Sala Examen: E11 Viernes 17/6 Modulo 5

Transcripción

1 Temario Distancias Movimientos y tiempos La Radiación Los Planetas Las Estrellas Las Galaxias El Universo n n Tipos de galaxias Escala de distancias Sala Examen: E11 Viernes 17/6 Modulo 5

2 Catálogos de Galaxias Catálogo de Messier: Charles Messier (1790) hizo un catálogo de 110 nebulosas brillantes del hemisferio norte, incluyendo 29 galaxias. Los nombres de las galaxias más brillantes tienen número Messier. E.g. M31 = galaxia de Andrómeda Nuevo Catálogo General: John Dreyer (1888) hace el New General Catalogue (NGC), conteniendo 7840 galaxias. Unos 5 años más tarde publicó la extensión llamada Index Catalogue (IC) con 5836 objetos. E.g. Cen A = NGC 5128.

3 algunos objetos Messier

4 Clasificación de Hubble tempranas tardías 1926: simple tenedor 1936: agrega las S0 & SB0s Clasificación de Hubble - Sandage ( ) La idea de Hubble era que las galaxias espirales evolucionaban hacia las galaxias elípticas. Estaba equivocado.

5 Galaxias Elípticas Masa Diámetro Forma Estructura Contenido estelar Gas y polvo Mo kpc Elipsoides, no tienen disco. Diversos grados de achatamiento Estrellas distribuídas suavemente. Rango desde esféricas hasta muy achatadas. Sin estructura obvia, salvo por el núcleo. Mayormente estrellas viejas. Espectros contínuos, sin emisión. Contienen poco o nada de polvo y gas. Nota: 1 kpc = 1000 pc = 3300 años luz Cinemática Las estrellas tienen órbitas desordenadas en 3D. Escaso momento angular. E0 a E7, donde N= 10(1-b/a) PopII Formación estelar Ambiente Sin ninguna formación estelar activa. Cúmulos o grupos de galaxias

6 Galaxias Elípticas Algunas galaxias elípticas se forman por colsiones de galaxias espirales M87 en el Cúmulo Virgo M49 M59

7 La Galaxia de M32

8 Galaxias Lenticulares S0 Masa Diámetro Forma Mo kpc Elipsoides, tienen disco, achatadas. Estructura Estrellas distribuídas suavemente. S0 Contenido estelar Gas y polvo Mayormente estrellas viejas. Espectros contínuos, sin emisión. Contienen poco o nada de polvo y gas. PopII Cinemática El disco contiene momento angular. Formación estelar Ambiente Sin ninguna formación estelar activa. Cúmulos y grupos ricos

9 Galaxia del Sombrero M49 Galaxias Lenticulares S0

10 Elípticas Lenticulares

11 Galaxias Espirales Masa Diámetro Forma Estructura Contenido estelar Gas y polvo Mo 5-50 kpc Disco muy achatado de estrellas y gas, con un bulge central. Contienen brazos espirales. Las Sa y Sba tienen los cocientes bulge/disco más grandes, menos estructura espiral, y halos esféricos. Barradas o no. Los discos contienen estrellas de todas las edades, ricas en metales, y los halos sólo estrellas viejas. Muy abundantes en los discos, ausentes en los halos. Sa,Sb,Sc, Sd,SBa,S Bb, SBc PopI + PopII Cinemática Formación estelar Ambiente Estrellas y gas tienen órbitas circulares alrededor del centro. En el halo es más caótico. Mom angular alto. Continua en los brazos espirales. Espectros con algunas líneas de emisión. Regiones de baja densidad, grupos pequeños

12 Andrómeda (M31)

13 Galaxias Espirales bulge + (barra) + (anillo) + disco + brazos Criterio de clasificación 1. bulbo/disco (B/D) 2. Enrollamiento de los brazos espirales 3. Resolución de los brazos en regiones HII

