Alberto Manrique Oliva ICC, UB

Transcripción

1 Alberto Manrique Oliva ICC, UB

2 Contenidos I. Las galaxias hoy II. La estructura a gran escala del Universo III. Formación de estructura IV. Escenario jerárquico de formación de galaxias V. Galaxias y medio intergaláchco

3 I.Las galaxias hoy: morfologías y distribución

4 Morfologías: ElípHcas (E) M87 en el centro de cúmulo de Virgo

5 Morfologías: Espirales (S) M100, también en el cúmulo de Virgo

6 Morfologías: Espirales (S) Galaxia del Sombrero, constelación de Virgo

7 Morfologías: Irregulares (Irr) Gran nube de Magallanes, en el Grupo Local

8 Agrupamientos: grupos ( 10) Grupo compacto de Hickson HCG 87

9 Agrupamientos: cúmulos ( ) Cúmulo de Coma

10 Cartografiado de galaxias: 2mass 2MASS: ( ) Cartografiado de todo el cielo en el IR, 1,500,000 galaxias

11 Cartografiado de galaxias:2df 2dF: ( ) 12% del cielo, cartografiado espectroscópico, galaxias

12 Cartografiado de galaxias:sdss SDSS: ( ) 35% del cielo, cartografiado mulhbanda (ugryz), 1,420,000 galaxias

13 II. La estructura a gran escala del Universo

14 Estructura a gran escala

15 Galaxias y estructura a gran escala Las galaxias no se distribuyen de manera homogénea hay zonas sin galaxias (vacíos) y zonas de alta concentración (filamentos). Las galaxias trazan la estructura a gran escala del universo. Cómo se forman las galaxias y cual es el origen de la estructura a gran escala?

16 El contenido del Universo Las galaxias conshtuyen el 15% de la materia del universo (ordinaria), el resto de la materia ( 85 %) es oscura. La materia oscura no colisiona (presión nula), es incapaz de radiar y sólo se puede detectar gravitatoriamente. La energía oscura domina la evolución del universo, pero casi no afecta a la formación de galaxias.

17 Materia oscura vs. ordinaria El cúmulo bala (1E ): colisión de 2 cúmulos de galaxias (en rojo emisión de rayos X del gas, en azul zonas de alta densidad de materia)

18 La evolución del universo

19 III. Formación de estructura

20 Perturbaciones de densidad Principio cosmológico: El universo es homogéneo e isótropo a grandes escalas. La distribución de galaxias no es homogénea la estructura a gran escala Hene su origen en pequeñas perturbaciones en la densidad del Universo primigenio. Estas perturbaciones crecen con el Hempo por inestabilidad gravitatoria (evolución similar a un universo con Ω m > 1). Régimen lineal: la perturbación se expande Régimen no lineal: la perturbación colapsa y se relaja dando lugar a un sistema en equilibrio (autogravitante) halo de materia oscura. Las perturbaciones de materia ordinaria evolucionan de manera diferente a las de materia oscura por efectos de presión (longitud de Jeans).

21 Inestabilidad gravitatoria

22 Evolución de perturbaciones esféricas perturbaciones esféricas

23 Halos: evolución Los halos crecen en masa por agrupamiento gravitatorio desde escalas pequeñas a grandes escenario jerárquico Acreción: captura de un halo muy poco masivo por parte de un halo masivo. La captura no afecta a la estructura interna del halo masivo. Fusión: captura de un halo de masa comparable. La captura modifica la estructura interna de ambos formación de un nuevo halo.

24 Agrupamiento gravitatorio

25 IV. Escenario jerárquico de la formación de galaxias

26 Formación de galaxias (FG) como un proceso cósmico

27 Escenario jerárquico de la FG La inflación genera un campo de perturbaciones de densidad. t > t eq (universo dominado por la materia): las perturbaciones de materia oscura crecen, colapsan y se relajan. Interacciones de perturbaciones vecinas generan rotación en los halos. t > t rec (materia neutra): la materia ordinaria (gas) cae en los pozos de potencial de los halos calentamiento por ondas de choque y relajación. En cada época, sólo atrapan gas los halos más masivos: T vir > T IGM El gas atrapado radía, se enfría y se contrae por pérdida de presión. Por conservación del momento angular el gas enfriado se deposita en un disco. Formación estelar en el disco enriquecimiento, agujeros negros, vientos generados por SNs (retroalimentación). Capturas de halos las galaxias se convierten en satélites de otras más masivas. Los satélites pierden energía orbital y son capturados por la galaxia central. Las fusiones de galaxias destruyen los discos (elipsoides), generan brotes de formación estelar y alimentan los agujeros negros.

