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AS 42A: Astrofísica de GalaxiasClase #7
AS 42A: Astrofísica de GalaxiasClase #7
Profesor: José Maza Sancho
2 Abril 2007
Profesor: José Maza Sancho
2 Abril 2007
Propiedades FísicasPropiedades Físicas
Rotación es diferente para distintas galaxias.
Momento angular por unidad de masa es: Bajo para las E y las Ir Alto para las S (crece de Sa a Sc).
Rotación es diferente para distintas galaxias.
Momento angular por unidad de masa es: Bajo para las E y las Ir Alto para las S (crece de Sa a Sc).
El porcentaje de masa en forma de gas correlaciona con el tipo de Hubble:
E < 1% Sa 5% Sb 10% Sc 15% Ir 15% - 25%
El porcentaje de masa en forma de gas correlaciona con el tipo de Hubble:
E < 1% Sa 5% Sb 10% Sc 15% Ir 15% - 25%
MasasMasas
Elípticas: 105 Mo < M < 1013 Mo
Espirales: 109 Mo < M < 1012 Mo
Irregulares: 107 Mo < M < 1010 Mo
Elípticas: 105 Mo < M < 1013 Mo
Espirales: 109 Mo < M < 1012 Mo
Irregulares: 107 Mo < M < 1010 Mo
Otras clasificaciones morfológicas.
Otras clasificaciones morfológicas.
Gerard de Vaucouleurs S SA SB SB Crea espirales intermedias SAB Sa Sb Sc Sd Sm Sab Sbc Scd Sdm S(s) S(r) S(rs) De Vaucouleurs confeccionó un catálogo de
galaxias muy utilizado “Reference Catalogue”
Gerard de Vaucouleurs S SA SB SB Crea espirales intermedias SAB Sa Sb Sc Sd Sm Sab Sbc Scd Sdm S(s) S(r) S(rs) De Vaucouleurs confeccionó un catálogo de
galaxias muy utilizado “Reference Catalogue”
Clasificación de Morgan:Clasificación de Morgan:
D “dustless” cD galaxias D gigantes (galaxias
centrales de los cúmulos de galaxias) N galaxias con núcleo dominante. El tipo espectral integrado correlaciona
con el grado de concentración. Al grado de concentración lo describe
como: a, af, f, fg, g, gk, k
D “dustless” cD galaxias D gigantes (galaxias
centrales de los cúmulos de galaxias) N galaxias con núcleo dominante. El tipo espectral integrado correlaciona
con el grado de concentración. Al grado de concentración lo describe
como: a, af, f, fg, g, gk, k
Clasificación de van den BerghClasificación de van den Bergh
Define “clases de luminosidad”. Se da cuenta que para las galaxias Sc el
largo de los brazos es un indicativo de la luminosidad de la galaxia.
Las llama ScI, ScII, ScIII. Posteriormente extiende su sistema a las
Sb y a la Ir.
Define “clases de luminosidad”. Se da cuenta que para las galaxias Sc el
largo de los brazos es un indicativo de la luminosidad de la galaxia.
Las llama ScI, ScII, ScIII. Posteriormente extiende su sistema a las
Sb y a la Ir.
La clasificación de van den Bergh es una clasificación morfológica.
Las clases correlacionan con la luminosidad de la galaxia.
Se pensaba que cada clase podía tener una dispersión < 0,5 mag.
I, I-II, II, II-III, III, III-IV, IV, IV-V, V. La dispresión es mayor que lo que se
creía. No son tan útiles como se pensó.
La clasificación de van den Bergh es una clasificación morfológica.
Las clases correlacionan con la luminosidad de la galaxia.
Se pensaba que cada clase podía tener una dispersión < 0,5 mag.
I, I-II, II, II-III, III, III-IV, IV, IV-V, V. La dispresión es mayor que lo que se
creía. No son tan útiles como se pensó.
Fotometría superficial:Fotometría superficial:
Las galaxias poseen una mayor intesidad luminosa en el centro y su luz decae hacia afuera.
