FSICA EXTRAGALCTICA Jordi Cepa Departamento de Astrofsica Universidad de La LagunaUniversidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica2 de 143 PRLOGO ElautoresprofesortitulardelDepartamentodeAstrofsicadelaUniversidaddeLaLagunae investigadordelInstitutodeAstrofsicadeCanarias,conmsdeveinteaosdeexperiencia investigadora en el campo de la Astrofsica Extragalctica. EstosapuntessonelresultadodevariosaosdedocenciasemianualdelaasignaturadeFsica Extragalctica,tantoaniveldegradocomodepostgrado(Mster),enelDepartamentode Astrofsica de la Universidad de La Laguna. El texto que aqu se presenta constituye el embrin de un libro de texto, pendiente de publicacin. AunqueenestedocumentosepretendecubrirlamayorpartedeloscamposdelaAstrofsica Extragalctica,staesunaasignaturaparticularmentedifcil,dadoqueenglobaunatemticamuy amplia,abarcandoespecialidadesdemasiadodistintascomoparaqueunmismoautorpueda cubrirlasconelmismogradodeprofundidadyconocimiento.Porestemotivo,algunosaspectos estn ms desarrollados que otros, fruto de los gustos personales y de la especialidad del autor. EnvarioscaptulossehacereferenciadirectaamilibroCosmologaFsicaparacubrirla docenciadedeterminadosaspectosqueconsideroqueunextragalcticodeberaconocer:el desplazamientoalrojoysucausaeimplicaciones,lamedidadedistancias,diferenciaentre distanciasdeluzydengulo,determinacindevolmenespropios,correccinK,etc.Considero quetodosellossonimportantesparaelestudiodegalaxiaslejanas,grandescartografiados extragalcticos y la formacin y evolucin de las galaxias. Noesenmodoalgunoundocumentoterminado,algunosapartadosestntodavaenapuntes tomados a mano, pendientes de incluir aqu. Por ejemplo, las rbitas en la aproximacin epicclica,olamasadeJeans.Otrostemasdebendesarrollarsems(sehallarnalgunasanotacionesenel textodestinadasaservirdereferenciaparaelautor).Finalmente,algunostemasyvariasfiguras debenactualizarse.Enparticular,temasespecialmentecompetitivoscomolaevolucindelas galaxias, estn sujetos a un rpido cambio y es laborioso mantenerlos al da. A pesar de sus limitaciones, espero que pueda ser til a profesores y alumnos de esta asignatura o incluso de asignaturas que incluyan algunos temas de la Fsica Extragalctica. Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica3 de 143 NDICE 1INTRODUCCIN GENERAL............................................................................................................................... 6 1.1LA INFORMACIN DEL ESPECTRO ELECTROMAGNTICO...................................................................................... 6 1.1.1Clasificacin en longitud de onda.............................................................................................................. 6 1.1.2Clasificacin espectral............................................................................................................................... 7 1.1.3Interpretacin de la informacin espectral................................................................................................ 8 1.2LAS TCNICAS DE OBSERVACIN ...................................................................................................................... 13 1.2.1Imagen...................................................................................................................................................... 13 1.2.2Espectroscopa......................................................................................................................................... 13 1.2.3Radioastronoma...................................................................................................................................... 13 1.3UNIDADES DE MEDIDA EXTRAGALCTICAS....................................................................................................... 13 2INTRODUCCIN A LA FSICA EXTRAGALCTICA ................................................................................. 15 2.1HACIA UNA DEFINICIN DE GALAXIA................................................................................................................ 15 2.2PROPIEDADES MORFOLGICAS DE LAS GALAXIAS............................................................................................. 15 2.2.1Componentes morfolgicas...................................................................................................................... 18 2.2.2Clasificaciones morfolgicas. Catlogos................................................................................................. 18 2.3MASAS, TAMAOS Y DISTANCIAS...................................................................................................................... 20 2.3.1Masas y tamaos...................................................................................................................................... 20 2.3.2Frecuencias de tipos morfolgicos........................................................................................................... 21 2.3.3Distancias................................................................................................................................................. 21 2.4DISTRIBUCIN ESPACIAL................................................................................................................................... 21 2.4.1Agrupaciones de galaxias ........................................................................................................................ 21 2.4.2Estructura a gran escala.......................................................................................................................... 23 2.5PROPIEDADESFOTOMTRICAS.......................................................................................................................... 24 2.5.1Perfiles radiales de brillo......................................................................................................................... 