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Propiedades de galaxias de disco Jorge Jiménez Vicente Departamento de Física Teórica y del Cosmos Universidad de Granada MASTER FISYMAT.

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Presentación del tema: "Propiedades de galaxias de disco Jorge Jiménez Vicente Departamento de Física Teórica y del Cosmos Universidad de Granada MASTER FISYMAT."— Transcripción de la presentación:

1 Propiedades de galaxias de disco Jorge Jiménez Vicente Departamento de Física Teórica y del Cosmos Universidad de Granada MASTER FISYMAT

2 Galaxias de disco Las galaxias de disco son más complejas en apariencia que las elípticas: Más variedad morfológica Estructura con detalles (no tan suave) Variedad en las poblaciones de estrellas (desde estrellas viejas a estrellas en formación). Cinemática más compleja Medio interestelar complicado

3 Galaxias de disco: Componentes

4 Componentes: El disco Población estelar mixta (estrellas viejas hasta zonas de formación estelar) Metalicidad alta Orbitas cuasi-circulares con poca dispersión Rico medio interestelar: gas neutro, gas molecular, polvo, campo magnético, etc Brazos espirales

5 Componentes: bulbo, barra y núcleo Bulbo Gran variación en metales Alta densidad Similar a las galaxias elípticas Dispersión de velocidades importante (v/ ) 1 Barra Estructura de larga duración Distrubución de densidad plana Asociada con polvo, formación estelar, anillos… Núcleo Zona muy densa (hasta 10 6 M /pc 3 ) Agujero negro supermasivo

6 Componentes: El halo Existe un halo visible y un halo oscuro Brillo superficial muy bajo Compuesto por estrellas de baja metalicidad, cúmulos globulares, enanas, gas muy caliente Casi sin rotación

7 Bulbos Son, junto con el halo, la parte mas vieja de las galaxias de disco. Muy similares a las elípticas (incluso en las correlaciones tipo FJ, PF, etc…).

8 Fotometría superficial Si representamos el brillo superficial de una galaxia de disco como función del radio galactocéntrico se distinguen claramente el bulbo y el disco. El bulbo se ajusta a una ley de de Vaucouleurs como una elíptica El disco se ajusta a una ley exponencial I(R)= I 0 exp(-R/h R )

9 Fotometría superficial

10 Descomposición bulbo-disco

11 Fotometría superficial (II) Esta ley es puramente empírica. La constante h R es una longitud característica de cada disco. Se llama escala radial. Usualmente 1

12 La Ley de Freeman: efecto de selección Si seleccionamos galaxias hasta un brillo límite, encontraremos (erróneamente) la Ley de Freeman: Con >> 0 hay muy pocas. Las de >> 0 no las veremos

13 Truncamientos

14 Distribución de luz en 2D

15 Distribución vertical de luz En la dirección vertical se utilizan diversas funciones. L(z)=L(z=0)sech 2 (z/2h z ) Basado en un modelo isotermo L(z)=L(z=0)exp(-z/h z ) L(z)=L(z=0)sech(z/h z ) L(z)=2 -2/n L(z=0)sech 2/n (nz/2h z ) Se encuentra que 2/n 0.53 (entre la sech y la exp) h z -> Escala de altura En general se admite que hz no depende de R.

16 Distribución vertical de las distintas poblaciones

17 Discos gruesos En muchas galaxias la distribución vertical de luz presenta un exceso lejos del plano -> Disco grueso Se caracteriza por su escala de altura al igual que el disco delgado. Origen incierto. Posiblemente relacionado con episodios de acrecentamiento. La Vía Láctea presenta un disco grueso Las estrellas del disco grueso son, por lo general, más viejas

18 La distribución global La distribución de luz viene dada por: L(R)=L D (0)exp(-R/h R )sech(-z/h z ) + I e exp(-7.67((R/Re)1/4-1))

19 Contribución del bulbo Se define la razón bulbo-disco (o la razón bulbo-total) como: B/D = 3.57 (R e /R d )2 (I e /I d ) B/T = R e 2I e / (R e 2I e R d 2I d ) Esta razón disminuye con el tipo de Hubble: Type E S Sa Sab0.322 Sb0.243 Sbc0.165 Sc Scd Sd0.0250

20 Distintos tipos: colores y contenido en gas Las galaxias tempranas son más rojas y las tardías más azules (la historia de formación estelar es diferente) También las tardías tienen más gas que las tempranas.

