Las Galaxias y El Universo

Transcripción

1 Las Galaxias y El Universo Prof. Dr. César A. Caretta Departamento de Astronomía DCNyE, Campus Gto., Universidad de Guanajuato UA = unidad astronómica distancia Tierra-Sol = 1, km ( km) a.l. = año-luz distancia que la luz viaja en 1 año = 9, km (9,5 billones de km) pc = parsec = paralaxe second = 3, km distancia en la cual 1 UA es vista bajo un ángulo de 1 (31 billones de km) kpc = kiloparsec = 10 3 pc Mpc = megaparsec = 10 6 pc Gpc = gigaparsec = 10 9 pc

2 La Vía-Láctea La Vía-Láctea (ilustración) Vista de arriba 8 kpc

3 Las estrellas visibles a simple vista 1,5 kpc Vista de perfil halo bulbo disco Sol halo 40 kpc corona de materia obscura corona de materia obscura

4 Galaxia de Andrómeda (M31) Gran y Pequeña Nubes de Magallanes La Forma de las Galaxias Cúmulo S0740, HST

5 El diagrama de diapasón de Hubble [Hubble, 1936] Elípticas Irregulares (I, II) TEMPRANAS TARDÍAS NO CLASIFICADAS SBbc (NGC 1300) IrrII (SMC) E0 (M89) E5 (M59) Sa (M96) El diagrama de diapasón de Hubble Elípticas En n = 10ε = 10 (1-b/a) No existen elípticas mas achatadas que E7, probablemente porque hay un limite de estabilidad para sistemas no suportados por rotación E5 (M59) E6 (M110) E4 (M49) E1 (M87) E0 (M89) E2 (M60)

6 El diagrama de diapasón de Hubble Sa (M96) Espirales Normales (y Barradas) S(B)a, S(B)b, S(B)c a brazos espirales mas enrollados y suaves (no resueltos en estrellas o regiones HII); bulbo central o barra dominante b brazos espirales mas abiertos y resueltos; bulbo o barra mas pequeño c brazos espirales muy abiertos, grumosos y resueltos en estrellas, cúmulos de estrellas y regiones HII; bulbo o barra no prominentes Orden de importancia: (i) apertura y enrolamiento de los brazos espirales, (ii) grado de resolución de los brazos en estrellas, (iii) proporción del bulbo o barra en relación al disco Sb (M31) Sc (M74) SBa (NGC 4643) SBb (M95) SBc (NGC 1365) El diagrama de diapasón de Hubble IrrII (M82) IrrI (LMC) IrrII (N5195) Irregulares IrrI, IrrII I similares a las Nubes de Magallanes II galaxies anormales/ peculiares IrrI (SMC)

7 Los tipos morfológicos Elípticas: tienen una apariencia elíptica (se asemejan a esferoides o elipsoides de rotación) no presentan trazos sobresalientes en su estructura tienen poco o ningún gas, pero una población de estrellas relativamente viejas y cúmulos globulares incluyen las galaxias mas luminosas y masivas conocidas E1 (M87, VirgoA) Lenticulares (o S0): normalmente tienen la forma de una lente tienen dos componentes principales: bulbo y disco los bulbos son relativamente grandes el disco es bastante delgado, sin brazos espirales, y por veces contiene polvo (banda obscura) S0 (M102, N5866) Los tipos morfológicos SBbc (NGC 1300) Espirales: tienen una apariencia plana (disco delgado), con brazos espirales mas o menos definidos y luminosos, surgiendo de las regiones centrales el bulbo central, o componente esferoidal, se asemeja a una galaxia elíptica, pero es mas pequeño por veces presenta una barra atravesando el bulbo, de la extremidad de la cual salen los brazos espirales (normalmente menos enrollados) contienen mucho gas, estrellas jóvenes y regiones activas de formación estelar (regiones HII) un padrón espiral doble es común, y también algún grado de simetría con respecto al centro, pero muchas configuraciones mas complejas de estructuras espirales son conocidas Irregulares: tienen apariencia amórfica (sin núcleo, sin disco, sin brazos espirales, etc) son muy ricas en materia interestelar (gas y polvo) y estrellas jóvenes, y con frecuencia ubican grandes brotes de formación estelar I0 (M82)

