Diplomado de AstronomíaDepto. de Astronomía (UGto)2006 Galaxias (Astronomía Extragaláctica) Prof. César A. Caretta

Astronomía Extragaláctica y Cosmología ObservacionalDepto. de Astronomía (UGto)2006 Clase 1 Las Galaxias Un poco de Historia  De las nebulosas a las Galaxias  El “Gran Debate”  E. Hubble y “La Naturaleza de las Galaxias” Los diferentes tipos de Galaxias  el diagrama “diapasón” de Hubble  extensiones a la secuencia de Hubble  otras bandas espectro-fotométricas  las poblaciones estelares  los espectros de las galaxias  otras propiedades de los tipos morfológicos

 Primeras observaciones 964 – Abd al-Rahman al-Safi [Persia]: notas sobre la observación de Andrómeda (Al Bakr) “Libro de las Estrellas Fijas” 1519 – Fernão de Magalhães [Océano]: notas sobre la observación de las Nubes de Magallanes

1576 – Thomas Digges [Inglaterra]: “quebra” la esfera fija de estrellas “A Perfit Description of the Caelestial Orbes” 1610 – Galileo Galilei [Italia]: resolve la VL en estrellas con su telescopio “Sidereus Nuncius” and “The Sideral Messenger”  Primeras observaciones La Via-Láctea (VL)

 Primeras propuestas teórico-filosóficas 1750 – Thomas Wright [Inglaterra]: las estrellas se quedan en cáscaras (la VL es una de las cáscaras) “An Original Theory or New Hypothesis of the Universe” 1755 – Immanuel Kant [Alemania]: objetos celestes difusos (nebulosos) son “universos-isla”, similares a la VL “Allgemeine Naturgeschichte und Theorie Des Himmels”

 Catálogos de Nebulosas 1654 – G. B. Hodierna “De admirandis coeli characteribus” (41 nebulæ) 1755 – A. N. L. de La Caille (42 nebulæ en el Hemisferio Celeste Sur – Africa del Sur) 1784 – Charles Messier “Catalogue de nébuleuses et des amas d’etoiles que l’on découvre parmi les etoiles fixes, sur l’horizon de Paris” (103 nebulæ) – M1 to M110 now – John Herschel (trabajo de la familia Herschel) “The General Catalogue of Nebulæ” (5079 nebulæ) – John L.E. Dreyer “New General Catalogue of Nebulæ” (NGC)  “Index Catalogues” (IC) M1 M110

 F. Wilhelm Herschel  Karoline Lucretia Herschel  John F. W. Herschel  Tentativas de descubrir la naturaleza de las nebulosas (familia Herschel ) 1787 – primero modelo observacional de la VL (William) 1791 – dos tipos de nebulosas: (i) fluido luminouso (ii) sistemas de estrellas 1864 – nebulosas espirales evitan la VL (John) Mayores telescopios del siglo XVIII (1,3m) Descubierta de Neptuno (1781) Nebulosas Planetarias (1784)

1797 – Pierre S. de Laplace [Francia]: hipótesis nebular para la formación del sistema solar “Exposition du Systeme du Monde” 1826 – Fotografia 1832 – Thomas Henderson [Cape Obs., Africa del Sur]: mide la paralaxe de αCent 1838 – Friedrich W. Bessel [Alemania]: anuncia la primera medición de una paralaxe estelar (61 Cygni) N. Nièpce (1826) J. M. Daguérre (1839) J. Herschel (1839) H. Draper (1880) – photographic plates (Orion)  Tentativas de descubrir la naturaleza de las nebulosas (nuevas herramientas)

– William Parsons, el “Lord Rosse” [Irlanda]: primeras nebulosas espirales (M51, M99, M33, M74, M101) 1864 – William Huggins [Inglaterra]: primera observación espectroscópica de nebulosas difusas (NGC6543: 3 lines: H, N and “nebulium” - OIII) ~ nebulosas: 1/3 espectro de líneas de emisión (como la M42) 2/3 espectro estelar (“blanco”) (como la M31) Leviathan: 1.8 m (72”) M51 N6543  Tentativas de descubrir la naturaleza de las nebulosas (nuevas herramientas)

