El espectro electromagnético Ventanas atmosféricas Longitud de onda (m) Nombre Rayos X duros Fuentes emisoras Frecuencia (Hz) Energía (ev) Ondas radio

Transcripción

1 El zoo cósmico: una descripción de nuestro Universo Almudena Alonso Herrero Instituto de Estructura de la Materia, CSIC COSMOCAIXA, 2007

2 El espectro electromagnético Ventanas atmosféricas Longitud de onda (m) Nombre Rayos X duros Fuentes emisoras Frecuencia (Hz) Energía (ev) Ondas radio Microondas Infrarrojo Ultravioleta Rayos X blandos Rayos γ

3 Unidades y símbolos en Astrofísica Extragaláctica Unidades de longitud de onda (λ): 1µm = 10-6 m 1Å=10-4 µm=10-10 m Unidades de frecuencia (ν): 1Hz=1s -1 Unidades de energía (E): 1eV=1.6 x erg Unidades de distancia (d): 1 parsec (pc)=3.3años luz=3.1 x cm, 1kpc=10 3 pc, 1Mpc=10 6 pc Unidades de temperatura (T): T(K)=T( o C) Otras unidades: Luminosidad solar: 1L = 3.83 x erg s -1 Masa solar: 1M = 1.99 x g

4 λ max Emisión de cuerpo negro Región galáctica fría, T=60K, λ max =48µm (IR) Región joven en Orion, T=600K λ max =4.8µm (IR) El Sol, T=6000K λ max =4800Å (visible) λ (m) La ley de Wien relaciona la temperatura de un objeto con la longitud de onda a la que emite la mayor parte de su radiación: Cúmulo de estrellas jóvenes Omega Centauri, T=60000K λ max =480Å (UV) λ max (cm) = 0.29/T(K) frecuencia (Hz)

5 El catálogo de Nebulosas de Messier Inicialmente publicado por Charles Messier en 1781 con 103 objetos SUPERNOVAS M1: La nebulosa del Cangrejo CÚMULOS ESTELARES JÓVENES M45: Las Pléyades GALAXIAS M51: Una galaxia en interacción M31: Andrómeda, una galaxia como la Vía Láctea

6 Los Comienzos de la Astrofísica Extragaláctica (I) A principios del siglo XX astrónomos como H. Shapley, H. Leavitt, etc utilizaron las propiedades de estrellas variables para determinar el tamaño de nuestra Galaxia. Las estrellas Cefeidas presentan una relación entre el período de sus pulsaciones y su luminosidad indicadores de distancias Hipótesis de Shapley (1920): las estrellas Cefeidas de los cúmulos globulares se Período comportan como las Cefeidas locales Brillo Tamaño (diámetro) de la Galaxia=30kpc El Sol está a 8kpc del centro galáctico tiempo (días) Luminosidad (L ) RR Lyrae Período (días) Cefeidas Centro galáctico Cúmulos globulares 30kp c Sol x 8kpc 30kpc Plano galáctico

7 Los Comienzos de la Astrofísica Extragaláctica (II) Edwin Hubble en 1929 descubrió la relación empírica entre la distancia y la velocidad para 46 nébulas usando medidas de velocidades suyas y también de Sliper, Humason, y otros: v=h 0 *d H 0 se denomina constante de Hubble (pendiente de la recta) Hubble inicialmente estimó: H 0 = 500 kms -1 Mpc -1 Las últimas medidas del fondo de microondas con WMAP proporcionan: H 0 =74 (+/-4) kms -1 Mpc -1 velocidad (km/s) Distancia (pc) Ver e.g. (en inglés) para más información sobre la historia de la astrofísica extragaláctica moderna

8 Observaciones de Cefeidas en la galaxia M100 Actualmente las observaciones de estrellas Cefeidas se realizan en otras galaxias diferentes de la nuestra llegándose a observar este tipo de estrellas variables hasta distancias de unos 16 Mpc! Observaciones realizadas con el HST en 1994 de estrellas Cefeidas en M100. La Cefeida que se muestra aquí tiene un período de unas 7 semanas. Cefeidas medidas en approximadamente 20 galaxias proporcionan: H 0 =70+/-7 kms -1 Mpc -1

