Lunes 6 de Junio 2011
Capítulo 12
Clasificación Morfológica de Galaxias. Galaxias Espirales. Galaxias Irregulares.
Brillo Superficial. Curvas de Rotación. Relación de Tully-Fisher. Relación
Radio-Luminosidad.
Masas.
Relación
Masa-Luminosidad.
Colores.
Frecuencia Específica de Cúmulos Globulares. Estructura Espiral. Galaxias
Elípticas. Relación de Faber-Jackson. Función de Luminosidad.
Galaxias Visibles sin Telescopio
Vía Láctea: Banda brillante de luz
difusa en el cielo nocturno visible a
simple vista
Andrómeda: nebulosa de
tamaño aparente 4 grados
Nube Mayor de Magallanes
nebulosa de tamaño aparente 3
grados
Nube Menor de
Magallanes nebulosa
de tamaño aparente 2
grados
Galaxias
En 1755 el filósofo Immanuel Kant extendió
su sugerencia acerca de que la Vía Láctea
era una distrubución discoidal finita de
estrellas, sugiriendo que quizas las
“nebulosas” que se observaban eran objetos
similares a la Vía Láctea que se
encontraban a grandes distancias. Los llamó
Universos Islas.
Charles Messier, un astrónomo frances
(1730-1817), catalogó 103 nebulosas para
no confundirlas con los cometas que estaba
buscando. Algunas de esas nebulosas eran
verdaderamente nebulosas gaseosas que
pertencen a la Vía Láctea, otras cúmulos
estelares, mientras que otras eran galaxias
externas.
Galaxias
John Louis Emil Dreyer, astrónomo
danés/irlandes (1852-1926) publicó su
Nuevo Catálogo General (NGC), el cual se
basó en el trabajo de William Herschel y su
hijo Sir John Herschel (1792-1871), que
contenia del orden de 8000 objetos. Al igual
que Messier, la verdadera naturaleza de
estas “nebulosas” era aún desconocida.
William Parsons, 3er Earl of Rosses,
astrónomo inglés (1800-1867) contruyó un
telescopio un telescopio en Irlanda (llamado
Leviathan) de 1.8 m, que en ese momento
era el más grande del mundo, con el que fue
capaz de resolver la estructura espiral de
algunas de esas nebulosas por primera vez.
Esta estructura sugeria fuertemente que se
hallaban rotando.
Telescopio Leviathan
Galaxia Whirpool (M51 ó
NGC5194)
Fotografía tomada por el telescopio espacial Dibujo esquemático hecho por Lord Rosse
en 2005
en 1845
El Gran Debate
El 26 de Abril de 1920 tuvo lugar un debate
entre Harlow Shapley y Herber D. Curtis
(astrónomo estadounidense 1872-1942)
acerca de la Escala del Universo. Shapley
defendia la idea de que las nebulosas eran
parte de nuestra Galaxia, mientras que
Curtis decia que eran objetos
extragalácticos.
En este debate no se llegó a un resultado
conclusivo ya que habia argumentos a favor
y en contra de ambas ideas.
La resolución del mismo llegó finalmente
cuando se pudieron tener estimas
relativamente correctas de las distancias a
nebulosas.
Edwin Hubble
Edwin Hubble (astrónomo estadounidense
1889-1953) fue quien finalmente resolvió el
tema de la naturaleza de las nebulosas a
través de la medición de estrellas variables
Cefeidas en la galaxia M31 (Andrómeda)
utilizando el telescopio de 100 pulgadas de
Mount Wilson
Variables Cefeidas
Son estrellas muy luminosas.
Poseen una correlación muy marcada entre
su luminosidad y su período, siendo las más
brillantes las de período más largo.
Hubble estimó una distancia de 285 kpc (la
correcta es de 770 kpc) para Andrómeda.
Pero de cualquier manera estableció que
era un objeto extragaláctico.
