Title: Diapositiva 1
1Galaxias (Astronomía Extragaláctica)
Prof. César A. Caretta
Diplomado de Astronomía
Depto. de Astronomía (UGto)
2006
2Clase 1 Las Galaxias
- Un poco de Historia
- De las nebulosas a las Galaxias
- El Gran Debate
- E. Hubble y La Naturaleza de las Galaxias
- Los diferentes tipos de Galaxias
- el diagrama diapasón de Hubble
- extensiones a la secuencia de Hubble
- otras bandas espectro-fotométricas
- las poblaciones estelares
- los espectros de las galaxias
- otras propiedades de los tipos morfológicos
3- 964 Abd al-Rahman al-Safi Persia notas
sobre - la observación de Andrómeda (Al Bakr)
- Libro de las Estrellas Fijas
- 1519 Fernão de Magalhães Océano notas sobre
- la observación de las Nubes de
Magallanes
4- 1576 Thomas Digges Inglaterra quebra la
- esfera fija de estrellas
- A Perfit Description of the
Caelestial Orbes - 1610 Galileo Galilei Italia resolve la VL
en - estrellas con su telescopio
- Sidereus Nuncius and The
Sideral Messenger
La Via-Láctea (VL)
5- Primeras propuestas teórico-filosóficas
- 1750 Thomas Wright Inglaterra las estrellas
se quedan - en cáscaras (la VL es una de las
cáscaras) - An Original Theory or New
Hypothesis of the Universe - 1755 Immanuel Kant Alemania objetos
celestes difusos - (nebulosos) son universos-isla,
similares a la VL - Allgemeine Naturgeschichte und
Theorie Des Himmels
6 7- Tentativas de descubrir la naturaleza de las
nebulosas (familia Herschel )
- F. Wilhelm Herschel
- Karoline Lucretia Herschel
- John F. W. Herschel
Mayores telescopios del siglo XVIII
(1,3m) Descubierta de Neptuno (1781) Nebulosas
Planetarias (1784)
- 1787 primero modelo observacional de la VL
(William) - 1791 dos tipos de nebulosas (i) fluido
luminouso -
(ii) sistemas de estrellas - 1864 nebulosas espirales evitan la VL (John)
8- Tentativas de descubrir la naturaleza de las
nebulosas (nuevas herramientas)
- 1797 Pierre S. de Laplace Francia hipótesis
nebular - para la formación del sistema solar
- Exposition du Systeme du Monde
- 1826 Fotografia
- 1832 Thomas Henderson Cape Obs., Africa del
Sur - mide la paralaxe de aCent
- 1838 Friedrich W. Bessel Alemania anuncia
la primera - medición de una paralaxe estelar
(61 Cygni)
9- Tentativas de descubrir la naturaleza de las
nebulosas (nuevas herramientas)
Leviathan 1.8 m (72)
M51
- 1845-1850 William Parsons, el Lord Rosse
Irlanda primeras nebulosas espirales - (M51, M99, M33, M74,
M101) - 1864 William Huggins Inglaterra primera
observación espectroscópica de nebulosas - difusas (NGC6543 3 lines H, N
and nebulium - OIII)
1868 70 nebulosas 1/3
espectro de líneas de emisión (como la
M42) 2/3 espectro estelar (blanco) (como
la M31)
N6543
10- 1906-1922 Jacobus C. Kapteyn Holanda
cuentas - de estrellas en 206 zonas
(Modelo de Kapteyn) - First Attempt at a theory of the arrangement
and motion of the sideral system - 1912-1917 Vesto M. Slipher Lowell Obs., EUA
- medió velocidades
radiales de espirales - 1918 Harlow Shapley 1.5m (60), Mt. Wilson
- Obs. EUA distr. de Cúmulos
Globulares - (Modelo de Shapley)
- 1916-1923 Adriaan van Maanen
- Mt. Wilson Obs, EUA
- reportó la detección de
- rotación en alta
velocidad - (t ? 105 a) en M33 y M101
- (no confirmadas después)
1913 4 ( 3 al rojo, M31 al azul) 1914
12 (11 al rojo, M31 al azul) 1925 43 (41 al
rojo, 2 al azul)
11- 1920 el Gran Debate Nac. Academy of Science,
EUA
- Plática y articulo (1921) de Harlow Shapley
- Nebulosas espirales son miembros de la Gran
Galaxia - cúmulos globulares son los elementos
estructurales de la VL - la VL tiene mas bajo brillo superficial que las
espirales - las estrellas de la VL son mas rojas que las de
espirales - (super)nova de 1885 en M31, muy brillante para
ser extragaláctica - rotación de espirales (van Maanen) tendrían
velocidades - súper-lumínicas si fueran extragalácticas
absorción
- Plática y articulo (1921) de Herbert Curtis
- Nebulosas espirales son Universos-isla, como la
VL - modelo de Kapteyn las distancias de Shapley
están sobrestimadas - novas en espirales son mas débiles que en la VL
(M31 100 kpc) - nebulosas espirales evitan el plano de la VL (J.