24 2.5.2Perfil vertical ........................................................................................................................................... 28 2.5.3Diagramas color-magnitud...................................................................................................................... 29 2.5.4Funcin de luminosidad. Funcin de Schechter ...................................................................................... 29 2.6LAS POBLACIONES ESTELARES EN GALAXIAS.................................................................................................... 30 2.6.1Clasificacin de poblaciones ................................................................................................................... 30 2.6.2Distribucin segn morfologa................................................................................................................. 31 2.6.3Sntesis de poblaciones ............................................................................................................................ 31 2.7LA COMPONENTE DIFUSA: GAS Y POLVO ........................................................................................................... 31 2.7.1Hidrgeno atmico................................................................................................................................... 31 2.7.2Gas ionizado ............................................................................................................................................ 34 2.7.3Gas molecular .......................................................................................................................................... 35 2.8GALAXIAS ACTIVAS Y CUSARES...................................................................................................................... 37 2.8.1Clasificacin y caractersticas ................................................................................................................. 37 2.8.2Modelo unificado ..................................................................................................................................... 39 2.9CMULOS DE GALAXIAS ................................................................................................................................... 43 2.9.1Definicin................................................................................................................................................. 43 2.9.2Catlogos ................................................................................................................................................. 44 2.9.3Clasificaciones morfolgicas e interpretacin......................................................................................... 45 2.9.4Correlaciones con el tipo morfolgico de las galaxias............................................................................ 47 2.9.5Componente difusa................................................................................................................................... 48 2.9.6Deficiencia de hidrgeno atmico ........................................................................................................... 49 2.9.7Ejemplos: Coma y Virgo .......................................................................................................................... 50 2.9.8Efecto Butcher-Oemler............................................................................................................................. 52 3CINEMTICA INTERNA DE LAS GALAXIAS .............................................................................................. 53 3.1DETERMINACIN DE LA CINEMTICA DEL MATERIAL DE LAS GALAXIAS........................................................... 53 3.1CURVAS DE ROTACIN DE GALAXIAS ESPIRALES .............................................................................................. 56 Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica4 de 143 3.1.1Definicin y obtencin ............................................................................................................................. 56 3.1.2Componentes no circulares y distorsiones............................................................................................... 61 3.1.3Relacin de Tully-Fisher. Aplicaciones. .................................................................................................. 63 3.1.4Orbitas en potenciales axisimtricos. Epiciclos....................................................................................... 63 3.2MATERIA OSCURA............................................................................................................................................ 64 3.3DISPERSIN DE VELOCIDADES EN GALAXIAS ELPTICAS.................................................................................... 64 3.3.1Introduccin............................................................................................................................................. 64 3.1.1Velocidades de rotacin........................................................................................................................... 65 3.1.2Forma tridimensional............................................................................................................................... 67 3.1.3Plano fundamental. Aplicaciones............................................................................................................. 70 4FORMACIN ESTELAR EN GALAXIAS........................................................................................................ 