Morfología y Clasificación de Galaxias Jorge Jiménez Vicente Astrofísica Avanzada MÁSTER FISYMAT

Sólo sabemos que existen otras galaxias desde Un poco de historia En 1755 E. Kant propone que existen “universos isla” externos al nuestro. En 1800 Lord Rosse afirma que las “nebulosas” espirales son los UI. En 1920 tiene lugar el GRAN DEBATE (Shapley vs Curtis) Shapley sostiene que las “nebulosas” se encuentran dentro de la Vía Láctea como los cúmulos Globulares Curtis mantiene que son galaxias externas como la Vía Láctea El “conflicto” se resuelve en 1923 cuando E. Hubble mide Cefeidas en M31 Sólo sabemos que existen otras galaxias desde hace unos de 80 años

Pero con esta definición difícilmente reconoceríamos una …. ¿Qué es una galaxia? Una galaxia es un sistema ligado gravitacionalmente compuesto por estrellas, material interestelar y (muy posiblemente) materia oscura …… Pero con esta definición difícilmente reconoceríamos una ….

Clasificación de Galaxias Depende del Catálogo Longitud de onda Resolución Profundidad Selección Los criterios deberían ser Objetivos Basados SOLO(?) en la morfología Correlacionar con propiedades físicas(**)

Clasificación de galaxias (II) Recoger una muestra suficientemente grande. Extraer las “generalidades” de los “detalles” y clasificar en función de las primeras. Intentar que la clasificación sea a la vez “precisa” y “general”. No demasiadas “clases” ni demasiado pocas. ¿Es esto posible?

Longitud de onda y resolución: M101 Visible NIR MIR FIR Contínuo Radio UV Rayos X

Otro ejemplo: M87 Visible IR Continuo Radio Rayos X

Profundidad: M81

Clasificación de galaxias (2) Atendiendo a su morfología en el rango óptico se clasifican en: Galaxias de disco Galaxias elípticas Galaxias irregulares

El “Diapasón” de Hubble

Galaxias Elípticas Grandes “bolas” de estrellas Se clasifican de como En donde n=10(1-b/a) Es una clasificación “objetiva” pero …(depende del punto de vista)

Galaxias Elípticas E0 Elliptical E1 Elliptical E2 Elliptical

Galaxias Elípticas

Galaxias de Disco Formadas por un componente “esferoidal”(Bulbo) + un disco Se clasifican con S (espirales con brazos) o S0 (sin estructura espiral -> Lenticulares) Además, se clasifican como S/S0 (sin barra) o SB/SB0 (con barra) Las espirales (tanto S como SB) se clasifican como a,b,c atendiendo a Concentración de la luz Sa -> Muy concentradas Sc -> Poco concentradas Apertura y definición de los brazos Sa -> Brazos “pegados” Sc -> Brazos separados

Galaxias Lenticulares S0 -> S01, S02, S03 SB -> SB01, SB02, SB03

Galaxias de Disco Sa Spiral Sb Spiral Sc Spiral SBa Spiral SBb Spiral                                    SBc Spiral

Galaxias espirales Sc Sb Sab Sb Sbc

Galaxias espirales con barra NGC 1365 SBb SBb SBc

Galaxias Irregulares

El sistema de Yerkes Utiliza tres criterios: Concentración: a, af, f, fg, g, gk, k Forma: S (espiral), B (barrada), E (elíptica), I(irregular), R (simetría rotacional), D (envolvente difusa) Relación de ejes: 0-7 Excepción: cD -> Elípticas supergigantes (c), con una envolvente muy extensa (D) que se encuentran normalmente cerca del centro de cúmulos

El sistema de “de Vacouleurs” Similar al sistema de Hubble, pero en 3D. Dentro de cada tipo (E-S0-S-Irr) hay un espacio 2D para distinguir distintas contribuciones de Barras-Brazos-Anillos Incluye nuevos tipos después de Sc: d -> espirales muy tardías m -> tipo “Nubes de magallanes”) Asigna un número T que indica la posición en el eje horizontal: E S0 Sa Sb Sc Sd Sm Im -5 -2 1 3 5 7 9 10

Sistema de “de Vacouleurs”

Sistema de “de Vacouleurs”

Clases de luminosidad

Galaxias enanas

Galaxias “especiales” Normalmente incluidas en la clasificación de Irr de Hubble. Starbursts: Galaxias de aspecto “raro”. Frecuentemente tiene aspecto “distorsionado” fruto de la interacción.

Galaxias en Interacción

Galaxias “especiales” (II) AGN: Galaxias con núcleo activo Seyfert (1 y 2): Galaxias con líneas anchas de emisión de alta ionización en el núcleo. Markarian: Exceso UV. LINERS: Como Seyferts pero con líneas de baja ionización. Radiogalaxias: Fuertes emisoras en radio (normalmente asociadas a elípticas): FRI y FRII (distancia de los “hot spots”) NLRG (S2) BLRG (S1) Quasars BL Lacs (Varian rápidamente, Espectro no térmico sin líneas) y OVVs (muestran líneas anchas)-> blazars QSO: Parecidos a los quasars pero sin emisión en radio. Parecidos a Seyfert 1 pero mucho más brillantes.

AGNs

Seyferts

AGNs

Función de Luminosidad Existen galaxias dentro de un inmenso rango de luminosidad. Su distribución se ajusta a la funcion de Schechter (1976): (L)=( */ L* )(L/ L* )exp(-L/L*) (M)=(0.4ln10)  *100.4(+1)(M*-M) exp(-100.4(M*-M) Típicamente: *1.6x10-2h3 Mpc-3 L*(B) 1.2x1010h-2L , M*(B) -19.7+5logh  -1.1

Dependencia del entorno Grupo Local:~35 galaxias. 2 S, 33 dE,Irr Muestra limitada en magnitud: 80% S, 10% S0, 10% E Cúmulos: Densidad B/M: 40% S, 40% S0, 20% E Densidad A: 10% S, 50% S0, 40% E

¿Qué pasa a alto z?