21 Brazos espirales Pueden ser desde muy bien definidos y simétricos (grand design) hasta de tipo filamentoso (floculent)

22 Brazos espirales (II) Su origen es incierto: Las GD pueden ser ondas de densidad. Son como atascos orbitales. Tal vez inducidos por interacciones. Las floculentas pueden ser por formación estelar que se propaga

23 Brazos en M51: Grand design

24 Brazos espirales (III) El contraste en luz es mas alto que en densidad real por la formación estelar.

25 Barras Aproximadamente el 50% de las galaxias de disco presentan barras. Presentan una relación de ejes 1

26 Barras: anillos y lentes

27 Barras, anillos y brazos

28 El medio interestelar Aproximadamante el 10-15% de la masa que vemos esta en el ISM (casi todo en forma de gas). El polvo, aunque no es importante en masa es importante por su papel en la absorción de la luz El gas se encuentra fundamentalmente en cuatro fases: Gas neutro (HI). T 100K Gas molecular (H 2 ). T 10K Gas ionizado templado (Regiones HII). T 10 4 K Gas ionizado caliente (Visible en RX). T 10 6 K

29 El halo de rayos X

30 El polvo Se encuentra fundamentalmente cerca del plano. Su distribución no es nada homogénea Muy importante en los procesos de formación estelar

31 Distribución del polvo

32 El gas molecular Representa la fase más densa del medio interestelar (donde tiene lugar la formación estelar) Su distribución radial suele concentrarse hacia el centro, aunque recientemente se le ha detectado en las partes más externas Suele detectarse por las moléculas que acompañan al H 2 (usualmente CO)

33 Distribución de gas molecular El gas molecular traza muy bien los brazos espirales y, en general todas las zonas de formación estelar.

34 El gas ionizado Proviene fundamentalmente del gas ionizado por la radiación UV de las estrellas. Regiones HII: Pelotas de gas ionizado rodeando las zonas de formación estelar Gas ionizado difuso: Gas ionizado distribuido por todo el disco. Origen incierto.

35 Gas ionizado en M33

36 Distribución del gas neutro El disco de gas neutro es mucho mas delgado que el disco de estrellas El gas se extiende mucho más lejos que las estrellas Su distribución radial presenta frecuentemente un agujero en el centro. Su distribución no es homogénea.

37 Distribución radial del gas CO HI CO H 2 (CO) traza muy bien la formación estelar, pero no así el HI

38 Distribución del gas neutro

39 Algunas asimetrías Lopsidednes: La galaxia no está bien centrada Warps: La galaxia se dobla por los bordes. Se ve mejor en el gas porque llega más lejos

40 Cinemática Las líneas de emisión (H, HI) permiten seguir el movimiento del gas. Permiten calcular la curva de rotación de la galaxia (v(R)), que sirve para calcular la masa. Las curvas de rotación son una de las evidencias mas fuertes de la presencia de materia oscura en las galaxias de disco: M(

41 Anchura de la línea w

42 La relación de Tully-Fisher Las galaxias de disco verifican una correlaciones entre sus parámetros globales similar a las de las elípticas Si M/R W 2 y L I(0)R 2 entonces: L W 4 I(0)(M/L) -2 L W n con n~4

43 La relación de Tully-Fisher (II) La relación mejora a longitudes de onda más largas. Es muy útil para medir distancias de galaxias lejanas (donde otros métodos no sirven)

44 Moraleja Las galaxias son, más o menos, como las personas. Cada una es diferente y tiene una historia distinta que contar….


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