Galaxias Visibles con el
Telescopio Espacial
Clasificación Morfológica
En 1926, es decir tan sólo 3 años más tarde
de haberse determinado la naturaleza
extragaláctica de las nebulosas, Hubble
publica un artículo titulado “Extra-Galactic
Nebulae” donde propone clasificarlas en tres
grupos diferentes de acuerdo a su
apariencia morfológica: Elípticas (E),
Espirales (S) e Irregulares (Irr). Esta
clasificación se conoce como secuencia de
Hubble. Las espirales se dividen en
espirales normales (S) y en espirales
barreadas (SB). La transición entre las
Elípticas y las Espirales se realiza a través
de un clase de galaxias llamadas
Lenticulares que pueden ser tanto S0 ó
SB0.
Para las elípticas, definió un parámetro de
elipticidad a través de los ejes aparentes
mayor y menor, α y β respectivamente, de
las imágenes:
ε=1- β/α asignándole
un tipo 10ε. Este valor va desde E0 para
una distribución perfectamente esférica a E7
para las más aplanadas. No se han
detectado elípticas más aplanadas que E7.
Para las espirales normales definió
subclases: Sa, Sab, Sb, Sbc, Sc y para las
espirales barreadas: SBa, SBab, SBb,
SBbc, SBc. Las Sa ó Sba son las que tiene
los bulbos más prominentes respecto al
disco (Lbulbo/Ldisco~0.3), brazos espirales mas
cerrados y las distribución de estrellas mas
suaves en los brazos espirales. Las Sc ó
Hubble creyó (incorrectamente) que esta
SBc tienen los bulbos más pequeños
clasificación obedecia a una secuencia
relativos al disco (Lbulbo/Ldisco~0.05), los
evolutiva en la vida de las galaxias y por eso brazos más abiertos y fragmentados
llamó a las de la izquierda del diagrama
“tempranas”y a las de la derecha “tardías”.
Secuencia de Hubble
Secuencia de Hubble
Esferoides
Es importante tener en cuenta que esta clasificación morfológica esta basada en valores
obtenidos sobre la distribución proyectada y no en la tridimensional de la luz.
Esferoide Oblado (a=b>>c)
Esferoide Prolado (a>>b=c)
Galaxias Elípticas
Las propiedades físicas pueden variar
enormemente:
1)Magnitudes absolutas en la banda-B
puden ir desde muy débiles (MB=-8) hasta
las muy brillantes (MB=-23)
2)Masa total=Masa Luminosa + Materia
Oscura M=107M hasta M=1013M
3)Tamaños desde algunas décimas de kpc
para las enanas hasta cientos de kpc para
las gigantes.
Imágenes de galaxias tipo temprano: a)
IC4296 E0 b) NGC4365 E3 c) NGC 4564 E6
d) NGC4623 E7 e) NGC4251 S0 f)
NGC4340 RSB0 (desde la izquierda a la
derecha y desde arriba hacia abajo)
Galaxias Espirales
Las propiedades físicas tienen mucho
menor variación que en las elípticas.
1) Magnitudes absolutas -16<MB<-23
2) Masas totales 109M<M<1012M
3) Diámetros 5kpc<D<100kpc
Galaxias Irregulares
Hubble las clasifico en IrrI si habia algún
indicio de una estructura organizada y IrrII a
las más desorganizadas.
1) Magnitudes absolutas -13<MB<-20
2) Masas totales 108M<M<1010M
3) Diámetros 1kpc<D<10kpc
Propiedades de las Galaxias
Perfil de Luminosidad
Para las galaxias elípticas y para los bulbos
de las espirales, el brillo superficial sigue
una distribución r¼ tipo de de Vaucouleurs
similar al del bulbo de la Vía Láctea:
donde se lo ha expresado en expresado en
mag/arcsec2 en vez de L/pc2
Las galaxias disco, tiene una luminosidad
por unidad de área que decae
exponencialemente (al igual que se vió para
el disco de la Vía Láctea) que en
mag/arcsec2 en vez de L/pc2 tiene la forma:
Perfil de Sérsic
José Luis Sérsic (astrónomo
argentino, 1933-1993) generalizó
estas dos ecuaciones en una sola
que se conoce como Ley o Perfil de
Sérsic:
donde n es un parámetro que vale
n=4 para las elípticas y n=1 para
las espirales.
Hidrógeno Neutro
Cuando un electrón de un átomo de Hidrógeno neutro pasa de un nivel alto de energía a
un nivel más bajo (spin paralelo al protón a spin antiparalelo) emite un fotón de longitud
de onda 21.1cm, es decir ondas de radio.