14 Espirales M74 M89 M83

15

16 Agregando las irregulares

17 Galaxias Irregulares Masa Diámetro Forma Estructura Contenido estelar Gas y polvo Mo 1-10 kpc Irregular, sin simetría ni forma bien definida, en general son enanas. Sin estructura obvia, algunas son barradas, sin núcleo. Contienen estrellas de todas las edades, ricas en metales. Espectros con líneas de emisión intensas. Muy abundantes. Irr PopI Cinemática Órbitas irregulares Formación estelar Ambiente Continua e intensa. Regiones de baja densidad

18 Nube Mayor de Magallanes FIA Astronomia Nelson Padilla (P. U. Catolica)

19 Nube Menor de Magallanes

20 La Galaxia dirr IC10

21 NGC1313

22 Galaxias Peculiares

23 Galaxias de anillo: Pasaje de una galaxia a través del centro de una galaxia espiral Galaxia rueda de carreta: choque frontal

24 La Antena (NGC4038/39)

25 Colisiones cósmicas FIA Astronomia Nelson Padilla (P. U. Catolica)

26 Colisiones Las galaxias en grupos están muy cerca con respecto a su tamaño. Es muy difícil que las estrellas dentro de una galaxia choquen entre ellas, pero las galaxias sí lo hacen. Las galaxias sufren interacciones, colisiones, canibalismo, y fusiones (mergers). El tipo de colisión depende de: tipo de galaxias involucradas, sus masas, sus separaciones, sus velocidades sus ángulos de incidencia. Las colisiones son normales en grupos de galaxias, pero mucho más frecuentes en cúmulos de galaxias. FIA Astronomia Nelson Padilla (P. U. Catolica)

27 Colisiones en un grupo de galaxias

28 Interacciones: n Perturbaciones n Pasajes cercanos n Choques, colisiones n Canibalismo n Fusiones n FIA Astronomia Nelson Padilla(P. U. Catolica)

29 Galaxias Interactuantes

30 M51

31 Qué galaxias nos faltan? La clasificación de Hubble no incluye algunos tipos especiales de galaxias: Galaxias de bajo brillo superficial (LSB) (e.g. Malin1) Galaxias cd en cúmulos densos.(e.g. M87, NGC1399) Radiogalaxia: galaxia con radio jets y lobes por agujero negro central que al adquirir masa en el pasado dejó su medio circundante alterado, y visible en Radio. AGN: galaxias con núcleos activos, es decir agujero negro central adquiriendo masa QSO: quásares, o AGN muy brillantes lejanas.

32 Cúmulos de galaxias FIA Astronomia Nelson Padilla(P. U. Catolica)

33 Algunos Cúmulos Vecinos de Galaxias Los grupos de galaxias más cercanos son: Cúmulo de Sculptor: similar al Grupo Local a D = 2 Mpc, tiene una treintena de galaxias, incluyendo 4 espirales dominantes: NGC300, NGC47, NGC55, NGC7793, aunque ninguna es tan masiva como Andrómeda. Cúmulo de Centauro: más masivo que el Grupo Local a D = 4 Mpc, contiene el doble de galaxias, y está dominado por la galaxia elíptica gigante peculiar NGC5128 (CenA), 10 veces más masiva que la MW. Grupo de M81: similar al Grupo Local, con una docena de galaxias, a D = 3 Mpc.

34 B. Moore 06/07/

35 Galaxias cd n Las galaxias cd son las galaxias más masivas del universo, son unas 100 veces más masivas que la MW. n Alcanzan 1Mpc de tamaño, casi como todo el Grupo Local. n Residen en el centro de cúmulos de galaxias. n Se formaron canibalizando decenas de galaxias más pequeñas. n Contienen >10000 cúmulos globulares. FIA Astronomia Nelson Padilla(P. U. Catolica)