Las galaxias poseen una mayor intesidad luminosa en el centro y su luz decae hacia afuera.
Fórmula de Sérsic:
Re = radio efectivo b = 1,999n - 0,327 Para las galaxias elípticas n=4 Para n=4 la fórmula de Sérsic reproduce
la ley de r1/4 de de Vaucouleurs de 1948.
Fórmula de Sérsic:
Re = radio efectivo b = 1,999n - 0,327 Para las galaxias elípticas n=4 Para n=4 la fórmula de Sérsic reproduce
la ley de r1/4 de de Vaucouleurs de 1948.
€
I(R) = I(Re ) × exp −b× RRe
⎛ ⎝ ⎜ ⎞
⎠ ⎟1n
−1 ⎡
⎣ ⎢ ⎢
⎤
⎦ ⎥ ⎥
⎧ ⎨ ⎪
⎩ ⎪
⎫ ⎬ ⎪
⎭ ⎪
Para galaxias espirales la fórmula de Sérsic las representa si n=1.
Ahí se obtiene la conocida “ley exponencial” para las espirales.
La ley r1/4 es más concentrada hacia el núcleo que la ley exponencial.
Para galaxias espirales la fórmula de Sérsic las representa si n=1.
Ahí se obtiene la conocida “ley exponencial” para las espirales.
La ley r1/4 es más concentrada hacia el núcleo que la ley exponencial.
€
I(R) = I(0) × exp − RRo ⎛ ⎝ ⎜ ⎞
⎠ ⎟
⎧ ⎨ ⎩
⎫ ⎬ ⎭
Masas de galaxias:Masas de galaxias:
Para las galaxias espirales se puede determinar la masa a partir de las curvas de rotación.
Para las galaxias espirales se puede determinar la masa a partir de las curvas de rotación.
€
mv 2
r=G ×
M(r) ×m
r2
€
M(r) =r × v 2
G
Para galaxias elípticas se puede aplicar el teorema del virial.
Para galaxias elípticas se puede aplicar el teorema del virial.
€
ΔU =1
2× ΔEG
€
Ek = −1
2× EG
€
v ∝M
R
⎛
⎝ ⎜
⎞
⎠ ⎟1
2
Las curvas de rotación de las galaxias espirales, en su parte interna representa una rotación de sólido rígido.
En su parte externa la mayoría de las curvas de rotación son planas (v=cte).
Eso indica que la densidad debe decaer como 1/r2.
Eso hace que, en principio, la masa diverja. También es una fuerte indicación de masa
oscura (las estrellas del halo decaen como 1/r3). El exponente es entre 3 y 3,5
Las curvas de rotación de las galaxias espirales, en su parte interna representa una rotación de sólido rígido.
En su parte externa la mayoría de las curvas de rotación son planas (v=cte).
Eso indica que la densidad debe decaer como 1/r2.
Eso hace que, en principio, la masa diverja. También es una fuerte indicación de masa
oscura (las estrellas del halo decaen como 1/r3). El exponente es entre 3 y 3,5
Halo de Rayos-X de galaxias elípticas
Halo de Rayos-X de galaxias elípticas
Algunas galaxias elípticas brillantes poseen halos de gas caliente, difuso, con temperaturas de varios millones de grados Kelvin.
Observaciones en rayos-X permiten determinar la extensión, temperatura y densidad de esos halos.
Algunas galaxias elípticas brillantes poseen halos de gas caliente, difuso, con temperaturas de varios millones de grados Kelvin.
Observaciones en rayos-X permiten determinar la extensión, temperatura y densidad de esos halos.
Modelos permiten estimar la masa de la galaxias de acuerdo a las propiedades de su halo en rayos-X.
Mientras mayor sea la extensión y la temperatura, mayor deberá ser la masa, asumiendo que el halo está ligado gravitacionalmente.
