La Distribución y la Masa de las Galaxias

Presentación del tema: "La Distribución y la Masa de las Galaxias"— Transcripción de la presentación:

1 La Distribución y la Masa de las Galaxias
Clase 2 La Distribución y la Masa de las Galaxias El Universo Local el sistema de la Vía-Láctea el sistema de Andromeda el Grupo Local de Galaxias el Supercúmulo Local los supercúmulos cercanos Más allá del Universo Local el Universo Observable viendo el pasado La Masa de las Galaxias masa Virial velocidad típica curvas de rotación materia obscura Astronomía Extragaláctica y Cosmología Observacional Depto. de Astronomía (UGto) 2006

2 UA = unidad astronómica = 1,5108 km
distancia Tierra-Sol ( km) a.l. = año-luz = 9,51012 km distancia que la luz viaja en 1 año (9,5 billones de km) pc = parsec = paralaxe second = 3,11013 km distancia en la cual 1 UA es vista bajo un ángulo de 1” (31 billones de km) kpc = kiloparsec = 103 pc Mpc = megaparsec = 106 pc Gpc = gigaparsec = 109 pc

3 El Universo Local: la Distribución de Galaxias
Pequeña escala: las galaxias NO están distribuidas al azar concentraciones de galaxias pueden ser grupos, cúmulos, supercúmulos o filamentos regiones con las menores densidades de galaxias son llamadas vacíos plan de la Vía-Láctea Distribución de galaxias de los catalogos UGC, ESO y MCG

4 El Universo Local: la Distribución de Galaxias
plan de la Vía-Láctea Distribución de galaxias del catalogo 2MASS (infrarojo cercano)

5 El Universo Local: el sistema de la Vía-Láctea

6 El Universo Local: la Vía-Láctea y sus satélites
Via-Láctea (2MASS) Scl dSph For dSph Car dSph LeoI dSph LeoII dSph Dra dSph Sex dSph UMi dSph Phe dIrr SMC LMC

7 El Universo Local: la Vía-Láctea y sus satélites
Sag DEG CMa dwarf Sagitarius DEG (encontrada a partir de la densidad de brillo de estrellas) [R. Ibata, G. Gilmore & M. Irwin 1994, Nature 370, 6486] Canis Majoris dw (encontrada en los datos 2MASS – asimetrías en la población de gigantes rojas) [Martin et al. 2003, MNRAS 348, 12]

8 El Universo Local: la Vía-Láctea y sus satélites
Ursa Majoris II dw (sobredensidades de estrellas rojas en el SDSS) Boo dw CVn dw [Willman et al. 2005, ApJ 626, 85] Canis Venati dw y Bootes dw (encontradas en los datos del SDSS) [Zucker et al. 2006, ApJ 643, 103 y Belokurov et al. 2006, ApJ 647, L111]

9 El Universo Local: el sistema de la Vía-Láctea
Galaxia Tipo MV D(kpc) Extens.(’) Milky Way S(B)bc 1. CMa dwarf Irr 2. Vir SS dSph x 10 3. Sag DEG dSph(t) x 216 4. LMC ESO 056-G SBm x 550 5. SMC NGC Im x 160 6. Boo dwarf dSph x 8.7 7. UMi dwarf DDO dSph(4) x 26 8. Draco dwarf DDO dSph(0) x 31 9. Sculptor dwarf ESO 351-G dSph(3p) x 30.9 10. Sextans dwarf dSph(3) x 12 11. Carina dwarf ESO 206-G dSph(3) x 15.5 12. UMa II dSph 13. Fornax dwarf ESO 356-G dSph x 10.2 14. CVn dwarf dSph x 5 15. Leo II DDO dSph x 11 16. Leo I Regulus dSph x 7.4 17. Phoenix dwarf ESO 245-G dIrr x 4.1 1 Martin et al. 2003, MNRAS 348, 12 2 Duffau et al. 2005, ApJ 636, L97 3 Ibata et al. 1994, Nature 370, 6486 4 Belokurov et al. 2006, ApJ 647, L111 5 Willman et al. 2005, ApJ 626, 85 6 Zucker et al. 2006, ApJ 643, 103

10 El Universo Local: el sistema de Andromeda
NGC 185 NGC 147

11 El Universo Local: el sistema de Andromeda
Galaxy Alias Type MV D M NGC Sb 1. M NGC dE 2. And VIII dSph(p) 3. M NGC dE5p 4. And I dSph 5. And III dSph 6. NGC UGC dE 7. And V dSph : 8. And II dSph 9. NGC UGC dE3p 10. M NGC Sc 11. And VII Cas dwarf dSph : 12. IC UGC Irr 13. And VI Peg II dwarf dSph 14. LGS Pis dwarf dIrr/dSph 15. Pegasus dwarf DDO Irr 16. IC Irr 17. And IX dSph

12 El Universo Local: los miembers (?) lejanos del Grupo Local
Galaxy Alias Type MV D Distant satellites 1. N Irr 2. LeoA DDO Irr 3. Cetus dwarf dSph 4. Tucana dwarf dSph 5. WLM DDO Irr 6. Aquarius dwarf DDO Irr 7. Sag DIG Irr 8. DDO 9. UKS Antlia-Sextans Group 10. NGC 11. Antlia 12. Sex A 13. Sex B