 El “Gran Debate” – Jacobus C. Kapteyn [Holanda]: cuentas de estrellas en 206 zonas (Modelo de Kapteyn) “First Attempt at a theory of the arrangement and motion of the sideral system” – Vesto M. Slipher [Lowell Obs., EUA]: medió velocidades radiales de espirales 1918 – Harlow Shapley [1.5m (60”), Mt. Wilson Obs. EUA]: distr. de Cúmulos Globulares (Modelo de Shapley) – Adriaan van Maanen [Mt. Wilson Obs, EUA]: reportó la detección de rotación en “alta velocidad” (τ  10 5 a) en M33 y M101 (no confirmadas después) 1913 – 4 ( 3 al rojo, M31 al azul) 1914 – 12 (11 al rojo, M31 al azul) 1925 – 43 (41 al rojo, 2 al azul)  100 kpc  15 kpc

1920 – el Gran Debate [Nac. Academy of Science, EUA] N891 Plática y articulo (1921) de Harlow Shapley Nebulosas espirales son miembros de la “Gran Galaxia” cúmulos globulares son los elementos estructurales de la VL la VL tiene mas bajo brillo superficial que las espirales las estrellas de la VL son mas rojas que las de espirales (super)nova de 1885 en M31, muy brillante para ser extragaláctica rotación de espirales (van Maanen): tendrían velocidades súper-lumínicas si fueran extragalácticas absorción Plática y articulo (1921) de Herbert Curtis Nebulosas espirales son “Universos-isla”, como la VL modelo de Kapteyn – las distancias de Shapley están sobrestimadas novas en espirales son mas débiles que en la VL (M31 ~100 kpc) nebulosas espirales evitan el plano de la VL (J. Herschel) las espirales presentan un rango ancho de diámetros angulares (rango ancho de distancias) las espirales tienen velocs. radiales grandes (Slipher): escaparían de la VL espirales de lado presentan una banda oscura, como el plano de la VL absorción  El “Gran Debate”

 “ La Naturaleza de las Nebulosas” 1912 – Henrietta S. Leavitt [Harvard College Obs., EUA]: descubrió la relación periodo-luminosidad para las variables Cefeidas – Edwin Hubble [2.5m (100”), Mt. Wilson Obs., EUA]: medió distancias para N6822, M33 y M31 (300 kpc) usando Cefeidas 1929 – E. Hubble: descubrió la Lei de Hubble (expansion del Universo): v = H 0 D 1936 – E. Hubble: “The Realm of Nebulæ” (Hubble sequence...)

 El diagrama de “diapasón” de Hubble E0 (M89) E5 (M59) SBbc (NGC 1300) Sa (M96) IrrII (SMC) “TEMPRANAS” → “TARDÍAS” NO CLASIFICADAS Elípticas Espirales Normales Irregulares (I, II) Espirales Barradas

E0 (M89) Elípticas – E n n = 10ε = 10 (1-b/a) No existen elípticas mas achatadas que E7, probablemente porque hay un limite de estabilidad para sistemas no suportados por rotación  El diagrama de “diapasón” de Hubble E1 (M87) E6 (M110) E5 (M59) E2 (M60) E4 (M49)

Sa (M96) Espirales Normales (y Barradas) – S(B) a, S(B) b, S(B) c a → brazos espirales mas enrollados y suaves (no resueltos en estrellas o regiones HII); bulbo central o barra dominante b → brazos espirales mas abiertos y resueltos; bulbo o barra mas pequeño c → brazos espirales muy abiertos, grumosos y resueltos en estrellas, cúmulos de estrellas y regiones HII; bulbo o barra no prominentes Orden de importancia: (i)apertura y enrolamiento de los brazos espirales, (ii)grado de resolución de los brazos en estrellas, (iii)proporción del bulbo o barra en relación al disco  El diagrama de “diapasón” de Hubble Sb (M31) Sc (M74) SBa (NGC 4643)SBb (M95)SBc (NGC 1365)

Irregulares – Irr I, Irr II I → similares a las Nubes de Magallanes II → galaxies anormales/ peculiares IrrI (SMC)  El diagrama de “diapasón” de Hubble IrrII (M82) IrrI (LMC) IrrII (N5195)

1940 – Shapley & Paraskevopoulos [Proc. N. Ac. Sc. 26, 31] : adicionó el tipo S(B)d [entre S(B)c y Irr I] 1951 – Spitzer & Baade [ApJ 113, 413] : primera referencia a galaxias lenticulares (ya observadas por Hubble) – con discos pero sin brazos espirales 1959 – G. de Vaucouleurs [Handbuch of Physik 53, 275] : introdujo los tipos intermediarios e una clasificación fina: S0 (NGC 3115) ▫ transición entre los tipos S: a, ab, b, bc, c ▫ extensión de la secuencia para allende Sc: cd, d, dm, m, Im y I0 ▫ transición entre S “Ordinarias” y “Barradas”: SA, SAB y SB ▫ presencia o falta de anillos: R, (r), (rs), (sr) y (s) SBb(r) (M95)  Extensiones a la secuencia de Hubble

