Práctica: Ley de Hubble

Transcripción

1 Práctica: Ley de Hubble Cosmología Curso Objetivos Con la realización de esta práctica se pretenden cubrir los siguientes objetivos: Realización Introducción al reconocimiento morfológico y espectral de galaxias. Introducirnos en la técnica de medidas de redshifts de galaxias a partir de sus espectros. Realizar estimaciones de las distancia de galaxias usando los métodos de Tully-Fischer y Tamaño Universal Estimar la constante de Hubble a partir de las distancias y redshifts calculados y evaluación del resultado y método. Para cubrir los objetivos mencionados se utilizarán datos reales de galaxias, que han sido obtenidos con espectrógrafos de rendija larga colocados en telescopios de clase 2-4m. 1. Seleccionar al menos entre 15 y 20 galaxias del Apéndice 1. Inspecciona cuidadosamente sus imágenes y espectros (Apéndice 2) e intenta realizar una clasificación morfológica de las galaxias seleccionadas (indica si es elíptica, espiral o irregular más o menos tardía; y la presencia de barra o anillo). Justifica tu clasificación indicando las mayores causas de incertidumbre (si las hay) en cada caso (p.e. debilidad de la galaxia, inclinación alta, resolución espacial, etc). Utiliza para ello la información de los Apéndices 3 y Observa los espectros de las galaxias seleccionadas en el punto anterior. Trata de identificar en ellos algunas (al menos tres) de las principales líneas de emisión y de absorción. Construye una tabla que contenga las longitudes de onda observadas para cada una de las líneas identificadas. A partir de ellas obtener una estimación del redshift (z) y de la velocidad de recesión de cada galaxia y de sus correspondientes incertidumbres. Usar para este apartado la información contenida en los Apéndices 2 y Encuentras alguna correlación entre el tipo morfológico de las galaxias, su color U-B y las características de su espectro? 4. Calcula la distancia de cada galaxia usando dos métodos distintos: I. Tamaño Universal. Supongamos que todas las galaxias, independientemente de su tipo morfológico, tienen un mismo tamaño físico, siendo su radio igual a 22 kpc. A partir del tamaño angular observado de cada galaxia, calcular su distancia. II. Tully-Fischer. Emplear la relación obtenida por Verheijen (2001, ApJ, 563, 694) para galaxias del cúmulo de la Osa Mayor: M B =(1.3±0.8)-(8.5±0.4) x log (2 V max ), 1

2 donde M B es la magnitud absoluta integrada de la galaxia en la banda B, y V max es la máxima velocidad de rotación observada de la galaxia, para calcular la distancia de las galaxias. Compara y comenta los resultados obtenidos con cada método. 5. Representar gráficamente la velocidad de recesión de cada galaxia en función de las distancias (en Mpc) calculadas por los dos métodos anteriores. Qué valor obtienes para la constante de Hubble en cada caso? Cuantifica el error de tu estimación y comenta la validez del método empleado y de tu resultado. 6. Cuál es la edad del Universo que implica el valor de H o obtenido? 7. Explica cómo podrías mejorar la estimación de H o y qué tipo de datos necesitarías. Índice de Apéndices: Pág. Apéndice 1, Listado y parámetros de las galaxias de la práctica..3 Apéndice 2, Imágenes y espectros integrados de las galaxias 4 Apéndice 3, Ejemplos de espectros integrados de galaxias para distintos tipos morfológicos.59 Apéndice 4, Listado de principales líneas de emisión y absorción..60 Apéndice 5, Bibliografía y referencias.61 2

3 Apéndice 1 Lista de nombres, coordenadas y algunos parámetros de las galaxias de la práctica. Las columnas de la tabla son: Columna 1: Nombre de la galaxia (se da uno de sus nombres de identificación). Columnas 2 y 3: Coordenadas ecuatoriales de la galaxia (ascensión recta, RA, y declinación, DEC) para equinoccio J2000 Columna 4: Logaritmo decimal de la longitud del eje mayor proyectado de la galaxia para un nivel isofotal de 25 mag /arcsec 2 en la banda B para diámetros expresados en 0.1 arcmin. Columnas 5 y 6: Magnitud aparente integrada de la galaxia en la banda B y su respectivo error. Columna 7: Color U-B, i.e. m U -m B Columna 8: Color B-V, i.e. m B -m V Columna 9: Velocidad máxima de rotación observada, no corregida de la inclinación de la galaxia. Columna 10: Inclinación de la galaxia Nombre RA (J2000) DEC (J2000) log d 25 m B m B U-B B-V V max i (hh mm ss.s) (dd mm ss) (km/s) (grados) NGC NGC NGC Z Z NGC NGC NGC NGC NGC NGC NGC NGC NGC VCC VCC VCC VCC VCC VCC VCC VCC NGC NGC NGC NGC NGC Datos obtenidos de la base de datos Hyperleda ( 3