9 Componentes de nuestra Galaxia

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11 Los cúmulos globulares: Simetría esférica Contienen millones de estrellas Son viejos (no contienen estrellas azules de tipo O y B) Se formaron probablemente en las primeras épocas de la vida del Universo El bulbo y el halo El bulbo y el halo tienen simetría esférica. El bulbo tiene un diámetro de aproximadamente 4kpc y el halo de unos 30kpc. No contienen grandes cantidades de gas y polvo no hay formación estelar reciente Contienen una distribución uniforme de estrellas rojas que son viejas

12 Los cúmulos abiertos y regiones HII: Simetría esférica Grandes cantidades de gas y polvo Contienen millones de estrellas Son jóvenes (contienen estrellas azules de tipo O y B) Se forman en épocas más tardías de la vida del Universo El disco El disco tiene una escala de altura de 4kpc y un diámetro de unos 30kpc. Contienen grandes cantidades de gas y polvo formación estelar reciente Contienen una distribución de estrellas jóvenes y masivas (tipos OB) y estrellas viejas, y regiones de formación estelar intenso

13 Estructura Espiral y Formación Estelar Los brazos espirales están hechos no sólo de nubes interestelares sino también de objetos jóvenes tales y como estrellas de tipo O B (calientes y masivas), cúmulos abiertos y regiones HII. Estrellas O B Polvo Región HII Estrellas viejas Los brazos espirales que se observan en nuestra Galaxia y otras galaxias espirales son ondas de gas donde se produce compresión que genera formación estelar a medida que este material se mueve a través del disco galáctico. Rotación brazo Movimiento diso Brazo espiral

14 El núcleo de la Vía Láctea: emisión en radio El Centro Galáctico fue descubierto por Jansky en 1933 cuando estudiaba el efecto de fuentes de 1pc radiación estática en las comunicaciones en radio transatlánticas

15 El núcleo de la Vía Láctea: estrellas 1pc Óptico IR Movimiento de las estrellas (1000km/s) alrededor de Sgr A* (centro de la Galaxia, agujero negro?)

16 Grupos de Galaxias: El Grupo Local Andrómeda Vía Láctea 1Mpc 30kpc

17 El supercúmulo de Virgo (r < años luz) 10 millones años luz=3mpc Grupo Local

18 Clasificación morfológica de galaxias: La secuencia de Hubble Espirales (78%) Lenticulares Elípticas (18%) Sin barras Bulbos mayores, menos gas y polvo, brazos espirales más cerrados Aparencia más esférica Barradas Irregulares (4%) Irr

19 Resumen de Propiedades de galaxias según su morfología Espirales/Espirales Barradas (S, SB) Elípticas (E) Irregulares (Irr) Morfología Disco plano de gas y estrellas, con brazos espirales, y bulbo Estrellas distribuidas en un volumen esférico (E0) o elipsoidal (E1-E7) No tienen estructura ordenada Contenido estelar Disco contiene estrellas jóvenes y viejas La mayor parte de las estrellas son viejas Halo estrellas viejas Estrellas jóvenes (mayoritariamente) y viejas Gas y polvo Discos contienen gran cantidad de gas y polvo, mientras que el halo no Pequeñas cantidades de gas y polvo Abundantes cantidades de gas y polvo Formación estelar Formación estelar en los brazos espirales Sólo formación estelar en las zonas nucleares y no en todas las galaxias E Formación estelar intensa

20 Imágenes en colores (verdaderos o falsos) Imagen obtenida con la cámara ACS en el Hubble Space Telescope (HST) en color creada con tres filtros: F814W en 8140Å F555W en 5550Å F435W en 4350Å Más imágenes con el HST:

21 Clasificación de Galaxias: Colores Usando colores y luminosidades podemos clasificar miles o millones de galaxias Galaxias rojas: tipos morfológicos tempranos (E, S0) y poblaciones estelares viejas Galaxias azules: tipos morfológicos tardíos (S y SB) y poblaciones estelares jóvenes Luminosidad

