El Universo de las Galaxias

Presentación del tema: "El Universo de las Galaxias"— Transcripción de la presentación:

1 El Universo de las Galaxias
Taller de ciencias 2007 12 de Mayo

2 ¿Qué es una galaxia? Las galaxias son los átomos visibles del Cosmos. Trazan las grandes estructuras del Universo tanto en el tiempo como en el espacio. Es un conglomerado de miles de millones de estrellas (1011), gas y polvo que rotan alrededor del centro galáctico (100,000 AL de diametro) Las características rotacionales de los differentes tipos de galaxias son muy diferentes. Tiene esquemas de formación y evolución muy diferentes. Son lugares de formación de estrellas y hoy sabemos que estan estrechamente ligadas a la actividad de sus núcleos. 1 AL es la distancia que recorre la luz en un aňo viajando a una velocidad de ~ 300,000 km/s 1AL = ,016 km = UA

3 Descubrimiento de las Galaxias
En 1755 Immanuel Kant ( ) fue el primero en especular, sobre bases filosóficas, sobre la existencia de “universos islas” de estrellas similares a la Vía Láctea. En 1845, William Parson ( ), utilizando un telescopio de 72 pulgadas, determinó que varias de estas nebulosas tenian una estructura espiral, adoptando el término de “universos islas” propuesto por Kant.

4 No fueron reconocidas como tal hasta el siglo XIX.
La espectroscopía visual de la nebulosa de Andrómeda (M31), M33, M51 y M101 mostraban un espectro continuo, se llamaron “nebulosas blancas”. Comenzo el debate sobre la naturaleza de estas nebulosas (universos islas), si eran sistemas independientes de estrellas o sistemas planetarios en formación. En 1900, Keeler y Curtis obtuvieron fotografías de algunos de estos objetos nebulosos con un telescopio reflector de 36” en el Observatorio de Lick.

5 Clave para resolver la controversia  La escala de distancias
En 1920 tuvo lugar “El Gran Debate” entre Harlow Shapley y Herber Curtis sobre “La Escala del Universo”. Curtis pensaba que el Universo estaba compuesto por varias galaxias similares a la nuestra (nebulosas espirales). Shapley sugirió que estas “nebulosas espirales” eran nubes de gas cercanas y que el Universo estaba compuesto de una sola Galaxia Gigante. Clave para resolver la controversia  La escala de distancias

6 La controversia fue resuelta por Edwin Hubble, quien obtuvo los espectros de estas nebulosas utilizando el telescopio de 100 pulgadas de Mt. Wilson. Hubble fue capaz de determinar la distancia hasta estas nebulosas utilizando las propiedades de las estrellas Cefeidas. Identificó la expansión del Universo.

7

8 ¿Cuántas galaxias hay en el universo?
Hubble Deep Field (80x80 arcsec) ~30 arcmin = 1800 arcsec

9

10 Galaxias Espirales El 75% de las galaxias brillantes son espirales.
Poseen tamaňos entre 15,000 y 150,000 AL y contienen entre 10,000 millones y un billón de estrellas. Los brazos espirales parten de la región central (núcleo) y se curvan a lo largo del disco. Los brazos estan formados por estrellas jóvenes (azules), bandas de polvo, nebulosas brillantes y cúmulos estelares. La región central esta formada por estrellas viejas (rojas). Se clasifican según el tamaňo del núcleo y el desarrollo de los brazos espirales (Sa, Sb, Sc)

11 Galaxias Espirales Barradas
Son menos frecuentes que las espirales normales. Las estrellas brillantes y el gas caliente de las regiones centrales se organizan en una barra recta que se extiende varios miles de AL a ambos lados del centro de la galaxia antes de curvarse alrededor de la galaxia para formar los brazos espirales. Al igual que las espirales normales se clasifican según el tamaňo del nucleo y el desarrollo de los brazos espirales (SBa, SBb, SBc)

12 Galaxias Elípticas Tienden a mostrar formas esferoidales, aunque muchas aparecen aplanadas. Las elípticas mas grandes y menos frecuentes tienen diámetros de 100,000 AL y masas del orden de 100 billones de estrellas. Las elípticas gigantes constituyen el 20% de las galaxias brillantes del firmamento. Las elípticas enanas son mas frecuentes, con diámetros de tan solo 1,000 AL y masas del orden de varios millones de estrellas. Se formaron en regiones densas y alcanzan su forma final rapidamente a través de episodios violentos de formación estelar. Se clasifican según la relacion entre sus semiejes mayor y menor (E0 – E7) M86 (E0) M87 (E5)

13 Galaxias Lenticulares
Tienden estructuras intermedias entre las galaxias espirales y las elípticas mas achatadas. Presentan un bulbo y un disco pero no muestran brazos espirales. Presentan muy poca o ninguna formación estelar, poco polvo y poco gas. La componente estelar esta formada fundamentalmente por estrellas viejas. Suelen estar atravesadas por bandas oscuras de polvo a lo largo de sus estrechos bordes extremos.