 Extensiones a la secuencia de Hubble: volumen de clasificación

 Extensiones a la secuencia de Hubble: el tipo T 1974 – G. De Vaucouleurs [En The Formation and Evolution of Galaxies, ed. J.R. Shakeshaft]: E- E0 E+ S0- S0 S0+ S0a Sa Sab Sb Sbc Sc Scd Sd Sdm Sm Im I0 E S0 Sa Sb Sc IrrI IrrII Anillos: s → brazos espirales empiezan directamente en el núcleo o barra rs, sr → anillos intermedios r → brazos espirales empiezan en un anillo R → anillo externo Barras: A → “ordinaria” AB → barra debil B → barrada Banda obscura: S0 - → no hay S0 → cantidad intermedia S0 + → banda oscura

 Clasificación Morfológica Algunos comentarios sobre la clasificación morfológica: los tipos morfológicos fueran definidos con base en la apariencia de la galaxia en placas fotográficas refierense primariamente a galaxias intrínsecamente brillantes, pero hay una gran población de galaxias enanas (normalmente E o Irr) [van den Bergh, 1960] la designación “normal” para espirales sin barra no significa que ellas sean mas comunes que las “barradas”: alrededor de 30% de las espirales son clasificadas como barradas, pero este numero incluí apenas los casos mas extremos (la barra pode no ser identificada en galaxias vistas de canto) aunque otros sistemas de clasificación fueran propuestos (Yerkes, van den Bergh, de Vaucouleurs, etc), la secuencia de Hubble es todavía la mas utilizada, una vez que ella contempla las principales características (e, así, acomoda la mayoría de las galaxias brillantes) e se correlaciona bien con algunas propiedades astrofísicas importantes, como la razón bulbo/disco, el contenido de gas, la formación de estrellas, el espectro, los colores integrados, la composición química del MIS, etc

 El Espectro Electromagnético

 Bandas fotométricas: filtros y sistemas fotométricos [Johnson & Morgan 1953, ApJ 117, 313 Cousins 1976, MNRAS 81, 25 Glass 1974, MNASSA 33, 53] [Fukugita et al. 1996, AJ 111, 1748] u g r i z sistema SDSS UBVRIJHKLM sistema Johnson-Cousins-Glass

 Otras bandas fotométricas rayos-X UV Opt IR cercano IR lejano radio satélite ROSAT UIT (Columbia shuttle) tel. 1.3m (KPNO) 2MASS IRAS (60μm) VLA fuentes de alta energía: cúmulos jóvenes de estrellas bulbo amarillo (estrellas estrellas viejas del bulbo polvo caliente sitios de FE sin polvo AGN + binarias cerradas (obscurecidos por polvo) + AGN viejas) + regiones de FE dominan, brazos menos normalmente asociado [gas ionizado + azules (brazos espirales definidos (menos absorción) a regiones de FE emisión no-térmica definidos por polvo) - estrellas calientes) (campos magnéticos)] la clasificación en placas fotográficas (generalmente en el azul) pierde ciertas componentes de las galaxias que no son brillantes en esta banda galaxias con un corrimiento al rojo relativamente grande tienen su luz UV vista en el azul! en otras bandas, otras propiedades físicas dominan la emisión de la galaxia observando en la banda B V R I J H K L M uno ve la banda B en el z

 Contenido de estrellas: las poblaciones estelares Población II: bulbos y E gigantes frías rojas libres de gas y polvo Cúmulos Globulares muy viejas (diagrama CM) deficiencia de metales [Baade 1940] – introdujo la idea de poblaciones estelares (elípticas+bulbos  discos) Población I: discos (particularmente brazos espirales) supergigantes calientes azules acompañadas de gas y polvo Cúmulos Abiertos jóvenes (diagrama CM) abundancia alta de metales

 Propiedades Espectroscópicas K H G Mg CaFe Na HH K H G Mg Na HH HH SII OII NII HH SII OII NII OIII HH K H G Mg CaFe Na HH HH OII K H G Mg CaFe Na HH HH SII OII NII OIII HH [Kennicutt 1992, ApJS 79, 255] el espectro de galaxias nos prove informaciones acerca de las poblaciones estelares que componen la galaxia y acerca de su actividad de formation estelar (FE)