8 Los tipos morfológicos Peculiares (y galaxias interactuantes): tienen una apariencia extraña (con colas, chorros, anillos, distorsiones, etc), normalmente debido a interacciones gravitacionales o colisiones entre galaxias hay apenas un fracción pequeña de galaxias peculiares hoy, pero esta % crece dramáticamente cuanto mas al pasado miramos! Cartwheel UGC Antennae Los tipos morfológicos Enanas: son mucho menos luminosas (y masivas) que las galaxias normales (raramente son vistas mas lejos que el borde del Grupo Local) son las galaxias mas abundantes en el Universo, probablemente los ladrillos de construcción de otras galaxias frecuentemente ellas orbitan alrededor de galaxias mayores (satélites) pueden ser de varios tipos: de E pequeñas (no tienen FE actual) dsph esferoides de muy bajo brillo superficial (mas masivas pero menos concentradas que los Cúmulos Globulares) ds0 lenticulares poco luminosas dirr or dim irregulares poco luminosas (con actividad de FE) BCD enanas compactas azules (con FE concentrada en el centro, o galaxias HII, si dispersas), mayor brillo superficial dsph (Cass. Dwarf) de (M32) ds (N5474) ds0 (N4431) BCD (N1705) dirr (IC 10)

9 Los tipos morfológicos Galaxias de Bajo Brillo Superficial (LSB): la mayoría son enanas, pero hay muchas LSB normales su abundancia (frecuencia) y propiedades son muy mal conocidas porque son muy difíciles de ser detectadas LSB (UGC 285) LSB (IC 342) LSB (UGC 7332) LSB (UGC 7698) El Contenido de las Galaxias Galaxia del Sombrero (M104), Spitzer + HST

10 Contenido de estrellas: las poblaciones estelares Población I: discos (particularmente brazos espirales) súpergigantes calientes azules acompañadas de gas y polvo Cúmulos Abiertos jóvenes (diagrama CM) abundancia alta de metales Población II: bulbos, halos y E gigantes frías rojas libres de gas y polvo Cúmulos Globulares muy viejas (diagrama CM) deficiencia de metales [Baade, 1940] Contenido del medio interestelar (gas) Gas neutro: HI, HeI, emisión (21cm) y absorción (líneas) nubes de baja densidad y medio inter-nubes Gas ionizado: fotoionización (UV de estrellas O, B, ) o colisiones emisión (líneas brillantes en el espectro: recombinación) regiones de formación estelar (HII) cascarones de estrellas evolucionadas (nebulosas planetarias, supernovas) Gas molecular: H 2, CO, H 2 O, OH, NH 3, orgánicas: hidruros, óxidos, sulfuros, aldehídos, alcoholes, éteres, moléculas cíclicas y radicales nubes relativamente más densas y frías absorción (bandas moleculares) asociadas a polvo