36 Cúmulo de Galaxias Abell 2218 Galaxia cd supermasiva Arcos de lentes gravitacionales

37 Cúmulos de galaxias FIA Astronomia Nelson Padilla(P. U. Catolica)

38 100 mil millones de galaxias en todo el cielo 06/07/

39 Cómo medir distancias astronómicas? FIA 0111 Nelson Padilla

40 Escala de Distancias

41 Sistema Solar

42 Radar Sirve para objetos muy cercanos: - la Luna, asteroides, Venus. - Se mide el tiempo que tarda la onda de radio en volver, viajando a la velocidad de la luz. - E.g., para la Luna a d= km, la onda tarda 2.5 sec. - No es muy útil para distancias astronómicas. FIA 0111 Nelson Padilla

43 Más allá: la vecindad Solar

44 Paralajes Espectroscópicas Si se conoce el tipo espectral de la estrella, se conoce su magnitud absoluta. Por lo tanto, midiendo su magnitud aparente sale el módulo de distancia. Problemas: absorción interestelar, variaciones en composición química.

45 Distancias a escala galáctica

46 Fit de la Secuencia Principal n Similar a la paralaje espectroscópica, pero usando fotometría. n Se usan diagramas colormagnitud de cúmulos. Como se conoce la posición de la secuencia principal en el diagrama HR, se puede estimar la distancia con precisión. n El vector de distancia en ese diagrama es vertical. Cuánto más distante el cúmulo, más débil sus estrellas de secuencia principal.

47 Estrellas Pulsantes (no pulsares) n n n La variabilidad hace que sea fácil encontrar estas estrellas. Grandes amplitudes y luminosidades altas también ayudan. Variables clásicas: Cefeidas en Pob I y RRLyrae en Pob II. FIA 0111 Nelson Padilla

48 Pulsantes y Escala de Distancia n La importancia fundamental de las estrellas pulsantes en astronomía es la medición de distancias. n Existe una relación entre el período de la estrella y su brillo intrínseco: cuanto más largo el período, más brillante es la estrella. n Esa relación período-luminosidad nos permite obtener distancias precisas para objetos lejanos.

49 El Grupo Local de Galaxias

50 Y más allá

51 Relación de Tully-Fisher n Empíricamente se encontró que la amplitud de la curva de velocidad de rotación de una galaxia espiral es proporcional a su tamaño. n Esto se puede usar como indicador de distancia a grandes distancias. Método tipo Standard Candle

52 El Universo profundo FIA 0111 Nelson Padilla

53 Se descubrió observacionalmente que las galaxias distantes se están alejando de la nuestra: expansión del Universo. Además, cuánto más lejos está una galaxia, su velocidad de recesión es más elevada. Este redshift cosmológico es la ley de Hubble, que sirve para medir distancias a las escalas más grandes. Ley de Hubble

54 V = Ho D Ley de Hubble

55 Debate sobre el valor de la constante de Hubble. Hasta hace menos de 20 años, el valor de la constante de Hubble Ho se debatía entre dos valores: Ho = 100 km/s/mpc de Vaucouleurs et al. Ho = 50 km/s/mpc Sandage et al. Esto significa que no conocíamos la escala del Universo con un factor de dos! Ahora se mide un valor intermedio Ho = 70 km/s/mpc. V = Ho D V = c z (1 + z) = λo/λe D = cz/ho Medir de manera independiente Ley de Hubble

56 Supernovae Tipo I y II n SN tipo I provienen de estrellas binarias que intercambian masa. Son las mas luminosas, y no queda nada de la explosión. No tienen líneas de H, y sus curvas de luz tienen un peak muy brillante, para luego decaer lentamente. n SN tipo II son estrellas jóvenes y masivas que colapsan y explotan, quedando una NS o un BH como resto. Las SN II tienen líneas de H, y sus curvas de luz tienen un plateau, antes de decaer lentamente. n Las SN I son las standard candles mas importantes a grandes distancias (escalas cosmológicas). Las SN II también pueden ser usadas para medir distancias.

57 Las escalas más grandes del Universo

58 redshift n Resumen: La escala de distancia es de importancia fundamental en la Astronomía. Las incertezas se acumulan a medida que nos vamos más lejos. Escala de Distancias

59 El Universo