FUNCIÓN DE LUMINOSIDAD

Presentación del tema: "FUNCIÓN DE LUMINOSIDAD"— Transcripción de la presentación:

1 FUNCIÓN DE LUMINOSIDAD
DE GALAXIAS

2 La abundancia de una clase de objetos (estrellas, galaxias elípticas, enanas, cuásares, ....) puede caracterizarse de dos maneras: Conteo de objetos con cierta magnitud aparente o flujo por unidad de ángulo sólido Número de objetos por unidad de volumen en un rango de luminosidades (Función de Luminosidad: LF)

3 CONTEO de FUENTES (number counts)
Proporciona información 2D ya que sólo se mide el flujo Está limitada por el flujo más débil detectado Si, n(Fv) es el número de fuentes con flujo entre Fv y Fv+dFv observadas en un ángulo sólido dΩ, el número total de objetos es entonces: dN = n(Fv)dΩdFv y la intensidad total de la radiación debida a estas fuentes es:

4 CONTEO de FUENTES (number counts)
Conteo en un Universo euclideo: Sea una clase de galaxias de luminosidad L que se observan con una sensibilidad límite f. Se verán objetos hasta una distancia r dada por f ~ L/r2. El número total de objetos hasta esa distancia será proporcional al volumen que es ~ r3, de manera que dN/df ~ -(3/2)f -5/2 ó

5 FUNCIÓN DE LUMINOSIDAD
Especifica de qué manera un tipo de objetos se distribuye en función de la luminosidad Más exactamente, la LF es la densidad de objetos de una clase con una luminosidad especifica: es el número de fuentes por unidad de volumen (a ese redshift z) en el rango de luminosidad L, L+dL Es necesario saber el redshift, es decir, la distancia.

6 FUNCIÓN DE LUMINOSIDAD
Dificultades para determinar LF: El Universo presenta estructura a gran escala, así que será necesario observar volúmenes grandes Las galaxias de baja luminosidad dejan de observarse a medida que aumenta la distancia Sesgo de Malmquist: en una muestra limitada por flujo las galaxias luminosas están sobrerrepresentadas ya que se observan a distancias más grandes y por tanto son seleccionadas de un volumen más grande...

7 FUNCIÓN DE LUMINOSIDAD
Densidad de galaxias, LF DE SCHECHTER: La LF global de galaxias se describe bien por la ley: donde Φ*, L* y  son parámetros que se determinan empíricamente. L* es una luminosidad característica por encima de la cual, la distribución decrece exponencialmente.

8 En el azul: Φ*=1.6×10-2 Mpc-3 L* =1.2×1010 L  = -1.07 En la banda K: Φ*=1.6×10-2 Mpc-3 L* =2.7×1011 L  = -0.9

9 FUNCIÓN DE LUMINOSIDAD
En términos de la magnitud absoluta: Un intervalo en dL corresponde a un intervalo dM en magnitud absoluta, dL/L= –(0.4ln10)dM y, ya que, Φ(L)dL= Φ(M)dM,

10 FUNCIÓN DE LUMINOSIDAD
Integración sobre número: donde Γ(x,y) es la función gamma incompleta. Para L cercano a 0, N(tot)=n* Γ(+1). Nótese que, para < -1, este número diverge (demasiadas enanas!) asi que la LF debe invertirse para alguna luminosidad baja. Integración sobre luminosidad: Ahora, para  típicos, la luminosidad (o la masa) no diverge. Integrando desde L=0, tenemos Ltot=n*L* Γ(+2) Número importante: Para  = -1, la densidad de luminosidad es ~108 L/Mpc3 y si M/L~10 la densidad de materia es ~108 M/Mpc3

11 FUNCIÓN DE LUMINOSIDAD
La LF varia en función del tipo de galaxia y también de si se trata de grupos o cúmulos de galaxias o galaxias aisladas. Depende también de la distancia cosmológica (evolución). La función de luminosidad está íntimamente ligada al proceso de formación de estructuras en el Universo y a la fracción primigenia de materia oscura.