Herschel) - las espirales presentan un rango ancho de
diámetros angulares - (rango ancho de distancias)
- las espirales tienen velocs. radiales grandes
(Slipher) escaparían de la VL - espirales de lado presentan una banda oscura,
como el plano de la VL
absorción
12- La Naturaleza de las Nebulosas
- 1912 Henrietta S. Leavitt Harvard College
- Obs., EUA descubrió la relación
- periodo-luminosidad para las
- variables Cefeidas
- 1925-1929 Edwin Hubble 2.5m (100),
- Mt. Wilson Obs., EUA
- medió distancias para
N6822, - M33 y M31 (300 kpc)
usando Cefeidas - 1929 E. Hubble descubrió la Lei de Hubble
(expansion - del Universo) v H0 D
- 1936 E. Hubble The Realm of Nebulæ
-
(Hubble sequence...)
13- El diagrama de diapasón de Hubble
TEMPRANAS ? TARDÍAS
NO CLASIFICADAS
14- El diagrama de diapasón de Hubble
Elípticas En n 10e 10 (1-b/a)
No existen elípticas mas achatadas que E7,
probablemente porque hay un limite de estabilidad
para sistemas no suportados por rotación
E6 (M110)
E5 (M59)
E4 (M49)
E1 (M87)
E0 (M89)
E2 (M60)
15- El diagrama de diapasón de Hubble
- 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
- apertura y enrolamiento de los brazos espirales,
- grado de resolución de los brazos en estrellas,
- proporción del bulbo o barra en relación al disco
Sa (M96)
Sb (M31)
Sc (M74)
SBa (NGC 4643)
SBb (M95)
SBc (NGC 1365)
16- El diagrama de diapasón de Hubble
IrrII (M82)
IrrI (LMC)
IrrII (N5195)
IrrI (SMC)
Irregulares IrrI, IrrII I ? similares a las
Nubes de Magallanes II ? galaxies anormales/
peculiares
17- Extensiones a la secuencia de Hubble
- 1940 Shapley Paraskevopoulos Proc. N. Ac.
Sc. 26, 31 - adicionó el tipo S(B)d entre S(B)c
y Irr I - 1951 Spitzer Baade ApJ 113, 413 primera
referencia a - galaxias lenticulares (ya
observadas por Hubble) - con discos pero sin brazos
espirales - 1959 G. de Vaucouleurs Handbuch of Physik 53,
275 - introdujo los tipos intermediarios
e una clasificación fina
S0 (NGC 3115)
SBb(r) (M95)
- transición entre los tipos S
- a, ab, b, bc, c
- extensión de la secuencia para allende Sc
- cd, d, dm, m, Im y I0
- transición entre S Ordinarias y Barradas
- SA, SAB y SB
- presencia o falta de anillos
- R, (r), (rs), (sr) y (s)
18- Extensiones a la secuencia de Hubble volumen de
clasificación
19- Extensiones a la secuencia de Hubble el tipo T
Barras A ? ordinaria AB ? barra debil B ?
