CÚMULOS DE GALAXIAS
GRUPOS
ESTRUCTURA A GRAN ESCALA
•Una gran parte de las galaxias se encuentra en grupos y cúmulos
•Los grupos y cúmulos se mantienen por gravedad
•Propiedades básicas:
•Grupos: ~ 3 – 30 galaxias
•Cúmulos: ~ 30 – 1000 galaxias
•Tamaños: ~ 1- 10 Mpc
•Contienen a menudo muchas galaxias enanas
•~ 3000 cúmulos catalogados
•Los cúmulos son las estructuras más masivas y más grandes que pueden
observarse a distancias cosmológicas
PROPIEDADES:
•Son estructuras virializadas
•Simetría esférica, normalmente
•Densidad superficial de galaxias: perfil de King
•Proporción de tipos: E:S:S0 = 3:2:4
•Velocidades típicas ~ 1000 km/s
•Masas ~ 1014 – 1015 M
 ( r )   0 (1  r / rc )
2
2
1
CONSTITUYENTES:
•Estrellas intracúmulo: luz difusa débil
10-15% del brillo total
estrellas arrancadas por marea (?)
•Gas caliente: T ~ 107 – 108 K
rayos X
n ~ 10-3 cm-3
L ~ 10-2 – 10-4 L(opt)
M(gas) ~ 5M(estrellas)
no es primordial (metalicidad ~ 0.3)
mergers calientan el gas
•Materia oscura: M ~ 4 M(gas+estrellas)
Riqueza
•Parámetro de riqueza R definido por el número de galaxias que hay en un cúmulo
con magnitud aparente entre m3 y m3 + 2, siendo m3 la magnitud de la tercera
galaxias más brillante del cúmulo.
cD dominated
•Algunos cúmulos tienen en su centro una galaxia de tipo E supergigante, cD que
poseen un gran halo extenso y débil.
Núcleos múltiples
Canibalismo
Mergers
Masa de los cúmulos (idea):
•Puede estimarse la masa de un cúmulo mediante medidas cinemáticas.
•A partir del tiempo de cruce tc ~ R/σ ~ 109 años, se deduce que un cúmulo está
ligado gravitacionalmente (tiempo de Hubble H0-1 ~ 1.3 × 1010 años) y puede
aplicarse el teorema del virial:
2T  V  0
T 
1
2
mv
i
2
i
V 
;
1
2
i

i j
G mim j
rij
definiendo masa total M, dispersión en velocidad v2 y radio gravitacional rG:
M 

mi ;
v
2
1

M
i
mv
i
i
2
i
;

mi m j
2
rG  2 M  
 i j r
ij





1
Se obtiene:
T 
M
2
v
2
;
V 
GM
rG
2
;

M 
rG v
G
2
Cúmulo de Coma
Masa de los cúmulos a partir de la emisión en rayos X:
•Puede estimarse la masa de un cúmulo con observaciones en rayos X
•Se supone:
dp
 simetría esférica
 equilibrio hidrostático
 ley de los gases perfectos
G M ( r )  (r )
dr
•de aquí:
 d log  d log T  2
M ( r )  A 

r T

dr 
 dr
•Así que midiendo T(r) y ρ(r) se obtiene M(<r)

p 
r
kT 
mH
2
Masa de los cúmulos a partir de la emisión en rayos X:
•A partir de espectroscopía en rayos X puede determinarse la emissividad del gas y,
de ahí, la temperatura y la densidad.
  B T
1 / 2
N e exp(  h / kT )  log( kT / h ) 
2
Resultados:
M (galaxias) ~ 5 – 10% M(tot)
•M(tot) ~ 5×1014 - 5 ×1016 M
•M(vis) = 5 – 10% M(tot)
•M(gas) = 10 – 30% M(tot)
Y de aquí, la M/L es del orden de 300.
Evolución de las galaxias en un cúmulo:
•En un cúmulo de galaxias, donde hay gas caliente intracúmulo y la densidad de
galaxias favorece interacciones entre ellas, la evolución de una galaxia es diferente
de la de una galaxia de campo.
•Un hecho observacional que refleja esto es el Efecto Butcher-Oemler (BO):
•en cúmulos de alto redshift hay un exceso de galaxias AZULES respecto a la
de cúmulos cercanos
Butcher & Oemler 1978, ApJ, 516, 647
Butcher & Oemler 1984, ApJ, 285, 426
Evolución de las galaxias en un cúmulo:
•
•
•
•
•
Cambios en la morfología y SFR con z
Las galaxias azules son de tipo S y están en las afueras del cúmulo
Interacciones y mergers
Diferente densidad alrededor de las galaxias....
Etc.
Procesos físicos que pueden afectar la evolución de una galaxia:
1.
2.
3.
Stripping por presión: el gas es empujado fuera de la galaxia por la presión del
gas intracúmulo
Interacciones galaxia-galaxia
Harassment: transformación de S en E por interacciones sucesivas que van
sacando el gas de la galaxia
Evolución de las galaxias en un cúmulo:
Stripping:
Si la presión del gas IC excede la
energía del gas IS de la galaxia,
ésta puede perder el gas. Los
tiempos de cruce son ~Gyr asi
que una galaxia espiral típica
puede perder el gas en unos
pocos Gyr
Evolución de las galaxias en un cúmulo:
Interacciones galaxia-galaxia:
Evolución de las galaxias en un cúmulo:
Harassment:
Multiples pasadas van transfiriendo
energía a los discos.
Pérdida de gas.
Cambios de morfología.
~30% de la energía de ligadura
EL GRUPO LOCAL
• Es un grupo de 39 galaxias incluyendo la Via Láctea y
Andromeda
–
–
–
–
–
Tamaño: ~1 Mpc
5 más brillantes (M31, VL, M33, LMC, IC10)
3 Espirales (VL, M31, & M33)
22 Elipticas (4 pequeñas Es & 18 enanas)
14 Irregulares de varios tamaños (LMC, SMC)
• Masa total ~ 5x1012 M
SUPERCÚMULOS
• Son cúmulos de cúmulos
– Tamaño: ~50 – 100 Mpc
– 90-95% de espacio vacio
– Estructura filamentosa
• Masa total ~ 1015 – 1016 M
EL SUPERCÚMULO LOCAL
EL SUPERCÚMULO LOCAL
•Centrado en el cúmulo de Virgo (~17 Mpc de distancia)
•Tamaño ~ 30 – 50 Mpc
•Masa ~ 1015 M
•Alargado, achatado
•M/L ~ 550 (mucha materia oscura!)
VACIOS FILAMENTOS Y PAREDES
•Filamentos: cadenas muy largas de supercúmulos
•Vacios: burbujas de ~ 20-50 Mpc con ~ 5 veces menos galaxias
LA “GRAN MURALLA”
150 Mpc de longitud
60 Mpc de alto
5 Mpc de grosor
Masa ~ 2×1016 M
ORIGEN DE LA ESTRUCTURA A GRAN ESCALA
•Fluctuaciones de densidad después de la inflación (10-35 s
después del Big Bang
•Materia oscura es necesaria
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GALAXIAS