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: ~ 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 ~ – M 

CONSTITUYENTES: Estrellas intracúmulo: luz difusa débil 10-15% del brillo total estrellas arrancadas por marea (?) Gas caliente: T ~ 10 7 – 10 8 K rayos X n ~ cm -3 L ~ – 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 m 3 y m 3 + 2, siendo m 3 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 t c ~ R/σ ~ 10 9 años, se deduce que un cúmulo está ligado gravitacionalmente (tiempo de Hubble H 0 -1 ~ 1.3 × años) y puede aplicarse el teorema del virial: definiendo masa total M, dispersión en velocidad  v 2  y radio gravitacional r G : Se obtiene:

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:  simetría esférica  equilibrio hidrostático  ley de los gases perfectos de aquí: Así que midiendo T(r) y ρ(r) se obtiene M(<r)

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. Resultados: M(tot) ~ 5× ×10 16 M  M(vis) = 5 – 10% M(tot) M(gas) = 10 – 30% M(tot) Y de aquí, la M/L es del orden de 300. M (galaxias) ~ 5 – 10% M(tot)

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.Stripping por presión: el gas es empujado fuera de la galaxia por la presión del gas intracúmulo 2.Interacciones galaxia-galaxia 3.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: ~30% de la energía de ligadura Multiples pasadas van transfiriendo energía a los discos. Pérdida de gas. Cambios de morfología.

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 ~ 5x10 12 M 

SUPERCÚMULOS Son cúmulos de cúmulos –Tamaño: ~50 – 100 Mpc –90-95% de espacio vacio –Estructura filamentosa Masa total ~ – M 

EL SUPERCÚMULO LOCAL

Centrado en el cúmulo de Virgo (~17 Mpc de distancia) Tamaño ~ 30 – 50 Mpc Masa ~ M  Alargado, achatado M/L ~ 550 (mucha materia oscura!)

VACIOS FILAMENTOS Y PAREDES Filamentos: cadenas muy largas de supercúmulos Vacios: burbujas de ~ Mpc con ~ 5 veces menos galaxias

LA “GRAN MURALLA” 150 Mpc de longitud 60 Mpc de alto 5 Mpc de grosor Masa ~ 2×10 16 M 

ORIGEN DE LA ESTRUCTURA A GRAN ESCALA Fluctuaciones de densidad después de la inflación ( s después del Big Bang Materia oscura es necesaria