22 Clasificación de Galaxias: Líneas de Emisión (I) Líneas de hidrógeno: Hα, Hβ Líneas de otros elementos: baja excitación : [OI] (O 0 ), [NII] (N + ), [SII] (S + ) requieren menor energía para excitar los elementos alta excitación: [OIII] (O ++ ) requieren mayor energía para su excitación Continuo: emisión de estrellas + gas Galaxia con formación estelar Hα flujo Hβ [OIII] [OI] [NII] [SII] Longitud de onda (Å)

23 Clasificación de Galaxias: Líneas de Emisión (II) Más excitación Galaxias con formación estelar Galaxias activas [NII]/Hα=1, log[nii]/hα=0 [OIII]/Hβ=4, log[oiii]/hβ=0.6 Líneas de alta excitación más intensas LINER Más excitación [NII]/Hα=0.5, log [NII]/Hα=-0.3 [OIII]/Hβ=1, log [OIII]/Hβ=0 Líneas de baja excitación más intensas

24 Un viaje a través de espectro electromagnético de galaxias: Andrómeda

25 El espectro electromagnético Ventanas atmosféricas Longitud de onda (m) Nombre Rayos X duros Fuentes emisoras Frecuencia (Hz) Energía (ev) Ondas radio Microondas Infrarrojo Ultravioleta Rayos X blandos Rayos γ

26 Emisión en Rayos X en M51 Óptico Binarias masivas de rayos X: Material de una estrella normal cae hacia el disco de acreción de su estrella de neutrones compañera Rayos X blandos: Gas caliente en cúmulos de galaxias pero también en galaxias individuales Agujeros Negro Masivo Activo: Luminosidades por encima de L sólo pueden ser producidas por acreción de materia por un agujero negro Rayos X blandos: 0.5-2keV medios: 2-4keV duros: 4-8keV Más imágenes en rayos X:

27 Emisión Óptica de una galaxia en interacción La Antena

28 El nacimiento de estrellas en cúmulos estelares: Una parte de una nube de gas y polvo se hace inestable, se fragmenta, colapsa y forma estrellas. Las estrellas más masivas y calientes excitan el gas que las rodea: región HII, pero existen todavía grandes candidades de gas y polvo. Las estrellas más masivas evolucionan más rápidamente, algunas estrellas explotan como supernovas, otras (estrellas OB) tienen vientos estelares intensos lo que produce ondas de choque en expansión. Estas ondas pueden volver a producir inestabilidades y producir una segunda generación de estrellas. Eventualmente todo el gas se consume y/o se expulsa y el cúmulo estelar se hace visible.

29 Emisión Infrarrojo Cercano en la Antena El infrarrojo cercano sufre aproximadamente 1/5 parte la extinción del visible lo cual permite penetrar regiones con formación estelar jóvenes con grandes cantidades de polvo. En esta la galaxia los cúmulos estelares y regiones HII más oscurecidos se encuentran: núcleos de las galaxias la zona de interfase de interacción El rango espectral infrarrojo es además más sensible a la emisión de estrellas evolucionadas como las estrellas gigantes rojas y supergigantes rojas.

30 La vida de una estrella similar a nuestro Sol: colores y tamaños Protoestrella, antes de entrar en la secuencia principal Estrella tipo G, en la secuencia principal Estrella gigante roja, 70 veces mayor que en la secuencia principal Enana blanca, el último estado en la vida de la estrella

31 Emisión Infrarrojo Medio y Lejano de NGC300 Imagen óptica muestra las estrellas, cúmulos estelares y las zonas de formación estelar más jóvenes Gas ionizado (Hα) o regiones HII traza la localización de las estrellas más jóvenes, calientes y masivas Emisión de polvo. A 24µm emite el polvo más caliente, es decir asociado con las estrellas más jóvenes y calientes. A 70µm emite el polvo más frío calentado por estrellas más viejas, y con una distribución más extensa Más imágenes del satélite infrarrojo Spitzer: 24µm 70µm

32 Emisión en Radio en M82 M82 contiene una gran cantidad de fuentes de radio intensas debido a la gran cantidad de formación estelar masiva: restos de supernovas (SNR) radio y regiones HII SN es una de las fuentes radio más intensas en M82 y tiene la forma clásica de una SNR que se está expandiendo libremente con una velocidad de entre 9000 y 11000km/s!!

