Astro&sicayCosmologíaUteLisenfeld

Despacho11,edificioMecenas,plantabajaute@ugr.es

Tel.958242745Temario:

1.  Observacionesdeestructuraagranescala;cúmulosygruposdegalaxias

2.  NúcleoacQvosdegalaxias(AGN=AcQveGalacQcNuclei)3.  PropiedadesdegalaxiasaaltoredshiX4.  Evolucióndegalaxias

Informaciónsobreasignatura•  Bibliogra&a:

–  PeterSchneider:Extragalac2cAstronomyandCosmology–Anintroduc2on

–  L.Sparke,J.Gallagher:GalaxiesintheUniverse:AnintroducQon–  Jones,Lambourne:AnintroducQontogalaxiesandcosmology

•  Transparenciasestándisponiblesenwww.ugr.es/~ute/astrofisica-y-cosmologia.html

Repaso:EspectroelectromagnéQcoentero

Hidrógeno atómico

Polvo interestelar

Estrellas Gas caliente

Gas muy caliente Procesos relativistas: -estrellas de neutrones -agujeros negros

………

[cm]

Gas y partículas frías

Moléculas

RepasoEspectroelectromagnéQcoentero

Atmósfera Atmósfera

Gas y partículas frías

Polvo interestelar Estrellas Gas caliente

Gas muy caliente Procesos relativistas: -estrellas de neutrones -agujeros negros

Hidrógeno atómico

Moléculas

SpitzerNASA/JPL-Caltech

Unidades

Luminosidad y flujo (o brillo aparente)Lainformaciónquedisponemosdelosastrosmásalládelsistemasolar,provienedelaobservacióndelespectroelectromagnéQco.

• Luminosidad(L)-[ergs-1]o[W],canQdaddeenergíaqueemiteunobjetoporunidaddeQempo.Esintrínsecaalobjeto.

Otraunidad:L¤ = Luminosidad solar = 3.839 x 1033 erg s-1 = 3.839 x1026 W (bolométrica)

• Flujo(total)obrilloaparente(F)-[ergs-1cm-2]o[Wm-2],EnergíatotalrecibidaporunidaddeQempoyunidaddeáreaeneltelescopiodelobservador.Esaparente;dependedeladistanciaalaqueestáelobjeto.Fν[ergs-1cm-2Hz-1]esflujoespecífico(oflujo)

F =L

4Πd2

Siunaestrellauobjetoemitedeformaisótropa,laradiaciónaunadistanciaddelafuenteestarádistribuidaenunasuperficieesféricadeárea4πd2yenesecaso

L = Lλdλ∫

F = Fλdλ = F

νdν∫∫

SpitzerNASA/JPL-Caltech

Unidades

Sistema de magnitudes

• Magnitudaparente(m)deunobjetoconflujoF

• Magnitudabsoluta(M)deunobjetoeslamagnitudaparentequeéstetendríasiseencontraseaunadistanciade10pcdenosotros.Esú2lrecordar:•  Unvalormásgrandedelamagnitudsignificamenosflujooluminosidad•  Unadiferenciaen2.5entremagnitudessignificaunfactor10enflujoo

luminosidad

m = −2.5logF

Fo

M = −2.5logF(d =10pc)

Fo

= m − 5log

d

10pc

con d en parsec

dondeFoesunflujodereferencia,queestableceelorigendemagnitudes.

Brillosuperficial

GalaxiaM101dealtobrillosuperficial

LeoI:galaxiaenanadebajobrillosuperficial

Brillosuperficial:•  definidocomo:flujorecibidoporsuperficie(ensegundosdearcsec2osterad)•  nodependedeladistancia(mientrasobjetosigueextendido)

Repaso:Mecanismosderadiación

– Líneasespectralesdeátomosymoléculas– EmisiónconQnua:

•  Cuerponegro•  Otros:

–  Radiaciónsincrotrón–  Emisiónradiotérmica

Líneas de emisión, de absorción y emisión continua

Ejemplos

Clasificación de estrellas: Líneasdeabsorpción(enlasatmósferasestelares)

Regiones de gas ionizado alrededor de estrella masivas (regiones HII) → Líneas de emisión

NGC604engalaxiascercanaM33

Informacíon quenosdanlaslíneas

•  Frecuencia/patróndelíneas:Quéátomos/moléculashayycuántos.•  Frecuenciaobservadadeunalíneaconocida:conelefectoDoppler→

velocidaddelafuente:–  Determinardistanciaatravésdelcorrimientoalrojo–  Movimientodelgas:

•  Curvasderotacióndegalaxias•  Determinacióndediscosenrotación

–  Movimientodeestrellas,p.e.estrellasbinariasespectroscópicos•  Formadelalínea:

–  Desanchamiento:DebidoalefectoDopler(temperatura,movimientopropio,presión)

–  Asímetrias(sobretodoenHI)

Emisióndecuerponegro

Cuerponegro:Cuerpoqueabsorbetodalaradiaciónqueentra.Esunabsorbente“perfecto”(ytambiénesunemisorperfecto).