73 4.1DE LAS NUBES MOLECULARES A LAS REGIONES HII.......................................................................................... 73 4.1.1Evidencias de la formacin estelar .......................................................................................................... 73 4.1.2Nubes moleculares ................................................................................................................................... 74 4.1.3El CO como trazador del H2.................................................................................................................... 74 4.1.4Propiedades de las nubes moleculares .................................................................................................... 75 4.1.5Otras molculas ....................................................................................................................................... 76 4.2TRAZADORES DE LA FORMACIN ESTELAR ....................................................................................................... 76 4.2.1Trazadores locales ................................................................................................................................... 76 4.2.2Trazadores globales ................................................................................................................................. 77 4.3PRINCIPIOS ELEMENTALES DE LA FORMACIN ESTELAR.................................................................................... 78 4.3.1Planteo del problema............................................................................................................................... 78 4.3.2Ecuaciones bsicas .................................................................................................................................. 78 4.3.3Crecimiento lineal de fluctuaciones de densidad..................................................................................... 78 4.3.4Longitud y masa de Jeans ........................................................................................................................ 78 4.4PARMETROS CARACTERSTICOS...................................................................................................................... 78 4.4.1Tasa de formacin estelar........................................................................................................................ 78 4.4.2Funcin inicial de masas.......................................................................................................................... 79 4.4.3Eficiencia de formacin estelar................................................................................................................ 80 4.4.4Algunas puntualizaciones......................................................................................................................... 80 4.4.5Estimadores empricos ............................................................................................................................. 81 4.5LA FORMACIN ESTELAR EN BRAZOS ESPIRALES .............................................................................................. 82 4.5.1Caractersticas de las espirales. Dilema del arrollamiento..................................................................... 82 4.5.2Teora de Ondas de Densidad.................................................................................................................. 87 4.5.3Teora de autopropagacin aleatoria ...................................................................................................... 93 4.5.4Modelo mixto............................................................................................................................................ 96 4.5.5Evidencias de la existencia de ondas de densidad ................................................................................... 96 4.5.6Brazos espirales y formacin estelar ....................................................................................................... 98 4.5.7Resumen ................................................................................................................................................. 103 4.6FORMACIN ESTELAR EN GALAXIAS ELPTICAS............................................................................................... 103 4.6.1Evidencias .............................................................................................................................................. 104 4.6.2Origen del gas........................................................................................................................................ 105 4.6.3Mecanismo de ionizacin....................................................................................................................... 106 5DETERMINACIN DE DISTANCIAS Y ESTRUCTURA A GRAN ESCALA........................................... 107 5.1MTODOS DE MEDIDA DE DISTANCIAS ............................................................................................................ 107 5.1.1La escalera de distancias ....................................................................................................................... 107 5.1.2Indicadores primarios, secundarios y terciarios.................................................................................... 107 5.1.3Indicadores secundarios de gran alcance. Supernovas tipo Ia.............................................................. 107 5.2EL DESPLAZAMIENTO AL ROJO........................................................................................................................ 107 5.2.1Historia y propiedades........................................................................................................................... 107 5.2.2Interpretacin. La expansin del Universo............................................................................................ 