Clase 4 Cúmulos de Galaxias Definición de Grupos y Cúmulos de Galaxias

Presentación del tema: "Clase 4 Cúmulos de Galaxias Definición de Grupos y Cúmulos de Galaxias"— Transcripción de la presentación:

1 Clase 4 Cúmulos de Galaxias Definición de Grupos y Cúmulos de Galaxias
sistemas de galaxias el catálogo de G. Abell otros catálogos grupos Morfología y Clasificación Medio Intra-Cúmulo Efectos Ambientales Relación Morfología-Densidad galaxias cDs La Masa de Cúmulos de Galaxias Teorema del Virial Emisión en rayos-X Lentes Gravitacionales Astronomía Extragaláctica y Cosmología Observacional Depto. de Astronomía (UGto) 2006

2 Catálogos: otros catálogos clásicos
1992 – Lumsden et al. [MNRAS 258, 1]: Edinburgh-Durham Cluster Catalog (EDCC) maquina de digitalización COSMOS (Coordinates and Magnitudes Object Survey) Nc = 737 1997 – Dalton et al. [MNRAS 289, 263]: APM Cluster Catalogue (APMCC) maquina de digitalización APM (Automatic Plate Measuring) Nc = 937

3 Sistemas de Galaxias: Riqueza
Par → galaxies (~ 1012 M) Grupo → ~ 10 galaxies (~ M) Cúmulo Pobre → ~ 100 galaxies (~ M) Cúmulo Rico → ~ 1000 galaxies (~ M) Supercúmulo → ~ galaxies (~ M) Hercules/A2151 (Cúmulo) Quinteto de Stephan (Grupo Compacto) M51 (Par)

4 Clases de Distancia (D)
Catálogos: Abell-ACO 1958 – G. Abell [ApJS 3, 211]: primera busca sistematica (por inspección visual) de cúmulos ricos Hemisferio Celeste Norte (Palomar Observatory Sky Survey, EUA, 879 placas fotográficas) criterios: riqueza → Ngal  50 galaxias, entre m3 y m3+2 mag (substracción del cielo local) compactación → r < RA = 1.5 h-1 Mpc = (1.72/zest)’ zest = f(m10) distancia → 0.02 (tamaño de las placas) < z < 0.2 (mag limite – m3 ≤ 17.5) Nc = 2712 Clases de Riqueza (R ) – 49 – 79 – 129 – 199 – 300 o más R (Ngal) Clases de Distancia (D) – – – – – – D (rango de m10) (zest promedio) 1989 – Abell, Corwin & Olowin [ApJS 70, 1]: extensión al Hemisferio Celeste Sur ESO/UKST Southern Sky Survey (Chile y Australia, 606 placas fotográficas) mismos criterios (excepto por la substracción de un cielo promedio “universal”) Nc = 1361 (ricos) (suplementares, R = 0, or D > 6)

5 Catálogos: Abell-ACO Abell ACO Nc = 4073
Completo hasta z ~ 0.2 (zmax ~ 0.4) n(R  1) = 105 h3 Mpc3  <r> ~ 50 h1 Mpc

6 Catálogos: Grupos Compactos: Dispersos:
generalmente detectados por análisis de percolación riqueza  Ngal  3 1982 – Hickson [ApJ 255, 382]: el más conocido y estudiado catalogo de grupos compactos (HCG) criterios: riqueza → Ngal  4, en un rango de ≤ 3 mag concentración → <Σgal> ≤ 26 μR aislamiento → ninguna galaxia con m < m1+3 dentro de 3Rcg Ngc = 100 (1948) (1877)