4 Apéndice 2 Imágenes y espectros integrados de las galaxias. En las páginas siguientes aparecen para cada galaxia: 1. Imágenes en la banda R de las galaxias de la tabla del Apéndice 1. El campo de visión de cada imagen está indicado en la esquina superior derecha. En todas ellas el Norte está a arriba y el Este a la izquierda. Las imágenes aparecen en escala de grises, siendo las zonas más oscuras las más brillantes. En los casos en que aparece más de una galaxia en la imagen, la de interés es la del centro. 2. Espectro integrado de la galaxia en el rango visible del espectro electromagnético. Se muestra un gráfico que contiene todo el rango espectral observado (desde aproximadamente 3800 Å a 7000 Å), y tres gráficos que muestran en una escala mayor, ciertos rangos de interés del espectro integrado que facilitarán la identificación de líneas espectrales. NOTAS: Las imágenes pueden tambien obtenerse directamente del archivo de la ESO (European Southern Observatory): Los espectros integrados de las galaxias proceden de dos trabajos publicados: o Kennicutt, R.C., 1992, ApJS, 79, 255 o Gavazzi, G., Zaccardo, A., Sanvito, G., Boselli, A., Bonfanti, C., 2004, A&A, 417, 499 Estos artículos citados pueden obtenerse en la URL del servicio de resúmenes de la NASA: Los espectros están disponibles en la base de datos de catálogos astronómicos VizieR: (para datos de Kennicutt) (para datos de Gavazzi et al.) 4

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59 Apéndice 3 Ejemplo de espectros integrados de galaxias para distintos tipos morfológicos (indicados en cada figura). Cada espectro es el resultado de promediar un cierto número (indicado entre paréntesis) de espectros de galaxias individuales. Gráfica 3. de Gavazzi, G., Bonfanti, C., Sanvito, G., Boselli, A., Scodeggio, M., 2001, ApJ, 576,

60 Apéndice 4 Principales líneas de emisión y absorción de los espectros de las galaxias: Línea λ (Å) absorción/emisión [OII] 3727/3729 emisión Ca II K absorción Ca II H absorción Hδ emisión o absorción Ca II G-band 4304 absorción Hγ emisión o absorción Hβ emisión [OIII] emisión [OIII] emisión Mg I b (blended) absorción Na D (blended) absorción [NII] emisión Hα emisión [NII] emisión [SII] emisión [SII] emisión Ejemplo de espectro de una galaxia espiral, donde algunas de las principales líneas de emisión y absorción han sido identificadas. Nota que no todas las líneas de absorción o emisión estarán presentes en un espectro concreto, pues la prominencia de unas con respecto a otras depende de ha historia de formación estelar de las galaxias. 60

61 Los siguientes espectros son ampliación de ciertos rangos espectrales del espectro de NGC 4750 mostrado arriba. Bibliografía: Libros: o The Cosmological distance ladder, M. Rowan-Robinson, 1992 o Galaxias in the Universe, L. Sparke and J.S. Gallagher, 2000 o Astrophysical Fluid Dynamics, E. Battaner, 1996 Bases de datos o Hyperleda ( o ESO Digitalizad Sky Survey ( o Simbad astronomical database ( Artículos: o Gavazzi, G., Bonfanti, C., Sanvito, G., Boselli, A., Scodeggio, M., 2001, ApJ, 576, 135 o Kennicutt, R.C., 1992, ApJS, 79, 255 o Gavazzi, G., Zaccardo, A., Sanvito, G., Boselli, A., Bonfanti, C., 2004, A&A, 417, 499 o Verheijen, M., 2001, ApJ, 563, 694 Todos ellos pueden obtenerse desde el servicio de resúmenes de la NASA: 61