107 5.2.3Anisotropas en el flujo de Hubble......................................................................................................... 107 5.2.4Determinacin de la constante de Hubble ............................................................................................. 107 Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica5 de 143 5.2.5La expansin acelerada ......................................................................................................................... 107 5.3COSMOMETRA ............................................................................................................................................... 107 5.3.1La mtrica como medida de distancias. La mtrica de Robertson-Walker ............................................ 108 5.3.2La Relatividad General y las ecuaciones de Friedmann........................................................................ 108 5.3.3La ecuacin de estado............................................................................................................................ 108 5.3.4Parmetros cosmolgicos ...................................................................................................................... 108 5.3.5La expansin del Universo. Expansin acelerada y energa oscura...................................................... 108 5.3.6Modelos de Universo. El modelo concordante....................................................................................... 108 5.3.7El tiempo retrospectivo y la edad del Universo ..................................................................................... 108 5.3.8Distancias propias y comviles, angulares, y luz................................................................................... 108 5.3.9Medida de volmenes............................................................................................................................. 108 5.3.10Correccin K.......................................................................................................................................... 108 6EVOLUCIN DE GALAXIAS .......................................................................................................................... 109 6.1INTRODUCCIN: EVIDENCIAS EVOLUTIVAS ..................................................................................................... 109 6.2RESUMEN DEL PROCESO DE FORMACIN DE ESTRUCTURAS ............................................................................ 110 6.3TEORAS EVOLUTIVAS..................................................................................................................................... 112 6.3.1Formacin de espirales.......................................................................................................................... 112 6.3.2Formacin de elpticas........................................................................................................................... 112 6.4COSMOCARTOGRAFA..................................................................................................................................... 113 6.4.1Principios ............................................................................................................................................... 113 6.4.2Tipos de cartografiados y sesgos ms comunes ..................................................................................... 114 6.4.3Distribucin de fuentes .......................................................................................................................... 114 6.4.4La funcin de luminosidad y su evolucin ............................................................................................. 114 6.4.5La prueba de Schmidt o del volumen mximo........................................................................................ 114 6.4.6Cartografiados actuales y futuros. GTC y HERSCHEL......................................................................... 114 6.5GALAXIAS DISTANTES..................................................................................................................................... 114 6.5.1Regmenes de desplazamiento al rojo .................................................................................................... 114 6.5.2Evolucin de la densidad de formacin estelar en el Universo ............................................................. 115 6.5.3Galaxias de alto desplazamiento al rojo: mtodos de deteccin y propiedades .................................... 117 6.5.4Sistemas de absorbentes a alto z. El bosque de Lyman.......................................................................... 125 7RESUMEN............................................................................................................................................................ 130 8EJERCICIOS....................................................................................................................................................... 131 9PRCTICAS DE ORDENADOR....................................................................................................................... 134 9.1PRELIMINARES................................................................................................................................................ 134 9.2IMAGEN Y ESPECTROSCOPA ........................................................................................................................... 134 9.3LA GALAXIA Y LAS DEMS GALAXIAS ............................................................................................................ 134 9.4CLASIFICACIN MORFOLGICA....................................................................................................................... 