 Propiedades Espectroscópicas: estrellas OBAFGKMOBAFGKM

K H G Mg CaFe Na HH espectros de estrellas para comparición población estelar: estrellas viejas sin FE reciente muy poco gas frío quebra de Balmer (λ < 4000) – la opacidad de la fotosféra aumenta rapidamente abajo deste λ (presencia de metales in diferentes grados de ionización) lineas de absorción (producidas en la atm. de gigantes rojas): CaII K (λ3934), CaII H (λ3969), G (λ4304), Mg b (λ5175), Ca+Fe (λ5269), Na D (λ5893), etc  Espectro de absorción

HH SII OII NII OIII HH población estelar: dominan estrellas OB jóvenes FE contínua (S tempranas – decrece c/ el tiempo) muy ricas en gas contínuo UV intenso (indicación de FE) lineas de emisión (produzidas por el gas, fotoionizado por energía originaria de estrellas OB masivas): OII (λ3727), H β (λ4861), OIII (λ4959, λ5007), H α (λ6563), NII (λ6548, λ6584), SII (λ6717, λ6731), etc espectros de estrellas para comparición  Espectro de emisión

 Los tipos morfológicos Elípticas: tienen una apariencia elíptica (se asemejan a esferoides o elipsoides de rotación) no presentan trazos sobresalientes en su estructura tienen poco o ningún gas, pero una población de estrellas relativamente viejas y cúmulos globulares incluyen las galaxias mas luminosas y masivas conocidas Lenticulares (o S0): normalmente tienen la forma de una ‘lente’ tienen dos componentes principales: bulbo y disco los bulbos son relativamente grandes el disco es bastante delgado, sin brazos espirales, y por veces contiene polvo (banda obscura) E1 (M87, VirgoA) S0 (M102, N5866)

Espirales: tienen una apariencia plana (disco delgado), con brazos espirales mas o menos definidos y luminosos, surgiendo de las regiones centrales el bulbo central, o componente esferoidal, se asemeja a una galaxia elíptica, pero es mas pequeño por veces presenta una barra atravesando el bulbo, de la extremidad de la cual salen los brazos espirales (normalmente menos enrollados) contienen mucho gas, estrellas jóvenes y regiones activas de formación estelar (regiones HII) un padrón espiral doble es común, y también algún grado de simetría con respecto al centro, pero muchas configuraciones mas complejas de estructuras espirales son conocidas Irregulares: tienen apariencia amórfica (sin núcleo, sin disco, sin brazos espirales, etc) son muy ricas en materia interestelar (gas y polvo) y estrellas jóvenes, y con frecuencia ubican grandes brotes de formación estelar SBbc (NGC 1300) I0 (M82)  Los tipos morfológicos

Peculiares (y galaxias interactuantes): tienen una apariencia extraña (con colas, chorros, anillos, distorsiones, etc), normalmente debido a interacciones gravitacionales o colisiones entre galaxias hay apenas un fracción pequeña de galaxias peculiares hoy, pero esta % crece dramáticamente cuanto mas al pasado miramos! Cartwheel UGC Antennae  Los tipos morfológicos

Enanas: son mucho menos luminosas (y masivas) que las galaxias “normales” (raramente son vistas mas lejos que el borde del Grupo Local) son las galaxias mas abundantes en el Universo, probablemente los “ladrillos” de construcción de otras galaxias frecuentemente ellas orbitan alrededor de galaxias mayores (satélites) pueden ser de varios tipos: ▫ dE – E pequeñas (no tienen FE actual) ▫ dSph – esferoides de muy bajo brillo superficial (mas masivas pero menos concentradas que los Cúmulos Globulares) ▫ dS0 – lenticulares poco luminosas ▫ dS – solo fueran descubiertas recentemente [Schombert et al. 1995] ▫ dIrr or dIm – irregulares poco luminosas (con actividad de FE) ▫ BCD – enanas compactas azules (con FE concentrada en el centro, o “galaxias HII”, si espalladas), mayor brillo superficial dE (M32) dSph (Cass. Dwarf) dIrr (IC 10) BCD (N1705)dS (N5474) dS0 (N4431)  Los tipos morfológicos

Galaxias de Bajo Brillo Superficial (LSB): la mayoría son enanas, pero hay muchas LSB “normales” su abundancia (frecuencia) y propiedades son muy mal conocidas porque son muy difíciles de ser detectadas LSB (UGC 7698) LSB (IC 342) LSB (UGC 7332) LSB (UGC 285)  Los tipos morfológicos