NGC 3198
1) Observar el Hidrógeno neutro usando la
linea de 21.1 cm con un radio telescopio.
2) Medir el corrimiento al rojo de esta línea
3) La imágen muestra un mapa de los
contornos de isodensidad
4) Haciendolo en función del radio se
obtiene la curva de rotación
Curvas de Rotación
El perfil de brillo superficial de una galaxia
brinda información acerca de la distribución
de su materia luminosa. Las curvas de
rotación, en cambio, brindan información
acerca de la distribución de materia total, es
decir luminosa y oscura.
Al igual que para la Vía Láctea, las curvas
de rotación de la mayoria de las galaxias
revelan que existen grandes cantidades de
materia oscura alrededor de las mismas.
Jueves 9 Junio 2011
Relación de Tully-Fisher
Establece una relación entre la luminosidad
de una galaxia (o su magnitud absoluta) y el
máximo de su velocidad de rotación. Las
más brillantes rotan más rápido. Fue
establecida por Brent Tully y J. Richard
Fisher en 1977.
V2=GM/R, asumendo una relación MasaLuminosidad constante para todas las
galaxias M/L=C1, se tiene V2=GLC1/R y
asumiendo que además todas tienen el
mismo brillo superficial C2=L/4πR2 se tiene
que V2=GL½ por lo que se tiene finalmente
que L~V4
Del gráfico de se observa que la pendiente
es 6.5/0.7 en magnitud, por lo que
convirtiendolo
a
luminosidad
será
(6.5/2.5)/0.7~3.7
lo
cual
concuerda
relativamente bien con el argumento teórico.
Esta relación se suele utilizar como un
indicador de las distancias a las galaxias.
Relaciones de Escala
Además de la Relación de Tully-Fisher,
existen otras correlaciones entre los
parámetros fundamentales de las galaxias
espirales de distintos tipos morfológicos,
tales como luminosidad L (en las bandas I y
K) y velocidad V, el parámetro o longitud de
escala R.
La dispersión de velocidades en el plano
Velocidad versus Luminosidad es mucho
menor que en los otros 2
.
Courteau et al (2007)
Relación M-σ
En el 2000 se encontró una relación
empírica entre la masa del agujero negro
central supermasivo M de una galaxia y la
dispersión de velocidad σ de su componente
esferiodal. En el gráfico de abajo se muestra
el perfil de velocidad y su dispersión para la
galaxia M32.
Frecuencia Específica de
Cúmulos Globulares
Correlación entre el número de cúmulos
globulares (normalizado por la luminosidad
de la galaxias central) como función del tipo
morfológico. Pareciera que las galaxias de
tipo
temprano
(aquellas
donde
la
componente esferoidal es más importante)
son más eficientes para formar cúmulos
globulares.
Galaxias Elípticas
La clasificación de Hubble, basada en sólo
la elipticidad de la imagen proyectada,
mostró ser insuficiente para clasificar otras
características como tamaños, magnitud
absoluta y brillo superficial. Existen
diferentes
categorias:
cD,
normales:
gigantes (gE), intermedias (E) y compactas
(cE), enanas (dE), enanas esferoidales
(dSph) y enanas azules compactas (BCD).
Relación de Faber Jackson
En 1976, Sandra Faber y Robert Earl
Jackson encontraron una relación empírica
entre la dispersión de velocidades central de
galaxias elípticas y su luminosidad. Esta
relación establece que las galaxias más
brillantes tienen mayor dispersión de
velocidad en su zona central: L~σ4
La pendiente (en magnitudes) se puede
estimar como 18/2 o en luminosidad como
(18/2.5)/2~3.6
Función de Luminosidad
Es el número de galaxias por unidad de
volumen que tienen magnitudes absolutas
entre M y M+dM. Equivalentemente, se la
puede expresar como el numero de galaxias
por unidad de volumen con luminosidades
entre L y L+dL. Paul Schechter propuso en
1976 la siguiente función analítica para
describir este comportamiento:
Φ(L)dL~Lα e-L/L*dL
donde α=-1 y MB=-21 para las galaxias
locales de campo.
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