14 Dos posibles explicaciones a su forma irregular
Galaxias Irregulares Como su nombre lo indica no presentan una forma definida. Presentan distribuciones muy irregulares de la luz, en ocaciones con patrones espirales débiles pero discernibles. Apenas el 5% de las galaxias brillantes son clasificadas como irregulares. Dos posibles explicaciones a su forma irregular Han experimentado un reciente episodio de interacción con otra galaxia que ha disturbado su forma. En el momento de su formación carecían de una rotación organizada y no formaron un patrón espiral

15

16 Grupos y Cúmulos de Galaxias
Estudios estadísticos mostraron que la distribución de las galaxias en al Universo esta lejos de ser uniforme. La mayoría de las galaxias estan reunidas en grupos (cientos de galaxias), cúmulos (miles de galaxias), supercúmulos y la estructura a gran escala del Universo. Grupos compactos 4-7 galaxias en un área de solo algunos kpc de diámetro Cúmulo de Coma Cúmulo de Virgo

17

18 Gas en las Galaxias La contenido gaseoso de las galaxias es una contraparte importante a la componente estelar. Los espines de los electrones y protones en el átomo de hidroógeno pueden estar alineados (paralelos) o antiparelelos. La diferencia de energia entre estos dos estados corresponde a una frecuencia de Mhz. Estos estados crean una estructura fina en el atomo de hidrógeno. El cambio entre los estados paralelo y antiparalelo del electrón y el protón corresponde a la línea de cm La masa en HI puede llegar a ser de hasta 1010 masas solares y cambian con la secuencia de Hubble. Las Es tiene menos de 107 masas solares; una S0 tiene 109 masas solares; mientras que una Sc puede tener hasta 1010 masas solares.

19 El desarrollo de la tecnología ha
permitido las mediciones astrofísicas en el régimen de los mm El gas molecular es tan importante como el gas atómico en muchos sistemas La molécula de H2 es la mas abundante. Puede ser detectada en el UV en absorcioón y en el NIR en emisión. La mayor parte del gas molecular esta concentrado en la Nubes Moleculares Gigantes que pueden tener hasta 106 masas solares El segundo trazador mas importante es la molécula de CO (12C16O).

20 HII. Nebulosas Planetarias

21 HII. Remanentes de Supernovas

22 Polvo en las Galaxias El efecto directo de la presencia de polvo en las galaxias es la absorción de la luz estelar en las regiones de alta densidad del polvo. Este efecto fue conocido mucho antes de comprender la propia naturaleza de las galaxias. Un estudio de H.D.Curtis publicado en 1918 comparaba fotografías de nebulosas espirales con diferentes grados de inclinación, donde se observaba la banda de polvo en los discos. El otro efecto del polvo es el enrojecimiento de la luz de las estrellas. Absorben mas la radiación azul de las estrellas y la reemiten en el IR. La masa del polvo es típicamente del orden de 107 masas solares en las galaxias espirales.

23 Componente estelar en las Galaxias
Descomposición del contenido de una galaxia a partir de sus propiedades observadas cuando no se pueden observar estrellas individuales Síntesis Espectral

24 Síntesis evolutiva. Comenzar con una población hipotética (edad, metalicidad, tasa de formación estelar) y predecir el espectro en función del tiempo. Síntesis de Poblaciones Estelares. Ajustar el espectro observado para inferir la tasa de formación estelar, edad, metalicidad.

25 Las Galaxias vistas en diferentes longitudes de onda
La componente estelar domina en el UV, visible y en el lejano IR (emisión del polvo) dependiendo de la historia y la estructura de la galaxia. La emisión de rayos-X y en longitudes de onda de radio son producidas por los Núcleos Activos de las Galaxias.

26 Regiones de formación estelar en
ambientes sin polvo (Faint Object Camera (FOC, UV) + Wide Field and Planetary Camera (WFPC, Optico) Regiones de formación estelar en ambientes con polvo (Near IR Camera and Multi-Object Spectrogrph, IR)

27 La combinación de las imágenes tomadas con el Telescopio Espacial Hubble (HST) y el Telescopio Espacial IR (SPITZER) han permitido encontrar una de las galaxias mas distantes jamas observadas.

28 ¿Cuándo se formaron las Galaxias?
La formación de las galaxias es una de las áreas de investigación mas dinámicas en la Astrofísica Moderna. Sin embargo, algunas ideas generales son aceptadas. Después del Big Bang el universo tuvo un periodo cuando era particularmente homogéneo. Las fluctuaciones de la Radiación de Fondo Cósmico eran de 1/100,000. Todas las estructuras que conocemos en la actualidad se formaron como consequencia del crecimiento de estas fluctuaciones primordiales debido a inestabilidades gravitacionales. Las primeras galaxias se formaron 600 millones de aňos después del Big Bang. Las inestabilidades primordiales tuvieron el tiempo suficiente para crecer y transformar las protogalaxias en galaxias

29 Los discos de las galaxias espirales tienen una estructura rotacional bien organizada, mientras que las elípticas tienen órbitas aleatorias. Una nube protogaláctica en rotación se contrae mas lentamente que una nube sin rotación, formando los discos que vemos en las galaxias espirales. Una protogalaxia que colapsa sin rotación puede alcanzar densidades mayores en épocas tempranas, consumiendo rápidamente el gas a disposición para formar estrellas. Las nubes protogalácticas con rotación no alcanzan densidades tan altas, las procesos de formación estelar ocurren de una manera mas tranquila, preservando parte del gas para futuros episodios de formación estelar.