33 Supernovas: el final de la vida de estrellas masivas Supernova Tipo-I: sistema binarios, indicadores de distancia propiedades son muy uniformes Supernova Tipo-II: estrellas masivas aisladas, las SN detectadas en radio en galaxias cercanas son de este tipo Cassiopea A: resto de SN. La estrella central explotó hace 325 años, y lo que se observa ahora es material expulsado tras la explosión que está en expansión 24µm Optico rayos X blandos rayos X duros

34 El descubrimiento de las Galaxias Activas (I) Las primeras observaciones de observaciones de nebulosas espirales a principios del siglo XX descubrieron que una galaxia, NGC1068, tenía un espectro marcadamente diferente del de otras galaxias normales, hecho que también Hubble en su estudio de la distancia frente a la velocidad constató. Galaxias Seyfert El primer estudio sistemático de galaxias activas (AGN) fue realizado en 1943 por Carl Seyfert mediante observaciones ópticas. Algunas características, como sus distancias (> galaxias normales) y sus luminosidades de sus núcleos llevaron a C. Seyfert a sospechar que no eran galaxias como la Vía Láctea, aunque morfológicamente residan en galaxias espirales de tipos tempranos La galaxia NG5728 vista desde tierra y su zona central con el HST en la que se observa material que quizás sea iluminado por la presencia de grandes cantidades de radiación originada en el núcleo de la galaxia.

35 El descubrimiento de las Galaxias Activas (II) Radiogalaxias Al final de la 2 Guerra Mundial varios grupos en el Reino Unido y Australia empezaron los estudios sistemáticos del cielo en ondas radio. En particular muchos de los objetos más brillantes se conocen por el nombre asignado por el Third Cambridge Catalog (3C) publicado en Quásares (=quasi-stellar objets) En 1960 los astrónomos detectaron una fuente óptica puntual que parecía estar asociada a la radiofuente 3C48 y obtuvieron un espectro que contenía líneas de emisión muy anchas y desconocidas. En los años siguientes se observaron otras fuentes radio y en 1963 el espectro de 3C273 mostraba líneas de hidrógeno con velocidades de 48000km/s de origen cosmológico que situaban a esta fuente a unos 640Mpc desmonstrando claramente que estos objetos no eran estrellas sino galaxias muy lejanas!

36 Propiedades de Galaxias Activas (I) Emiten grandes cantidades de energía: L(AGN) = 1 a 10 4 *L(galaxia) Estas grandes cantidades de energía se emiten en regiones muy pequeñas con tamaños <1pc 3 (tamaño típico de una galaxia es de unos 30kpc en diámetro!) En los objetos más luminosos (e.g., QSOs) la energía del núcleo activo (o AGN) puede ser mayor que la energía emitida por la galaxia que lo alberga. Habitualmente en imágenes ópticas el AGN aparece como una fuente puntual muy brillante Imágenes ópticas del HST de quásares

37 Propiedades de Galaxias Activas (II) Distribuciones espectrales de energía diferentes de las galaxias con formación estelar Mrk421 (AGN): mayor parte de la energía se emite en rayos X y gamma IRAS óptico Rayos-X M101 (formación estelar): mayor parte de la energía se emite en el óptico/ir Log frecuencia (Hz)

38 Propiedades de Galaxias Activas (III) Espectros diferentes: líneas anchas debido a movimientos rápidos del gas (1000km/s) alrededor del objeto central

39 Propiedades de Galaxias Activas (IV) Variabilidad Más información sobre propiedades de AGN:

40 La fuente de energía de los AGN: Agujeros Negros Disco de acreción Jet Líneas de campo magnético El modelo más aceptado para explicar los AGN es un agujero negro masivo en el cual el material que cae forma un disco de acreción que permite que este material alcance el agujero negro. Este material en el disco de acreción se calienta a grandes temperaturas debido a procesos de fricción y emite gran cantidad de rayos X (y otras longitudes de onda) pc El proceso de acreción es muy eficiente en convertir la materia que cae en energía que se emite en todo en rango del espectro electromagnético.