28 Ensamblaje jerárquico

29 Atmósferas de gas caliente Halos atrapan gas si Tvir > TIGM Tvir = Tvir (M, t) Calentamiento por ondas de choque hasta Tvir. En halos poco masivos acreción fría a lo largo de filamentos.

30 Enfriamiento del gas El gas de materia ordinaria es capaz de radiar energía y enfriarse Enfriamiento atómico en gas enriquecido o muy caliente (T 10 4 K) e- libres! Enfriamiento molecular En épocas remotas el gas de halos con T vir < 10 4 K es neutro enfriamiento por transiciones moleculares de H 2. Crucial para la formación de las primeras estrellas y galaxias.

31 Formación estelar Proceso muy complejo: involucra turbulencia, campos magnéhcos y gravedad. No hay una teoría completa de formación estelar. Se modela uhlizando: Función inicial de masa nº de estrellas por unidad de masa. Ritmo de formación estelar masa de estrellas formada por unidad de Hempo. M gas M! * = α t Formación estelar: dyn Extendida: en discos. Brotes: en bulbos (en escalas de Hempo de 100 millones de años) durante fusiones o transferencia de gas desde el disco. Retroalimentación: altera el medio y afecta la formación estelar posterior. Mecánica: Inyección de energía sobre el gas frío procedente de las explosiones de SN Química: Polución del medio interestelar e intergaláchco con metales por vientos estelares y explosiones de SN. RadiaHva: Emisión ionizante de las estrellas más masivas.

32 Formación estelar Región de formación estelar: Nebulosa del Águila

33 Agujeros negros y AGNs Correlaciones observacionales sugieren la interacción entre los agujeros negros super- masivos (SMBH) y las galaxias que los conhenen. Crecimiento de los SMBH centrales: Fusiones de BH de galaxias capturadas. Acreción de gas transferido al bulbo núcleo achvo de galaxia (AGN) Semillas del SMBH residuo de las estrellas primigenias (Pob III) Retroalimentacion: Mecánica: Inyección de energía sobre el gas frío. RadiaHva: Emisión ionizante e inyección de energía.

34 Estrellas primigenias (Pob III) Población estelar con metalicidad nula (gas con composición primordial) Formadas por enfriamiento molecular (H 2 ) Estrellas muy masivas ( 100 M sol ) con alta T eff ( 10 5 K), pero también estrellas menos masivas función inicial de masa incierta. Muy sensibles a su propia retroalimentación. Retroalimentación: Mecánica: Inyección de energía de SN 100 veces más energéhcas. Química: Polución del medio interestelar e intergaláchco. RadiaHva: Emisión ionizante de las estrellas más masivas más intensa y efechva. Fijan las propiedades de las estrellas de Pob I/II.

35 Interacciones: fusión de galaxias

36 Interacciones: acoso galáchco Densidad estelar de una galaxia espiral que cae dentro de un cúmulo: el disco engorda por interacción gravitatoria con otras galaxias del cúmulo.

37 Interacciones: presión cinéhca Presión ejercida el gas del medio intergaláchco sobre el de una galaxia en movimiento (NGC 4522 n el cúmulo de Virgo)

38 V. Galaxias y medio intergaláchco

39 Historia del medio intergaláchco Las galaxias enriquecen e ionizan el medio intergaláchco: las propiedades del gas atrapado por los halos varía con el Hempo ritmo de enfriamiento. T IGM depende del fondo ionizante emihdo por las galaxias capacidad de los halos de atrapar gas.

40 Conclusiones: 1. La parte que vemos de las galaxias (materia orinaria) conshtuye una pequeña parte de su total: la materia oscura es la componente dominante. 2. La formación y evolución de galaxias sólo se puede entender dentro de un contexto cosmológico (ligadas a la evolución del universo y la estructura a gran escala). 3. Procesos de evolución ligados a la materia ordinaria que involucran {sica muy compleja, se pueden modelar con prescripciones sencillas, y comprender así su papel. 4. Se requiere seguir la evolución acoplada de las galaxias y el medio intergaláchco para tener una visión completa.