galaxias aglomerado de estrellas, planetas, gas, polvo, materia oscura, unidos por la atracción gravitatoria mutua número de estrellas en una galaxia : 107-1012 sub-estructuras dentro de una galaxia sistemas planetarios asociaciones cúmulos estelares nebulosas las galaxias se agrupan en cúmulos de galaxias los cúmulos de galaxias se agrupan en super-cúmulos
clasificación de Hubble de las galaxias (1936) según su forma! no representa una secuencia evolutiva espirales: Sa-Sc elípticas: E0-E7 aumenta la excentricidad bulbo menos desarrollado brazos menos apretados lenticulares bulbo y disco sin brazos irregular espirales barradas: SBa-SBc
galaxias elípticas: E0-E7 forma esférica o elipsoidal 20 % de las galaxias observadas son elípticas estrellas de población II muy poco gas y polvo interestelar no hay formación estelar galaxia elíptica M87 cúmulo de Virgo la densidad estelar decrece desde el centro hacia afuera las galaxias elípticas gigantes son las galaxias más grandes que existen diez veces más brillantes que la VL
galaxias espirales: Sa-Sc 74 % de las galaxias observadas son espirales gran diseño=dos brazos bien definidos (10%) múltiples brazos (60%) floculentas=brazos mal definidos (30%) galaxia espiral Sb M63 o NGC5055 cúmulo M101 bulbo, disco y brazos espirales estrellas población I y II gas y polvo interestelar formación estelar
teorías sobre la formación de los brazos espirales 1) ondas de densidad, perturbación que se propaga en la galaxia variaciones de la concentración de materia brazos = regiones de mayor densidad de materia colapso de nubes moleculares formación de estrellas masivas y brillantes. galaxias espirales con brazos bien definidos los brazos tienen una densidad estelar sólo 5% mayor que las regiones interbrazos, pero son mucho más brillantes
2) formación estelar autopropagada regiones de formación estelar supernovas, nebulosas planetarias, vientos estelares contracción del gas más formación estelar sumado a la rotación diferencial de la galaxia brazos fragmentados galaxias espirales floculentas
galaxias espirales barradas: Sa-Sc estructura plana (barra) en cuyos extremos nacen los brazos más de la mitad de las galaxias espirales son barradas galaxia espiral barrada SBbc NGC1300 cúmulo Iridanus
galaxias lenticulares: SO, SOB 3 % de las galaxias observadas son lenticulales ipo intermedio entre espirales y elípticas tienen bulbo y disco, no tienen brazos estrellas de población II e intermedias galaxia lenticular NGC5866 grupo de NGC 5866 poco gas y polvo interestelar no hay formación estelar
galaxias irregulares sin forma definida son las galaxias más pequeñas 3 % de las galaxias observadas son irregulares gran cantidad de gas y polvo interestelar Nubes de Magallanes formación estelar Las Gran y Pequeña Nubes de Magallanes son dos galaxias irregulares satélites de la Vía Láctea
ley de Hubble en la década de 1920 Hubble y Humason tomaron los espectros de unas 60 galaxias espirales y calcularon sus distancias utilizando Cefeidas de los espectros obtuvieron las velocidades radiales Vr[km/s] graficaron velocidad radial Vs distancia H = 75 km/ (s Mpc) 0 Cte de Hubble Vr = H d 0 cúmulo de Virgo ley de Hubble d[mpc]
ley de Hubble Vr = H d 0 = V / c ג / ג 0 para velocidades cercanas a c Z = 1 + V/c - 1 1 V/c fórmula relativística Z el corrimiento al rojo observado en el corrimiento al rojo espectro de galaxias lejanas puede (redshift) representarse matemáticamente con la misma expresión que el corrimiento Doppler debido al movimiento de los objetos en el Z = V/c espacio con respecto al observador. Sin embargo es de una naturaleza diferente. No para v<<c! son los objetos los que se mueven en el espacio, si no el espacio-tiempo que se expande
quasars : quasi-stellar radio sources parecen estrellas los primeros descubiertos eran fuentes emisoras en radio pero no todos emiten en radio se los llama también QSOs: quasi stellar objects cien veces más brillantes que la VL brillo variable líneas de emisión en sus espectros tamaños comparables al sistema solar velocidades radiales (deducidas de :(ג de hasta 92% de c 9 distancias (deducidas de la ley de Hubble): hasta 13 años luz estamos viendo el universo como era hace 10 mil millones de años luz
galaxias activas o galaxias Seyfert: galaxias E, S, o SB pueden ser galaxias activas muestran líneas de emisión en sus espectros brillan más que las galaxias normales tienen brillo variable parte de la radiación electromagnética que emiten no es debida a los componentes normales de una galaxia proviene de una región central compacta galaxias activas = AGN (Active Galactic Nuclei) =núcleos activos de galaxias
quasars y galaxias activas: galaxias con agujero negro supermasivo en el centro disco de acreción modelo unificado de quasar, núcleo activo de galaxia y blazar jets de partículas y energía
blazar quasar galaxia activa agujero negro disco de acreción modelo unificado toro de gas neutro y polvo jet en radio
estructura del universo observable L forma con otras galaxias un ulo de axias ado po Local. drómeda y VL son las más sivas y luminosas.
Grupo Local
Supercúmulo de Virgo
Supercúmulo Local
Universo Observable
escalera de distancias cósmicas
relación Tully-Fisher para galaxias espirales 4 L~ Vmax velocidad máxima de rotación de la galax deducida del ancho de la línea 21c =ג (Vmax y L dependen de la masa de la galax
material interestelar gas y polvo (densidad promedio: 1 átomo / cm³) atómico y molecular (H, He, C, O, N, Fe) partículas sólidas de C y Si < 10µ concentrado en nubes llamadas nebulosas de emisión gas excitado por la radiación emitida por estrellas jóvenes de las cercanías oscuras material alejado de las estrellas que bloquea la luz de las que están detrás de reflexión partículas sólidas (grafitos, cristales metálicos, hielo) que reflejan (dispersan) la luz de estrellas no muy calientes
el material interestelar se descubrió a partir de la observación de líneas que no variaban su ג en espectros de binarias as nebulosas interestelares se distribuyen preferentemente en el plano y los brazos de galaxias espirales, caóticamente en galaxias irregulares, muy poco en galaxias elípticas regiones HI clasificación de las nubes interestelares según su composición ρ > ρprom regiones HII nubes moleculares nebulosas planetarias remanentes de supernovas nubes de polvo
nubes de polvo infrarrojo temperaturas típicas y modo de detección de las nubes interestelares regiones HI regiones HII nubes moleculares moléculas de CO e H 2 T 100K =21cm ג T 10000K líneas de recombinación del H continuo de radio T 10K CO) 2.6µ =ג (molécula de nebulosas planetarias remanentes de supernovas (distribuídas en toda la galaxia) T 10000K-25000K líneas prohibidas de OII, OIII, NII, Hβ T= disminuye con el tiempo Tipo I: sin líneas de H Tipo II: con líneas de H
el material interestelar absorbe y dispersa la luz de las estrellas exceso de color = E(B-V) = (B-V)obs - (B-V)intr la extinción y el enrojecimiento interestelar dependen de la dirección en la cual se observe extinción interestelar las estrellas parecen estar más lejos de lo que realmente están m m = A m = magnitud aparente afectada por la absorción m = magnitud aparente si no existiera la absorción A = absorción interestelar [A]=mag la extinción depende de ג = se dispersa más la luz azul enrojecimiento interestelar