7 Catálogos: Grupos y Cúmulos (los más representativos)
Catalogo Ngr zlim mlim Area Ref. Hickson POSSI Hickson et al. 1989 P-PS B ≤ P-P Trasarti-Battistoni et al. 1998 WBL mph ≤ POSSI White et al. 1999 UZC-SSRS B ≤ sr Ramella et al. 2002 ESP bJ ≤ sr Ramella et al. 1999 LCRS R ≤ sr Tucker et al. 2000 2PIGG (2dFGRS) bJ ≤ sr Eke et al. 2004 C4CC (SDSS-DR2) r ≤ sr Miller et al. 2005 Abell/ACO mph ≤ ~8.2 sr Abell 1958, ACO 1989 EDCC bJ ≤ sr Lumsden et al. 1992 APMCC bJ ≤ sr Dalton et al. 1997 NoSOCs rF ≤ sr Gal et al. 2006

8 Morfología y Clasificación
Criterios: riqueza (Abell R ) forma de la distribución de galaxias (Abell) concentración (Zwicky) distribución de los miembros más brillantes (10, RS) presencia o falta de una galaxia cD (BM) morfología de la galaxia dominante (BM) sub-estructuración contenido de galaxias... Bautz & Morgan: I → galaxia cD central II → intermediaria entre E/cD III → no tiene galaxias dominantes también tipos intermedios I-II y II-III Rood & Sastry: Abell: regular irregular Zwicky: compacto semi-compacto abierto cD → galaxia cD B → dos galaxias dominantes L → línea de galaxias dominantes C → carozo central de galaxias F → distribución achatada I → distribución irregular

9 Morfología y Clasificación
Tipo Abell Regular (temprano) Intermediario Irregular (tardío) Tipo Zwicky Compacto Medio-Compacto Abierto Tipo Bautz-Morgan I, I-II, II (II), II-III (II-III), III Tipo Rood-Sastry cD, B, (L), (C) (L),(F),(C) (F), I Contenido rico en elípticas pobre en espirales rico en espirales E (campo 10%) L (campo 20%) S (campo 70%) 35% 45% 20% 50% 30% 15% Simetría esférica intermediaria forma irregular Concentración central alta moderada muy baja Emisión radio Luminosidad en rayos-X baja Ejemplos A2199, Coma A194, A539 Virgo, A1228

10 Morfología y Clasificación
[Geller & Beers 1982, PASP 94, 421]

11 Medio Intra-Cúmulo (MIC)
Gas ionizado caliente: La formación de galaxias en cúmulos es poco eficiente – la mayor parte de la matéria barionica (cerca de 80%) esta en la forma de gas en el MIC (entre las galaxias, concentrado hacia el centro) este gas es calentado por la compresión del potencial gravitacional del cúmulo, por el movimiento de las galaxias y posiblemente por AGNs y supernovas la temperatura del MIC es muy alta (107108 K) y él emite en rayos-X, el H está completamente ionizado y son encontrados también metales altamente ionizados (como FeXXVI) Bremsstrahlung térmico: El mecanismo de producción de rayos-X en los cúmulos es el bremsstrahlung térmico (o emisión libre-libre de los electrones) [Felten et al. 1966, ApJ 146, 955] e– libres son espallados por íones y radian la energía que pierden el gas enfría muy de espacio por esta radiación

12 Observación del MIC El MIC puede ser observado de 4 formas:
por su emisión en rayos-X por el efecto Sunyaev-Zeldovich (microondas) por la presión de arrastre del MIC sobre el HI de espirales y chorros/lobos de AGNs (radio) por emisión radio del campo magnético del cúmulo NGC 1265 (Cúmulo de Perseus)

13 Espectro de rayos-X

14 Catálogos de Cúmulos en rayos-X (los más representativos)
Catalog Nc zlim Fmin Area Ref. (erg s-1 cm2) XBACS  ~8.2 sr Ebeling et al. 1996 BCS  sr Ebeling et al. 1998 eBCS  sr Ebeling et al. 2000 REFLEX  sr Bohringer et al. 2004 CIZA  sr Kocevski & Ebeling 2006 La emisión en rayos-X de cúmulos es menos sujetada a efectos de proyección La emisión en rayos-X es útil para detectar cúmulos de galaxias hasta z ~ 1