135 9.5ESPECTROS DE GALAXIAS ............................................................................................................................... 135 9.6DISPERSIN DE VELOCIDADES EN CMULOS DE GALAXIAS ............................................................................. 136 10BIBLIOGRAFA.............................................................................................................................................. 137 10.1.1Referencias............................................................................................................................................. 137 10.1.2Textos recomendados ............................................................................................................................. 141 10.1.3Textos para ampliacin de conocimientos ............................................................................................. 142 10.1.4Enlaces tiles ......................................................................................................................................... 142 Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica6 de 143 1Introduccin general 1.1La informacin del espectro electromagntico LosAstrofsicossolamentepuedenobtenerdatosacercadelosfenmenosfsicosqueocurrenen losastrosapartirdeobservaciones,nodeexperimentos.PorestemotivolasAstrofsicanoes propiamente una ciencia experimental sino observacional. Lo que los Astrofsicos observan es la radiacin electromagntica (o las partculas en el caso de los rayoscsmicos)procedentedeloscuerposcelestes.Estaradiacinproporcionadistinta informacin dependiendo de la longitud de onda y del espectro de la fuente. 1.1.1Clasificacin en longitud de onda La siguiente tabla muestra la clasificacin de los distintos rangos espectrales en funcin de la longitud de onda, bajo nomenclatura astronmica. DenominacinRango Comentarios Gamma1 pm a 10 pm1.24 Mev a 124 kEv Duros: de 10 a 100 pm124 a 12.4 kEv Rayos X Blandos: de 100 pm a 10 nm12.4 kEv a 124 Ev Solamente observabledesdeel espacio Lejano: de 10 nm a 200 nmSolamente observable desde el espacio UV Prximo: de 200 nm a 380 nmLa atmsfera de la Tierra es opaca a > Sc8.930.730.040.336.870.17 Distribucin Ladistribucindehidrgenoatmicoesmssuavequelaimagenptica.Amenudoseobservan los brazosespirales comouna mayor concentracindegas, as comoun hueco odficit degas en las partes centrales de la galaxia espiral. 11 Tambin existe la radiointerferometra del continuo radio. Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica34 de 143 2.7.2Gas ionizado Medida Semideporsuslneasdeemisin,tantoespectroscpicamentecomomedianteimagenenbanda estrecha.Enespectroscopiaseintegralaemisinbajolalneaespectral,derivandoelflujodela lneadelelementoyestadodeionizacincorrespondiente.Utilizandovariaslneasdedistintos elementosyestadosdeionizacin,esposibleestimarlametalicidad,gradodeionizacin,la extincin, etc. Como se estudia en la asignatura de Fsica de la Materia Interestelar. En imgenes en banda estrecha, se obtiene una imagen del objeto mediante un filtro estrecho que incluya la lnea y selesustraeotraimagenobtenidafueradelalnea,yqueportantoestimaelcontinuo.Existen distintas tcnicas para conseguir que el continuo que se sustrae sea representativo. En este caso se obtiene una imagen calibrada en flujo de toda la distribucin espacial del gas ionizado en una nica lneadeemisin,mientrasqueenespectroscopiaseobtenanvariaslneasperosolamentedela porcin de objeto delimitada por la rendija del espectrgrafo, y a menudo es difcil calibrar en flujo. Figura 2.16.- Espectro ptico de una galaxia Seyfert mostrando las distintas lneas de emisin superpuestas en el continuo, que aunque sea bajo no es nulo. Un filtro estrecho (a) que seleccione una lnea de emisin ms el continuo subyacente permite obtener una imagen del objeto llamada on. Una imagen obtenida (por ejemplo, puesto que existen distintas tcnicas) con un filtro de la misma anchura y en el mismo tiempo de exposicin pero fuera de la lnea (b), permite obtener una imagen del continuo adyacente llamada off. La sustraccin on-off permite sustraer el continuo subyacente a la lnea y obtener una imagen nicamente de la lnea. Mecanismos de ionizacin Los mecanismos de ionizacin fundamentales son mediante choques y por fotoionizacin mediante fotones UV. Contenido y Distribucin MasparcheadoqueelHI,seconcentrafundamentalmenteenlosbrazosdegalaxiasespirales. Tambinseencuentraengalaxiasirregulares.Enamboscasoslaszonasdeemisinmarcanla (a)(b) Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica35 de 143 presenciadeagrupacionesdeestrellastipoOBionizantesquefotoionizanelgasremanentedesu formacin,constituyenlasdenominadasregionesHII.Elgasionizadoesescasoengalaxias elpticas. Figura 2.17.- Izquierda: parte interna de la galaxia espiral NGC5457 en la lnea de emisin H (sustrado el continuo). Solamente se distinguen las regiones HII de los brazos y del disco. De Cedrs & Cepa (2002). Derecha: NGC5457 en banda ancha (equivalente a filtro B). Los brazos son conspicuos pero tambin se distingue la emisin en el continuo del resto del disco. Tnganse en cuenta la distinta escala y orientacin. 2.7.3Gas molecular Medida ComoenelcasodelHI,tambinsemide,conresolucinespacial,medianteradiointerferometra utilizandovariasantenas.Enestecasoseobservalatransicinrotacionaldesdeelprimerestado excitado al estado fundamental (J:10) de la molcula de CO, excitada mediante colisiones con el hidrgenomolecular.LuegoelCOtrazaelgasmolecular,conlassalvedadesquesevernms adelante en el curso al hablar de las nubes moleculares. La transicin mencionada tiene lugar a 115 Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica36 de 143 GHz.La radiointerferometra en eldominiommes muchoms difcil,puesto que la atmsferaes ms variable que en cm, provocando cambios en la fase que afectan las observaciones. Contenido Las galaxias tempranas (E y S0) no tienen apenas gas molecular. En cambio lasgalaxias espirales son bastante ricas en gas molecular. Distribucin Grumosa,enmediaradialsigueladistribucinradialdeflujodeldisco,quecomosevio anteriormenteesexponencial.Losgrumosconstituyen(siemprequelaresolucinespacialsea suficiente)nubesmolecularesdegasfro.Azimutalmenteamenudosedistinguenlosbrazos espirales. Figura 2.18.