más pequeñas ha pasado por la grande

induciendo formación

estelar en una onda

~circular, alejándose

del centro

Galaxia ppal.:

vrad = 9050 km/s

∅ = 1.1’ x 0.9’

m = 15.2

v = 9104 km/s

m = 15.3

v = 8639 km/s

m = 16.7

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide102

∙ IC694 (pequeña) + NGC 3690

  • galaxias en interacción → brotes de formación estelar;
  • no tiene mucho gas, “starburst” por un período corto de ~107 a
  • NGC 6240:d ~ 115 Mpc; resultado de una interacción;
  • vemos colas de marea saliendo en diferentes direcciones
  • similar a una simulación
  • → fuente en IR (satélite IRAS): “starburst” escondido
  • Arp 299 (v=3000 km/s)

NGC 3690

NGC 6240

NGC 1275

IC 694

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

slide103

NGC 2207 y IC 2163 (galaxias “oculares”)

IC 2163 moviendose en dirección antihorario; gravitacionalmente ligado  fusión eventual

NGC 2207

v = 2740 km/s

IC 2163

v = 2765 km/s

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA