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
539
desde Hubble 1923 (distancia vía * * variables)
hasta los conceptos modernos:
HUBBLE ULTRA DEEP FIELD (HUDF)
• imagen de 2.4’ x 2.4’ (rastreos POSS/SERC cubren todo el
cielo = 12.7 millones de veces el área)
• texp = 280h
• mlim = 30m
• Ngal ≃ 1500
por cada 1’ x 1’
con el telescopio espacial de Hubble
(800 exposiciones entre Sep’03 y Ene’05)
en 4 filtros: azul, verde, rojo, IR cercano
4 109 más “profundo” que simple vista
POSS, SERC mlim = 20m - 21m
→ universo contiene ~1011 galaxias
a t = 1/3 edad del universo
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
540
Imagen más profunda 2.4΄ x 2.4΄ en constelación Fornax (J033230.0−274710)
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)
N
E
Distribución más
aleatoria que en
campos grandes
1 arcmin = 60"
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
541
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 estelaresINTRODUCCIÓN
estan enAla
Vía Láctea
LA ASTRONOMÍA
542
M8
M20
M31
M32
Los 110 objetos
de Messier:
35 son galaxias
externas a la
Vía Láctea
M33
M110
Pleiades
M51
M82
M87
M104
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
M110 (vecina de M31)
543
 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
544
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
545
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
546
 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
547
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
548
Galaxias
Espirales
Galaxias vistas de
frente (de “cara”)
o “face-on”
M104 = el “Sombrero”
Sa de canto ∅=8.5’
V + IR
alabeo
(warp)
polvo emite en IR
V
polvo absorbe en V
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA 4
de canto o
“edge-on”
IR
filtros 3.6 - 8μm
549
M33 (Sc): vecina de M31 (a 14o) ∅= 1.2o≈ 30% de M31
en dos imágenes distintos:
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
550
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
551
• 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
552
M31: la galaxia de Andrómeda
halo
bulbo
disco
M32
M32
halo
M110=NGC 205
NGC 205 = M110
15 pc
Muestra los colores típicos de
las componentes de espirales
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Doble núcleo (inexplicado)
553
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
554
Otros ejemplos para galaxias barradas (SB)
(como antes pero
en otra imagen)
V = 1050 km/s
m(B) = 10.5 mag
V = 1000 km/s
m(B) = 10.8 mag
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
V = 1580 km/s
m(B) = 11.1 mag
555
• 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
556
Galaxias Elípticas
forma de isofotas: “boxy”
M49 (v=900 km/s)
en cúmulo Virgo
m(B) = 9.2 mag
M84 (v=1000 km/s)
en grupo
m(B) = 10.0 mag
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
3C295 (z=0.464, blanco)
con halo de rayos X (rojo)
m = 20.2 mag
557
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
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
558
son redondas
• 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
559
• 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
560
M32 (E2) m=8.73 ∅=9'
“Estrellas” más brillantes
= cúmulos globulares
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
561
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:
diap.
2 galaxias en Virgo
muy
V=1700 km/s
V=1700
km/scercanas:
ASP Gal 4
N4649 = M60 : S0 con cambio abrupto en el
↓
perfil de luz
Gal 11b
N4647 →
Sc
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
562
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
NGC 4449
en visible
V = 210 km/s
m(B)=9.8
Galaxias Irregulares:
No encajan en ninguno de
los otros tipos morfológicos
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
563
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
564
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
565
⇒ 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
566
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
567
Propiedades de los tipos de galaxias:
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
568
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
569
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
570
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
571
(3) Nebulosas planetarias (PN):
función de luminosidad
“termina” en mag. abs. máxima
de Mabs(500.7nm) = −4.48
Curvas de luz de
supernovas I y II
(4) SN I : tienen curva de luz
característica :
• 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
572
(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
Radiotelescopio
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
573
• 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
574
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
575
(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)
σ indica velocidades orbitales aleatorias de ** en el pozo del
potencial de la galaxia: crece con su diámetro ~ tamaño real
log10 Dn = 1.333 log10 σ + 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
576
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
577
⇒ quinto escalón
en las medidas
de distancia
datos sobre miles
de galaxias ⇒
su distribución
en el universo
cercano
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
578
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
579
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
580
(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
581
(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
M90 m=10.2
• N ~ 2500 galaxias
miembros,
• distancia ~17 Mpc
M89 m=10.7
radio ≲ 3 Mpc
∅~ 20o en el cielo
M87
o
o
m=9.4
aquí: 3.2 x 3.2
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
M84
m=10.0
M86
m=9.8
582
(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 * 10 000
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
583
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
584
(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
585
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
586 < 0
SGZ
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
587
Cúmulo
de Perseo
(Abell 426)
rico en
espirales,
5370 km/s
d ~ 85Mpc
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
588
El núcleo del cúmulo de Perseo (Abell 426)
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
589
Cúmulo de Perseo (Abell 426) más profundo todavía . . .
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
590
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
591
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
592
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
593
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
594
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
595
H&K
Espectros ópticos
rojo
azul
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)
H0  d = v = Δλ/λ  c
H&K
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
596
Ley de Hubble ⇔ método para medir distancias
v = H0· d  d = v/H0 = cz/H0
medición del corrimiento al rojo z = (λ -λ 0)/λ 0
↕
↕
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
597
∙ 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
9a
t ≃ 9.5 · 109 añosINTRODUCCIÓN
(~80% de
la
edad
del
Universo:
12-15
10
A LA ASTRONOMÍA
598
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
599
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
600
⇒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> = H0 d
- 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
601
⇒ 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
602
⇒ 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
603
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”;
NOTE “dedo de dios”
∙ distribución muy inhomogénea
del cúmulo Coma
∙ 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
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
604
¿ 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
605
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
¿ 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
607
Estructura mayor
conocida:
“Sloan Great Wall”
(450 Mpc=1.4 Gly)
2005; decenas de
cúmulos ricos de
galaxias
SDSS ∆δ=4°
=25 Mpc
d=350 Mpc
L=450 Mpc
SCL126
Leo A
δ ~ −3°
“CfA Great Wall”
(180 Mpc=5.8 Mly)
1986
d=115 Mpc
L=180 Mpc
δ ~ +24°
CfA ∆δ=12°
=25 Mpc
Gott et al 2005 ApJ 624, 463; Nichol et al 2006, MNRAS 368,1507
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
608
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
609
∙ 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
Radiotelescopio
problema: Vía Láctea y otras espirales tienen curvas de rotación
planas hasta que lo podemos medir. Más grande? Masa?
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
610
∙ 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
611
Evidencias para interacción gravitacional entre galaxias:
P.e.: brazos de marea, otras peculiaridades, …
hidrogeno neutro (HI) entre galaxias:
óptico
radio
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
612
⇒ gran incertidumbre en masa, porque no conocemos
ni distancia real, ni inclinación
Observación de muchos sistemas binarios ⇒ valores estadísticos:
M = 1011 - 1012 M⊙ para S, E normales
M = 108 - 1010 M⊙ para Irr
M = 106 - 107 M⊙ para enanas dE e Irr
Determinación de las
masas de cúmulos de
galaxias en base de
“dispersión de velocidad”:
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
613
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  Rcúm
σ = Σ(vG – <vcúm>)2/nG
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
614
⇒ masa de cúmulos:
<σ>~ 50 – 100 km/s →M = 1012 - 1013 M⊙ grupos
<σ>~
500 km/s →M = 1013 - 1014 M⊙ cúmulos “pobres”
<σ>~
1000 km/s →M = 1014 - 1015 M⊙ cúmulos “ricos”
 masa faltante:
∙ espirales
∙ elípticas
∙ cúmulos
Mgal ≃ 3 – 10 Mlum
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
615
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)
616
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,
3C295 a z=0.46 (42“ x 42“)
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
Rayos X, Chandra Obs. 1999
alrededor de la radiogalaxia;
picos en rayos X (puntos blancos)
coinciden con picos en radioemisión
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
617
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
618
Cúmulo de Coma (A1656) con observatorio XMM-Newton
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
619
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
620
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
621
∙ 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
622
Cúmulo Virgo en rayos X (satélite ROSAT)
con algunas galaxias ópticas marcadas
Cúmulo Abell 1553
en el fondo (z=.166)
 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
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
623
Cúmulos de galaxias en fusión: mapas rayos X con XMM-Newton
Mapa de temperaturas: 1.2  5.2 keV
Belsole et al 2004,A&A 415,821
1 keV =
1.16 107 K
Contornos de rayos X: máxima
sobre las 2 galaxias cDs dominantes
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
kT/keV
624
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
625
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
626
∙ 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
627
- 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
628
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
629
 formación de galaxias = “merging” repetido
∙ “merger” = 2 galaxias ~ mismo tamaño
∙ “canibalismo galáctico” = “trago”
de una galaxia vecina
∙ colisiones cercanas
NGC 6166
Abell 2199
z=0.030
 interacción depende de:
Inserto:
− tamaño relativo entre objeto
3 núcleos que
están fusionando con
− distancia del acercamiento
galaxia principal del cúmulo
− 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
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
630
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
muy temprano → E
poco temprano → S
→ gas cae en un disco
rotando
∙ pérdida de gas en
→ eyección de gas
colisiones
pérdida del disco
[colisión, merger o canibalismo]
(explicación por gas
∙ gas nuevo de espirales
intracumular)
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
631
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
632
NGC 1275: galaxia
peculiar irregular
en el centro del
cúmulo Perseo
(Abell 426)
galaxia en interacción: elíptica grande + espiral pequeña
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
633
NGC 1275
con el HST
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
634
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
635
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
636
 ** 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
637
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
638
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
v = 9104 km/s
estelar en una onda
m = 15.3
~circular, alejándose
del centro
Galaxia ppal.:
vrad = 9050 km/s
∅ = 1.1’ x 0.9’
m = 15.2
v = 8639 km/s
m = 16.7
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
639
∙ 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
640
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
641
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Galaxias normales