barrada
Anillos s ? brazos espirales empiezan
directamente en el núcleo o barra rs, sr
? anillos intermedios r ? brazos espirales
empiezan en un anillo R ? anillo externo
Banda obscura S0- ? no hay S0 ? cantidad
intermedia S0 ? banda oscura
- 1974 G. De Vaucouleurs En The Formation and
Evolution of Galaxies, - ed. J.R. Shakeshaft
20- Clasificación Morfológica
- Algunos comentarios sobre la clasificación
morfológica - los tipos morfológicos fueran definidos con base
en la apariencia de la galaxia en - placas fotográficas
- refierense primariamente a galaxias
intrínsecamente brillantes, pero hay una gran - población de galaxias enanas (normalmente E
o Irr) van den Bergh, 1960 - la designación normal para espirales sin barra
no significa que ellas sean mas - comunes que las barradas alrededor de 30
de las espirales son clasificadas - como barradas, pero este numero incluí
apenas los casos mas extremos - (la barra pode no ser identificada en
galaxias vistas de canto) - aunque otros sistemas de clasificación fueran
propuestos (Yerkes, van den Bergh, - de Vaucouleurs, etc), la secuencia de Hubble
es todavía la mas utilizada, una vez - que ella contempla las principales
características (e, así, acomoda la mayoría de - las galaxias brillantes) e se correlaciona
bien con algunas propiedades astrofísicas - importantes, como la razón bulbo/disco, el
contenido de gas, la formación de - estrellas, el espectro, los colores
integrados, la composición química del MIS, etc
21- El Espectro Electromagnético
22- Bandas fotométricas filtros y sistemas
fotométricos
u g r i z sistema SDSS
Fukugita et al. 1996, AJ 111, 1748
UBVRIJHKLM sistema Johnson-Cousins-Glass
Johnson Morgan 1953, ApJ 117, 313 Cousins
1976, MNRAS 81, 25 Glass 1974, MNASSA 33, 53
23- Otras bandas fotométricas
- la clasificación en placas fotográficas
(generalmente en el azul) pierde ciertas
componentes - de las galaxias que no son brillantes en
esta banda - galaxias con un corrimiento al rojo
relativamente grande tienen su luz UV vista en el
azul! - en otras bandas, otras propiedades físicas
dominan la emisión de la galaxia
observando en la banda B V
R I J H
K L M uno ve la banda B
en el z 0.0 0.24 0.48
0.81 1.74 2.66 3.92 6.75
9.67
24- Contenido de estrellas las poblaciones estelares
Baade 1940 introdujo la idea de poblaciones
estelares (elípticasbulbos ? discos)
- Población I
- discos (particularmente brazos espirales)
- supergigantes calientes azules
- acompañadas de gas y polvo
- Cúmulos Abiertos
- jóvenes (diagrama CM)
- abundancia alta de metales
- Población II
- bulbos y E
- gigantes frías rojas
- libres de gas y polvo
- Cúmulos Globulares
- muy viejas (diagrama CM)
- deficiencia de metales
25- Propiedades Espectroscópicas
- el espectro de galaxias nos prove informaciones
acerca de las poblaciones estelares que - componen la galaxia y acerca de su actividad
de formation estelar (FE)
Kennicutt 1992, ApJS 79, 255
26- Propiedades Espectroscópicas estrellas
O B A F G K M
27espectros de estrellas para comparición
- población estelar estrellas viejas
- sin FE reciente
- muy poco gas frío
- quebra de Balmer (? lt 4000) la opacidad de
- la fotosféra aumenta rapidamente abajo deste
? - (presencia de metales in diferentes grados
de - ionización)
- lineas de absorción (producidas en la atm. de
- gigantes rojas) CaII K (?3934),
- CaII H (?3969), G (?4304), Mgb (?5175),
- CaFe (?5269), Na D (?5893), etc
28espectros de estrellas para comparición
- población estelar dominan estrellas OB jóvenes
- FE contínua (S tempranas decrece c/ el tiempo)
- muy ricas en gas
- contínuo UV intenso (indicación de FE)
- lineas de emisión (produzidas por el gas,
- fotoionizado por energía originaria de
- estrellas OB masivas) OII (?3727), Hß
(?4861), - OIII (?4959, ?5007), Ha (?6563),
- NII (?6548, ?6584), SII (?6717, ?6731), etc
29- 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
- 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)
30- 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
31- 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!
Antennae
32- 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
- dS solo fueran descubiertas recentemente
Schombert et al. 1995 - dIrr or dIm irregulares poco luminosas (con
actividad de FE) - BCD enanas compactas azules (con FE
concentrada en el centro, - o galaxias HII, si espalladas),
mayor brillo superficial
dE (M32)
dSph (Cass. Dwarf)
dS0 (N4431)
dIrr (IC 10)
BCD (N1705)
dS (N5474)
33- 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)