13 radio  1.5 Mpc El Grupo Local

14 El Universo Local: el Grupo Local de Galaxias

15 El Universo Local: el Grupo Local de Galaxias

16 El Universo Local: el Grupo Local de Galaxias
[van den Bergh 1999, A&AR 9, 273] [van den Bergh 2000, PASP 112, 529]

17 El Universo Local: la inmediación del GL
Vacío Local El Universo Local: la inmediación del GL dirección del Cúmulo de Virgo Antlia- Sextans Maffei Sculptor []

18 El Universo Local: el Supercúmulo Local
descubrimiento del Supercúmulo Local [G. de Vaucouleurs 1953, AJ 58, 30]

19 El Supercúmulo Local Grupo Local Cúmulo de Virgo radio  30 Mpc

20 El Universo Local: el Supercúmulo Local
[Sparke & Gallagher III, Galaxies in the Universe: an Introduction] [B. Tully 1982, ApJ 257, 389]

21 El Universo Local: supercúmulo cercanos
el supercúmulo Coma-A1367 [Gregory & Thompson 1978, ApJ 222, 784 ] el supercúmulo Perseus-Pisces [Wegner, Haynes & Giovanelli 1993, AJ 105, 1251]

22 El Universo Local [Fairall 1998, Large Scale Structures
in the Universe*]

23 El Universo Local [M. Hudson 1993, MNRAS 265, 43]

24 El “Universo Local” radio  300 Mpc

25 z = λo – λe = H0  d λe c radio  600 Mpc

26 radio  4 Gpc El “Universo Observable”

27 Edad del Universo Quasares

28 Tiempo en retrospectiva
(desde que la luz que vemos del objeto lo dejo): ~ 12.9 Ga

29 La masa de las galaxias: Masa Virial
Todos los métodos directos de medición de masa en Astronomía son dinámicos! Teorema del Virial: Cúmulos de estrellas, galaxias y cúmulos de galaxias suelen ser considerados configuraciones estables ligadas gravitacionalmente, es decir, sus “particulas” miembros ya alcanzaron un equilibrio dinámico bajo la influencia de la gravedad. Pruebas de ligazón: tiempos de travesía → ttrav < tsis tsis: edad del sistema ttrav = R / <v> R: tamaño del sistema <v>: velocidad típica o dispersión de velocidades (σ) Ex: Vía-Láctea R = 8.5 kpc <v> = 220 km s-1 trot = 2π R/<v> ≈ 2.5108 a << tMW  1010 a energía mecánica → E < 0 K: energía cinética E = K + U U: energía potencial gravitacional Teorema del Virial: 2 K + U = 0  Mvir = (1/G) V2 RH (no hay variación de masa, las orbitas son periódicas, y el sistema esta relajado dinámicamente)

30 La masa de las galaxias: Masa Virial
σ vrot Orbitas circulares (discos de galaxias espirales): estrellas de población I, nubes de gas, cúmulos abiertos Orbitas isotrópicas (galaxias elípticas y bulbos de espirales): estrellas de población II, cúmulos globulares

31 Curvas de rotación de espirales
Medidas de velocidad de rotación: estrellas – perfil de las líneas de absorpción estelares en el espectro óptico (regiones centrales) gas caliente (HII) – inclinación de la líneas de emisión en el espectro óptico 2D (regiones externas) gás HI – observaciones radio del perfil de la línea 21cm  

32 Curvas de rotación de espirales
NGC 2742 región de rotación de cuerpo rígido [V(r)  r] velocidad de rotación máxima (Vmax) Diagrama posición  velocidad:

33 Otras estimativas de masa para elípticas
Masas a partir de la emisión en rayos-X: la mayoría de las elípticas no tienen gas, pero algunas lo tienen el gas caliente (T  106 K) de H o He completamente ionizados es mas frecuente que el gas frío (HI) la fuente de calentamiento es normalmente el conjunto de explosiones de supernovas el gas caliente emite en la banda de rayos-X se supone que el gas caliente esta en equilibrio hidrostático con el pozo de potencial de la galaxia (la masa total general el potencial que confina el gas)  NGC 720

34 Materia Obscura Jan Oort [1932, Bull. Astron. Inst. Neth. 6, 249], analisando las velocidades de estrellas en las cercanias del Sol, concluyo que as estrellas visibles corresponden a apenas 30-50% de la candidad de materia implicada por suas velocidades Fritz Zwicky [1933, Helw. Phys. Acta 6, 110], por la medida de la dispersión de velocidad de cúmulos ricos, encuentró que era necesario alrededor de 10 hasta 100 veces más masa que la que era visible para mantener los cúmulos ligados Ostriker, Yahil & Peebles [1974, ApJ L 193, L1] and Einasto, Kraasik & Saar [1974, Nature 250, 309] medieran masas de galaxias como función del radio (a partir de las curvas de rotación) y encuentraran que las masas crecen linealmente con el radio hasta al menos 100 kpc, y galaxias normales S y E tienen masas ~ 1012 M

35 Materia Obscura: Vía-Láctea
curva de rotación de la VL trazadores: estrellas, nebulosas planetarias, gas HI, regiones HII, galaxias satélites [Clemens 1985, ApJ 295, 422] [Faber & Gallagher 1979, ARAA 17, 135*]

36 Materia Obscura: otras escalas
[Bahcall et al. 1995, ApJ 447, L81]