41 Un modelo para AGN 1 10pc Los agujeros negros responsables de los fenómenos energéticos de los AGN están rodeados de grandes cantidades de gas (produce las líneas de emisión tan intensas en los espectros ópticos) y polvo. El polvo está en una configuración toroidal que puede llegar a ocultarnos la presencia de dichos AGN y que además colima los jets que se observan habitualmente en radio galaxias. Modelo Observaciones de la radio galaxia NGC4261 desde tierra y con el HST

42 Relación entre los agujeros negros y galaxias Masa Agujero Negro (M ) Masa estelar (M ) Observaciones radio de NGC4258 han mostrado la existencia de nubes en un disco de 0.2pc de radio rotando alrededor del núcleo de la galaxia. Las galaxias más masivas albergan agujeros negros más masivos. La relación se extiende incluso a cúmulos globulares.

43 Galaxias Infrarrojas Ultraluminosas y la formación de QSO Pico IR Formación estelar intensa QSO oscurecido Durante el proceso de interacción el gas que inicialmente estaba en los discos de las galaxias se canaliza hacia el centro de las galaxias al mismo tiempo que las galaxias se fusionan. Grandes cantidades de gas y polvo se acumulan en los centros produciendo intensa formación estelar y finalmente la aparición de un agujero negro QSO visible

44 La vida del Universo en una diapositiva! Big-Bang (z= ) Primeras galaxias z>6? Hoy (z=0)

45 Galaxias en el Universo Distante: el Hubble Ultra-Deep Field (HUDF) Aproximadamente galaxias detectadas en una exposición con HST/ACS de 11.3 días! Galaxias Espirales de gran diseño relativamente cercanas Galaxias en interacción cuando el Universo tenía una edad intermedia

46 Modelos de formación de galaxias Colapso Monolítico Agregación jerárquica Protogalaxias masivas se formaron en las fases tempranas del Universo, tras un colapso rápido del medio intergaláctico, y una formación estelar rápida dio lugar a las estrellas de los halos. En algunos casos el gas pierde momento angular, reradia energía y permite la creación de discos Surgió para explicar las propiedades de nuestra Galaxia, en particular las diferencias en metalicidades y edades de las estrellas del halo y del disco Las galaxias primordiales se fueron formando a partir de agregación de halos pequeños de materia oscura. Algunas estrellas se forman inicialmente en cúmulos globulares, pero la mayor parte de la formación estelar se produce en los discos formados tras el colapso de los halos Las galaxias elípticas observadas hoy en día son el producto final de la colisión de dos o más galaxias espirales

47 Agregación jerárquica de Galaxias El Quinteto de Stephan: un ejemplo en el Universo Local de un grupo de galaxias Simulación de la formación de una galaxia más masiva a partir de galaxias individuales

48 Evolución de galaxias 14Gyr (hoy) 4Gyr 2Gyr Masa en estrellas Elípicas espirales Hoy en día la mayor parte de la densidad de masa estelar está en galaxias elípticas. Cuando el Universo era joven (2Gyr) la masa estelar estaba dividida equitativamente entre elípticas y espirales Producción de estrellas La mayor parte de la formación estelar ocurrió cuando el Universo tenía entre 1 y 8Gyr de edad. La tasa de formación estelar (M que se forman por año) hoy en día es sólo un 10% de la que había en el Universo hace 8Gyr Desplazamiento al rojo

49 Las galaxias más lejanas detectadas en el óptico Las galaxias aquí marcadas tienen edades correspondientes a cuando el Universo tenía una edad aproximadamente equivalente al 20% de la edad actual (=13.7Gyr).