Losfotonesqueemiteestánenequilibriotermodinámico(laemisiónsellamatambién“emisióntérmica”)

Elespectrodependesolamentedelatemperatura.

λmaxT(K) = 2.9mm

LeydeldesplazamientodeWien

[ergcm-2s-1ster-1Hz-1]

Las estrellas como cuerpo negro

Espectrodelsol Espectrodelasestrellas:Cuantomásmasivas->máscalientes->Espectromásazul

Clasificación de galaxias en •  Ellipticas/esferoidiales •  Galaxias espirales (de disco)

También hay “galaxias irregulares/ peculiares” que no encajan en los dos grupos

Esquema original de Hubble (1936)

Clasificación de galaxias

Colores rojos Poco gas Poca formación estelar reciente

Colores azules Mucho gas Formando estrellas activamente

Estructuraagranescala•  EnlasúlQmas3décadassehahechoungranesfuerzoparamedirla

distribucióntridimensionaldegalaxias.•  ¿Porquéesimportante?

–  Nosdainformaciónsobreladistribucióndeladensidadcósmicaqueestádominadopormateriaoscura,perolasgalaxiaslotrazanmuybien.

–  Nospermitecomprobarlosmodeloscosmológicos.–  Nosdainformaciónsobrelasgalaxias(mássobreestoeneltema3)

•  Paraobtenerladistribucíontridimensionalnecesitamoshacer–  Imágenesfotométricos(bandaancha)–  TomarespectrosparadeterminarlavelocidadderecisiónyconlaleydeHubblela

distancia.

•  Estratégiadelossurveys:–  Escogerunaregión.SielsurveyQenequeserprofundo(=detectarobjetosdebiles)la

regiónnopuedesermuygrande–  Escogerlosobjetosqueseránobservadoconespectroscopía(normalentelosmás

brillantes)

AlgunossurveysCenterforAstrophysicsPointSourceCatalog(IRAS),basadoenuncatalogoinfrarrojo2-degreeFieldGalaxyRedshiXsurvey(withAnglo-AustralianTelescope)SloanDigitalSkySurveyDeepExtragalacQcEvoluQonaryProbe(withKeckandHST)

Distribucióndegalaxias

Distribuciónfilamentaria,“walls”y“voids”(zonasvacías)

Distribuciónenunacoordenadadelcielo(RA).Enlaotracoordenadasesumasobreunintervalo

Gruposycúmulosdegalaxias

•  Ladistribucíondegalaxiasnoesuniforme,sinoseagrupan:–  Grupodegalaxias(<50miembros)–  Cúmulosdegalaxias(>50miembros,hastamiles)–  Supercúmulos–  Filamentosysheets,alrededordelosvoids.

•  Laseparaciónentregruposycúmulosesarbitraria,sedebealcriteriodeseleccióndelprimercatálogodecúmulos.SinembargoasociacionesdepocasgalaxiasydemuchasQenenpropiedadesdiferentes.

•  Esimportanteestudiarestasagrupacionespara:–  Comprobarmodelosdeformacióndeestructura–  Loscúmuloseranlasprimeraspruebasdelaexistenciademateriaoscura.

Grupolocaldegalaxias

PropiedadesConsistede~55galaxias:•  Tresespirales:

–  VíaLáctea(MilkyWay,MW)–  M31(Andromeda)–  M33

•  LasNubesdeMagellanes•  Elrestosongalaxiasenanas(sobretododEydS)•  LamayoríadelasgalaxiasenanasestánalrededordelaMWyM31,songalaxias“satélites)

•  Hasta~2000seconocían35miembros,losotrossehandetectadodespuésconSDSS.Sevencomoligerassobre-densidadesdeestrellasenunaregión

•  Andromedaseestámoviendohacianosotrosyestápredichodefusionarconnosotrosenunoscuantos~5-7109años.

•  Elgrupolocalnoesungruporelajado(ladistribuciónnoeshomógeneo),parecemásbiencomodosgruposenelprocesodefusión.

•  Suinterésesquepodemosestudiarsucomposiciónenmuchodetalle•  Lasgalaxiasenanasnoseríanvisibleenungrupomáslejano.•  Sonimportantesparaentenderlaformacióndegrupos(ylaformacióndegalaxias).

LosmiembrosmásbrillantesdelGrupoLocal

M33-Triangulum

M31-Andromeda

LasnubesdeMagellan

Algunasgalaxiasenanasdelgrupolocal

NGC 6822 (dE)

Antila

Fornax (dS)

Grupos de galaxias

-  Asociaciones que no son suficientemente grande para ser cúmulos (definición arbitario, proveniente de la primera búsqueda de cúmulos de Abell)

-  Un subgrupo: Grupos compactos (n= 4 o más), primero buscado de Hickson (10982) de placas fotográficas.

Hickson 87 Stephan’s Quintet