AS 42A: Astrofísica de Galaxias Clase #18 Profesor: José Maza Sancho 28 Mayo 2007 Profesor: José Maza Sancho 28 Mayo 2007.

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1 AS 42A: Astrofísica de Galaxias Clase #18 Profesor: José Maza Sancho 28 Mayo 2007 Profesor: José Maza Sancho 28 Mayo 2007

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3 Composición de los cúmulos de galaxias. Las masas que se derivan de todos los métodos están en el rango entre 10 14 y 10 15 masas solares. Esto confirma y ratifica la existencia de materia oscura. El análisis de los diversos métodos permite ver que la composición de los cúmulos es: Las masas que se derivan de todos los métodos están en el rango entre 10 14 y 10 15 masas solares. Esto confirma y ratifica la existencia de materia oscura. El análisis de los diversos métodos permite ver que la composición de los cúmulos es:

4 Masa en galaxias < 10% Masa en gas intracúmulo 10%-25% Masa oscura 70%-90% La densidad es máxima en las galaxias que concentran un halo de masa oscura. Pese a que la densidad es máxima dentro de las galaxias el volumen ocupado por el cúmulo es mucho mayor y por ello la masa total la domina el cúmulo. Masa en galaxias < 10% Masa en gas intracúmulo 10%-25% Masa oscura 70%-90% La densidad es máxima en las galaxias que concentran un halo de masa oscura. Pese a que la densidad es máxima dentro de las galaxias el volumen ocupado por el cúmulo es mucho mayor y por ello la masa total la domina el cúmulo.

5 Para el cúmulo Abell 2218 el radio angular de los arcos es de aprox. 1 minuto de arco. La distancia al cúmulo es de 700 Mpc. Estime la masa del cúmulo suponiendo que se encuentra a mitad de camino entre la fuente y nosotros. Para el cúmulo Abell 2218 el radio angular de los arcos es de aprox. 1 minuto de arco. La distancia al cúmulo es de 700 Mpc. Estime la masa del cúmulo suponiendo que se encuentra a mitad de camino entre la fuente y nosotros.

6 Función de luminosidad de Schechter En el universo hay muchas más galaxias pequeñas que galaxias grandes. Se entiende como “función de luminosidad” aquella función que nos dice cuantas galaxias hay, por unidad de volumen y por unidad de luminosidad. Paul Schechter parametrizó esta función como: En el universo hay muchas más galaxias pequeñas que galaxias grandes. Se entiende como “función de luminosidad” aquella función que nos dice cuantas galaxias hay, por unidad de volumen y por unidad de luminosidad. Paul Schechter parametrizó esta función como:

7 Donde:  (L)  L es el número de galaxias, por Mpc 3, de galaxias con luminosidad entre L y L +  L. En número de galaxias con L > L  decrece rápidamente. L ~0,1L  divide galxias brillante y enanas. Donde:  (L)  L es el número de galaxias, por Mpc 3, de galaxias con luminosidad entre L y L +  L. En número de galaxias con L > L  decrece rápidamente. L ~0,1L  divide galxias brillante y enanas.

8 Para el “survey” de Las Campanas hecho por Schechter y Schechman el ajuste que se ha hecho a esos datos es de: L   8  10 9 h -2 L o que corresponde a M R,  = -20,3 + 5 log 10 h h corresponde a la constante de Hubble donde h = H o /100 Si h = 0,75 resulta que L   8  10 10 L o que es aproximadamente la luminosidad de la Vía Láctea. Para el “survey” de Las Campanas hecho por Schechter y Schechman el ajuste que se ha hecho a esos datos es de: L   8  10 9 h -2 L o que corresponde a M R,  = -20,3 + 5 log 10 h h corresponde a la constante de Hubble donde h = H o /100 Si h = 0,75 resulta que L   8  10 10 L o que es aproximadamente la luminosidad de la Vía Láctea.

9 Para L < L  el número de galaxias es casi constante. El ajuste a los datos resulta bien con  = -0,7 Para   -1 la fórmula de Schechter diverge. El número crece sin control cuando L  0. La luminosidad total por unidad de luminosidad es  (L) L  L Para L < L  el número de galaxias es casi constante. El ajuste a los datos resulta bien con  = -0,7 Para   -1 la fórmula de Schechter diverge. El número crece sin control cuando L  0. La luminosidad total por unidad de luminosidad es  (L) L  L

10 Donde  es la función gamma.  (j+1) = j! para j entero. Donde  es la función gamma.  (j+1) = j! para j entero.

11 La formación y evolución de los cúmulos Los modelos preferidos para la formación de cúmulos son los modelos jerárquicos. Se forman primero las estructuras más pequeñas (como las galaxias) para luego formarse las mayores (como los cúmulos). Lo más importante que está ocurriendo es contrastar los modelos con observaciones. Los modelos preferidos para la formación de cúmulos son los modelos jerárquicos. Se forman primero las estructuras más pequeñas (como las galaxias) para luego formarse las mayores (como los cúmulos). Lo más importante que está ocurriendo es contrastar los modelos con observaciones.