Este método es similar al que se utiliza para determinar las masas de los cúmulos de galaxias.
Modelos permiten estimar la masa de la galaxias de acuerdo a las propiedades de su halo en rayos-X.
Mientras mayor sea la extensión y la temperatura, mayor deberá ser la masa, asumiendo que el halo está ligado gravitacionalmente.
Este método es similar al que se utiliza para determinar las masas de los cúmulos de galaxias.
Composiciones de las galaxiasComposiciones de las galaxias
¿De qué estan hechas las galaxias? De materia oscura, estrellas y gas
bariónico, y pequeñas cantidades de polvo.
¿Qué tipo de estrellas predominan en un determinado tipo de galaxias?
¿Cuánto gas tiene una galaxia?
¿De qué estan hechas las galaxias? De materia oscura, estrellas y gas
bariónico, y pequeñas cantidades de polvo.
¿Qué tipo de estrellas predominan en un determinado tipo de galaxias?
¿Cuánto gas tiene una galaxia?
La última pregunta tiene una respuesta muy fácil.
De la curva de rotación se puede estimar la masa total.
De la observación en 21 cm se puede estimar la cantidad de Hidrógeno neutro.
Estimando la cantidad de gas molecular se puede tener una idea del contenido gaseoso como porcentaje de la masa total.
La última pregunta tiene una respuesta muy fácil.
De la curva de rotación se puede estimar la masa total.
De la observación en 21 cm se puede estimar la cantidad de Hidrógeno neutro.
Estimando la cantidad de gas molecular se puede tener una idea del contenido gaseoso como porcentaje de la masa total.
La cantidad y tipo de estrellas que componen una galaxia es una materia más compleja.
El método que se utiliza se llama “síntesis de población”.
Esta técnica utiliza varios ingredientes, como las masas, luminosidades, la razón masa luminosidad y la distribución espectral de luz de la galaxia entera.
Un problema aquí es que hay tipos de estrellas que pueden contribuir mucho a la masa y muy poco a la luz.
Inversamente, hay tipos que contribuyen a la luz y no a la masa.
La cantidad y tipo de estrellas que componen una galaxia es una materia más compleja.
El método que se utiliza se llama “síntesis de población”.
Esta técnica utiliza varios ingredientes, como las masas, luminosidades, la razón masa luminosidad y la distribución espectral de luz de la galaxia entera.
Un problema aquí es que hay tipos de estrellas que pueden contribuir mucho a la masa y muy poco a la luz.
Inversamente, hay tipos que contribuyen a la luz y no a la masa.
El problema con el método es que hay una gran cantidad de parámetros que ajustar y la respuesta no es única.
Función de masa iniciales, episodios de formación estelar, metalicidades, edades, etc. son mucho de los parámetros.
En grandes rasgos las elípticas están constituidas por población II y las espirales por una mezcla.
La Irregulares están dominadas por la población I.
El problema con el método es que hay una gran cantidad de parámetros que ajustar y la respuesta no es única.
Función de masa iniciales, episodios de formación estelar, metalicidades, edades, etc. son mucho de los parámetros.
En grandes rasgos las elípticas están constituidas por población II y las espirales por una mezcla.
La Irregulares están dominadas por la población I.
Tipo de estrellaContribución al % de masa
Contribución al % de luz ( V)
Secuencia principal
G0-G4 0,77 11,56
G5-K0 0,76 3,10
K1-K2 0,40 2,29
K3-K4 0,78 3,07
K5-K7 1,12 1,24
M0-M2 0,73 0,27
M3-M4 10,3 1,09
M5-M6 4,6 0,15
M7 69,4 1,74
Subgigantes % masa % luz (V)
G0-G4 0,35 11,88
G5-G9 0,26 8,79
K0-K1 (SMR) 0,13 6,74
K2(SMR) 0,12 26,57
Gigantes
K3 (SMR) 0,03 12,23
K4-K5(SMR) 0,01 5,98
M5-M6(SMR) 0,003 1,32