15 Efectos ambientales Efectos de los cúmulos sobre las galaxias
relación morfología-densidad formación de una galaxia dominante (cD) fusiones (por fricción dinámica) efectos de marea pierda de gas (por presión de arrastre) efecto Butcher-Oemler Efectos de las galaxias sobre los cúmulos enriquecimiento de metales del MIC calentamiento del MIC inyección de partículas relativistas

16 Relación Morfología-Densidad
Efectos ambientales en la morfología: hay más elípticas en regiones más densas que en regiones menos densas la fracción de elípticas en un cúmulo cae rapidamente con la distancia al centro hay más espirales en regiones menos densas que en regiones más densas casi no hay espirales en los centros de cúmulos de galaxias la fracción de espirales en un cúmulo aumenta con la distancia al centro la fracción de lenticulares también cae con la distancia al centro, pero menos rapidamente que la de las elípticas [Dressler 1980, ApJ 236, 351]:

17 Relación Morfología-Densidad
Interpretaciones posibles: herencia: ciertos tipos de galaxias no se forman en regiones que van a tornarse cúmulos ricos de galaxias cambios de morfología: ciertos tipos de galaxias no se mantienen inalteradas en algunos ambientes S pueden tener su gas arrancado tanto por interacción directa (efectos de marea) como por presión de arrastre del gas intra-cúmulo. La disminución del disco y aumento del bulbo puede cambiar un S en un S0 los bulbos pueden ser aumentados por añadidura de pequeñas galaxias satélites ricas en gas y sucesivos brotes de formación estelar S pueden cambiarse en E por fusiones

18 Galaxias cD Galaxia dominante:
cD del cúmulo A496 Galaxias cD Galaxia dominante: son las galaxias más brillantes que se conoce, mucho más brillantes que galaxias normales (MV ≈ -24, con una dispersión estrecha de 0.3 – 0.35 mag) se ubican únicamente en el centro (o cerca de él) de cúmulos ricos (no hay cDs donde n ≤ 1 gal Mpc-3) presentan un envoltorio extenso de estrellas (que no se sabe se es parte de la galaxia o del cúmulo) muchas presentan núcleos dobles (25 – 50%) son generalmente achatadas y alineadas a la distribución de galaxias del cúmulo (o a cúmulos vecinos)

19 Escenarios de formación propuestos:
cúmulo de Perseus Galaxias cD Escenarios de formación propuestos: fusión de la galaxias más brillantes o acreción de galaxias más pequeñas por fricción dinámica (canibalismo galáctico) [Ostrike & Tremaine 1975] acumulación de estrella perdidas que calen en el potencial del cúmulo, retiradas de las galaxias por efectos de marea [Merritt 1984] acumulación de gas en el potencial del cúmulo por flujos de resfriamiento [Mushotzky et al. 1981] cD del cúmulo de Perseus cD del cúmulo A2199

20 La Masa de Cúmulos de Galaxias
Teorema del Virial (suponiendo que el sistema es gravitacionalmente ligado y dinámicamente relajado, esférico y aislado) Emisión en rayos-X (a partir de la luminosidad y la temperatura) Lentes Gravitacionales Mvir = (3π/2G) σLOS2 Rvir M(r) = – kB T r2 dlnρ + dlnT GμmH  dr dr 

21 Lentes Gravitacionales
el efecto de lentes gravitacionales puede ser clasificado en 4 tipos: cuando la fuente y la lente están alineadas, se produce un “anillo de Einstein” cuando el efecto es más intenso se producen múltiplas imágenes, y llamamos efecto fuerte de lente gravitacional cuando el efecto es intermedio, sólo una imagen es producida (estirada tangencialmente, formando un arco) y llamamos efecto débil de lente gravitacional cuando el efecto produce apenas pequeñas distorsiones (imágenes de galaxias apenas más alongadas), llamamos shear MG (VLA) Cruz de Einstein Cl

22 La Tercera Componente de Masa: Materia Obscura
Proporción de masa en cúmulos de galaxias estrellas 2% gas 15% materia obscura 83%