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

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

Galaxias de disco: Componentes

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

Componentes: bulbo, barra y núcleo 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 106M/pc3) Agujero negro supermasivo

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

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…).

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 0exp(-R/hR)

Fotometría superficial

Descomposición bulbo-disco

Fotometría superficial (II) Esta ley es puramente empírica. La constante hR es una longitud “característica” de cada disco. Se llama “escala radial”. Usualmente 1<hR<10 kpc. El valor de I0 caracteriza el brillo en el centro del disco. Se encuentra que 0(B)~21.65±0.3 Ley de Freeman Actualmente sabemos que es un efecto de selección. El brillo de la galaxia no continúa indefinidamente, sino que se acaba a un determinado radio. Rt/hR3.6±0.8

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

Truncamientos

Distribución de luz en 2D

Distribución vertical de luz En la dirección vertical se utilizan diversas funciones. L(z)=L(z=0)sech2(z/2hz) Basado en un modelo “isotermo” L(z)=L(z=0)exp(-z/hz) L(z)=L(z=0)sech(z/hz) L(z)=2-2/nL(z=0)sech2/n(nz/2hz) Se encuentra que 2/n0.53 (entre la sech y la exp) hz-> Escala de altura En general se admite que hz no depende de R.

Distribución vertical de las distintas poblaciones

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

La distribución global La distribución de luz viene dada por: L(R)=LD(0)exp(-R/hR)sech(-z/hz) + Ieexp(-7.67((R/Re)1/4-1))

Contribución del bulbo Se define la razón bulbo-disco (o la razón bulbo-total) como: B/D = 3.57 (Re/Rd)2 (Ie/Id) B/T = Re2Ie / (Re2Ie + 0.28 Rd2Id ) Esta razón disminuye con el tipo de Hubble: Type < B / T > < D / B > E 1.0 0.0 S0 0.57 0.7 Sa 0.39 1.5 Sab 0.32 2 Sb 0.24 3 Sbc 0.16 5 Sc 0.10 10 Scd 0.05 20 Sd 0.02 50

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.

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

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

Brazos en M51: Grand design

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

Barras Aproximadamente el 50% de las galaxias de disco presentan barras. Presentan una relación de ejes 1<a/b<5 Son bastante planas (no se ven en galaxias de perfil) Las barras fuertes suelen tener una distribución de luz plana NO son ondas de densidad. Las estrellas “viven” en la barra, que gira de forma solidaria. Se extienden normalmente hasta 80% del CR Se forman espontáneamente (inestabilidad) o por interacción.

Barras: anillos y lentes

Barras, anillos y brazos

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 (H2). T 10K Gas ionizado templado (Regiones HII). T  104K Gas ionizado caliente (Visible en RX). T  106K

El halo de rayos X

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

Distribución del polvo

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 H2 (usualmente CO)

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

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.

Gas ionizado en M33

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.

Distribución radial del gas HI CO CO HI H2 (CO) traza muy bien la formación estelar, pero no así el HI

Distribución del gas neutro

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

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(<R)  v2(R)R Si v(R)~cte M crece con R !! Diagrama XV

Anchura de la línea w

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W2 y LI(0)R2 entonces: L W4I(0)(M/L)-2 L  Wn con n~4

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)

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