12 Evolución de las galaxias en cúmulos Los cúmulos tienen aproximadamente el mismo tamaño. La mayoría de las galaxias están dentro del radio de Abell, de 2 Mpc. Como algunos cúmulos tienen muchas más galaxias que otros la densidad varía mucho entre los cúmulos. En cúmulos más densos hay más oportunidades para que existan colisiones. Los cúmulos tienen aproximadamente el mismo tamaño. La mayoría de las galaxias están dentro del radio de Abell, de 2 Mpc. Como algunos cúmulos tienen muchas más galaxias que otros la densidad varía mucho entre los cúmulos. En cúmulos más densos hay más oportunidades para que existan colisiones.

13 En un “merger” los discos de las galaxias pueden ser destruidos. Los cúmulos ricos contiene menos espirales y mayor proporsión de elípticas. Estas observaciones son consistentes con la idea que los cúmulos ricos son ambientes en los cuales ha habido muchas colisiones y mezclas de galaxias. En un “merger” los discos de las galaxias pueden ser destruidos. Los cúmulos ricos contiene menos espirales y mayor proporsión de elípticas. Estas observaciones son consistentes con la idea que los cúmulos ricos son ambientes en los cuales ha habido muchas colisiones y mezclas de galaxias.

14 El papel de los “mergers” en la evolución de los cúmulos. ¿Pueden mezclarse los cúmulos? ¿Pueden dos cúmulos pequeños mezclarse para formar uno mayor? Las observaciones de rayos-X de cúmulos muestran evidencias en esa dirección. Además de emisión continua en rayos-X los cúmulos presentan líneas de emisión de elementos pesados. ¿Pueden mezclarse los cúmulos? ¿Pueden dos cúmulos pequeños mezclarse para formar uno mayor? Las observaciones de rayos-X de cúmulos muestran evidencias en esa dirección. Además de emisión continua en rayos-X los cúmulos presentan líneas de emisión de elementos pesados.

15 ¿Porqué si son el Hidrógeno y el Helio los elementos más abundantes los cúmulos presentan líneas de Hierro? Por la altísima temperatura a la cual tanto el H como el He están totalmente ionizados. La emisión de Hierro permite una mayor precisión en la medición de la temperatura. Se detectan zonas más calientes y zonas más frías. ¿Porqué si son el Hidrógeno y el Helio los elementos más abundantes los cúmulos presentan líneas de Hierro? Por la altísima temperatura a la cual tanto el H como el He están totalmente ionizados. La emisión de Hierro permite una mayor precisión en la medición de la temperatura. Se detectan zonas más calientes y zonas más frías.

16 Se detecta estructura térmica en los cúmulos consistentes con la mezcla de cúmulos perqueños para formar un cúmulo mayor. La idea de la formación jerárquica de cúmulos de galaxias parece ser compatible con las observaciones. Se detecta estructura térmica en los cúmulos consistentes con la mezcla de cúmulos perqueños para formar un cúmulo mayor. La idea de la formación jerárquica de cúmulos de galaxias parece ser compatible con las observaciones.

17 Las galaxias en cúmulos hasta z ~ 0,3 no presentan mayor evidencia de evolución. El efecto ButcherOemler: las galaxias son parecidas hasta z ~ 0,3. AQ partir de ahí las galaxias observadas con menos de 2/3 de su edad actual presentan una mayor abundancia de galaxias azules. Las galaxias azules serían en resultado de un mayor número de interacciones, que gatillan formación estelar. Las galaxias en cúmulos hasta z ~ 0,3 no presentan mayor evidencia de evolución. El efecto ButcherOemler: las galaxias son parecidas hasta z ~ 0,3. AQ partir de ahí las galaxias observadas con menos de 2/3 de su edad actual presentan una mayor abundancia de galaxias azules. Las galaxias azules serían en resultado de un mayor número de interacciones, que gatillan formación estelar.

18 Hay actualmente abundante evidencia que indica evolución entre las galaxias de los cúmulos a z ~ 0 y aquellos a z ~ 0,5.