11 Moléculas Interestelares Conocidas (en Mayo 2002) H 2 H 2 O NH 3 SiH 4 CH 3 OH CH 3 COH CH 3 CO 2 H CH 3 CH 2 OH OH H 2 S H 3 O + CH 4 NH 2 CHO CH 3 NH 2 HCO 2 CH 3 (CH 3 ) 2 O SO SO 2 H 2 CO CHOOH CH 3 CN CH 3 CCH CH 3 C 2 CN CH 3 CH 2 CN SO + HN + 2 H 2 CS HCCCN CH 3 NC CH 2 CHCN C 7 H H(CC) 3 CN SiO HNO HNCO CH 2 NH CH 3 SH HC 4 CN H 2 C 6 H(CC) 2 CH 3 SiS SiH 2? HNCS NH 2 CN C 5 H C 6 H C 8-? C 8 H FeO? H 2 D + CH 2 D +? CH 2 CN C 5 S? l-h 2 C 2 HOH CH 2 OHCHO C 9-? NO NH 2 CCCN H 2 CCO HC 2 CHO c-ch 2 OCH 2 l-hc 6 H NS H + 3 HCO + 2 C 4 H CH 2 =CH 2 C - 7 HCl NNO l-ccch c-c 3 H 2 H 2 CCCC NaCl HCO c-ccch l-h 2 CCC HC 3 NH + 10 KCl HCO + CCCO C 5 C 5 N CH 3 COCH 3 AlCl OCS CCCS SiC 4 C 6-? CH 3 (CC) 2 CN? AlF CCH HCCH H 3 CO + (CH 2 OH) 2? PN HCS + HCNH + HCCNC SiN c-sicc HCCN HNCCC 11 NH CCO H 2 CN H(CC) 4 CN SH CO 2 c-sic 3 HD AlNC 12 HF SiCN C 6 H 6 CH CCS CH + C 3 13 CN MgNC H(CC) 5 CN CO NaCN CS CH 2 C 2 MgCN SiC HOC + Orgánicas CP HCN Inorgánicas CO + HNC KCN? Total: 136 Contenido del medio interestelar (polvo) Granos de Polvo: grafitos (C) silicatos (MgSiO 3, Mg 2 SiO 4 : olivino, Fe 2 SiO 4, SiC, etc) hielos (H 2 O, CO, NH 3 : amoniaco, CH 3 OH: alcohol metílico) óxidos (SiO, FeO, Al 2 O 3 ) hidrocarburos policíclicos aromáticos (HPAs: pireno, etc) absorción (UV, azul), emisión (IR lejano) y reflexión (azul) asociadas a Nubes Gigantes Moleculares

12 El Espectro Electromagnético Propiedades Espectroscópicas: estrellas O B A F G K M

13 Propiedades Espectroscópicas: galaxias el espectro de galaxias nos provee informaciones acerca de las poblaciones estelares que componen la galaxia y acerca de su actividad de formación estelar (FE) H α K H G H β Mg CaFe Na KH G H β Mg CaFe Na OII KH G H β Mg CaFe Na H α OII OIII NII H α H α OII K H G H β Mg Na SII OIII H β OIII NII SII OII OIII H β NII SII [Kennicutt 1992, ApJS 79, 255] Espectro de absorción Hβ Mg CaFe Na K H G espectros de estrellas para comparación población estelar: estrellas viejas sin FE reciente muy poco gas frío escalón de Balmer (λ < 4000) la opacidad de la fotosfera aumenta rápidamente debajo de este λ (presencia de metales in diferentes grados de ionización) líneas de absorción (producidas en la atm. de gigantes rojas): CaII K (λ3934), CaII H (λ3969), G (λ4304), Mg b (λ5175), Ca+Fe (λ5269), Na D (λ5893), etc

14 OII Espectro de emisión Hα OIII Hβ OIII NII SII espectros de estrellas para comparación población estelar: dominan estrellas OB jóvenes FE continua (S tempranas decrece c/ el tiempo) muy ricas en gas continuo UV intenso (indicación de FE) líneas de emisión (producidas por el gas, fotoionizado por energía originaria de estrellas OB masivas): OII (λ3727), H β (λ4861), OIII (λ4959, λ5007), H α (λ6563), NII (λ6548, λ6584), SII (λ6717, λ6731), etc La Distribución de las Galaxias Cúmulos de Hércules (A2151), KPNO

15 hasta 1.5 Mpc El Grupo Local

16 hasta 6 Mpc

17 El Supercúmulo Local Grupo Local hasta 30 Mpc Cúmulo de Virgo El Cúmulo de Virgo

18 El Universo Local hasta 300 Mpc hasta 4 Gpc El Universo Observable

19 Velocidad de la luz (en el vacío) 299, km/s Sol (1 UA) αcen Centro de la Vía-Láctea M31 Cúmulo de Virgo 8 min 4.35 años 28,000 años 2,500,000 años 50,000,000 años

20 Corrimientos Espectrales movimiento de la onda longitud de onda real longitud de onda real Fuente en reposo observador atrás ve longitud de onda más larga que la real observador adelante ve longitud de onda más corta que la real z = λ o λ e λ e = H 0 d c Ley de Hubble Fuente que se mueve Edad del Universo Quasares

21 GRB (z = 8.2) Tiempo en retrospectiva (desde que la luz que vemos del objeto lo dejo): ~ 13.1 Ga Fin