- Izquierda: imgenes de galaxias espirales en el ptico con contornos CO superpuestos (columna de la izquierda) y en CO (columna de la derecha). En los dos primeros casos (NGC5194 y NGC6946) pueden observarse los brazos espirales en los contornos de CO. En el tercero (NGC7331) puede observarse un anillo de gas. Derecha: perfiles azimutales promedio en CO. El perfil azimutal en la banda K est representado por la lnea continua. Los crculos y tringulos son datos en CO. El perfil radial promedio es, en general, parecido al del disco. En el caso de NGC7331 puede observarse el anillo molecular. De Regan et al. (2001). Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica37 de 143 2.8Galaxias activas y cusares 2.8.1Clasificacin y caractersticas Se entiende por AGN12 o ncleo galctico activo, una galaxia cuyo ncleo produce una cantidad de energa tal que no pueda explicarsemediante laque producen lasestrellas, el medio interestelar o susinteracciones.Estaenergapuedeemitirseenunavariedadderangosespectralesdesdelos rayos gamma hasta las ondas de radio, pasando por rayos X, UV, ptico e infrarrojo. LosAGNsonmuyvariopintosencuantoasuscaractersticasobservables,yexistendistintas denominacionesparaobjetosparecidos.Ademsexistedisparidaddeopinionesencuantoasi objetos como los cuasares o los LINER son AGN o deben considerarse aparte. En base a las propiedades observables, los AGN se dividen en: Radio galaxias Lasradiogalaxias son ungrupoheterogneo deobjetos radio emisores que a vecessedenominan galaxiasdeFanaroffyRiley(FR)porBernieFanaroffyJuliaRiley.Lamayorpartedelasradio galaxiassecaracterizanpordosgigantescoslbulossimtricosconrespectolagalaxiaysituados fuera de sta, que concentran la mayor parte de la emisin radio observada. Algunos radio galaxias poseen uno o dos chorros que salen del ncleo y se dirigen a los lbulos. Figura 2.19.- Imagen de una radio galaxia. Puede observarse la fuente central y los dos lbulos. 12 Del Ingls: Active Galactic Nuclei. Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica38 de 143 Se cree que los chorros estn constituidos por partculas de alta energa que alimentan los lbulos. Laemisinradioseproducepormecanismosincrotn,porloquetantolbuloscomochorros deben contener electrones y campos magnticos. Las radio galaxias se clasifican segn dos tipos: FR Iy FR II. La clasificacin original obedeca a la distancia observada entre los mximos de la emisin. En la actualidad se sabe que en los FR I los chorrossonsubsnicosyterminanenunanubedeemisindifusa,mientrasqueenlosFRIIlos chorros son supersnicos, terminan en puntos calientes y pueden generar flujos de retorno. Seyfert LasgalaxiasSeyfertsongalaxiasdetipoespiraloirregular,querecibensunombreenhonorde Carl Seyfert, que las estudi en los aos 40. Tienenncleosbrillantesysusespectrosmuestranlneasdeemisinmuyintensasdelhidrgeno, helio, nitrgenoy oxgeno. Tradicionalmente las galaxias Seyfert seclasifican como de tipo 1 (Sy 1)quetienenlneasanchasyestrechasensusespectros,mientrasquelasSy2solamentetienen lneas estrechas. Las lneas anchas indican ensanchamientos Doppler del orden de 500 a 4000 km/s ysonvariablesenintervalosmenoresqueunao.Encambiolaslneasestrechasnomuestran variabilidad. En la actualidad existe una clasificacin entre 1y 2 con un decimal (por ejemplo: Sy 1.3) dependiendo de las intensidades relativas de las lneas estrechas y anchas. Figura 2.20.- Espectros de Seyfert tipo 1 y 2. Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica39 de 143 Cusares El trmino cusar viene del ingls Quasar que es una contraccin de QUASi stellAR radio source. Son, por tanto, fuentes de apariencia estelar (puntual) que fueron detectadas primeramente en radio, en los aos 50, de ah el nombre que recibieron. Pueden ser tan brillantes como cientos de galaxias, constituyendolosobjetosmsluminososdeluniverso.Laluminosidadtpicaesde1040W. Algunos de ellos son altamente variables en luminosidad, lo cual indica que la fuente de produccin de energa es de pequeo tamao. Comnmente se acepta que los cusares OVV son radio galaxias potentes mientras que los objetos BL Lac son radio galaxias dbiles. En ambos casos las galaxias husped son elpticas gigantes. Blazars Losblazaressesubdividenencusaresaltamentevariables,queavecessedenominancusares OVV13 y que representan una pequea fraccin de todos los cusares, y objetos BL Lacertae (BL Lac). Unos pocos objetos muestran caractersticas intermedias entre ambos tipos. Algunos blazares muestran estructuras con movimientos aparentemente sper luz. LINERS El acrnimo LINER significa Low Ionization Narrow Emission line Region. Es uno de los AGNs demenoractividad.Comosunombreindica,secaracterizaporquelosncleosdegalaxias muestran emisin de baja ionizacin y en lneas estrechas. Aparte de esa caracterstica, las galaxias tiene una apariencia normal. Se cree que muchas galaxias muestran signos de alguna actividad tipo LINER. 2.8.2Modelo unificado Introduccin En el modelo unificado, la energa del AGN es producida por materia cayendo en un agujero negro supermasivo, de entre 106 y 109 masas solares. A medida que el material cae en el agujero negro, la rotacinprovocasuachatamientoyformaundiscodeacrecindeformatoroidal.Lafriccindel materialensucadahacequeseconviertaenunplasmacuyomovimientoproduceunintenso campomagnticomedianteelmecanismoalfa.Laacrecinesmuchomseficientequelas reaccionesnuclearesconvirtiendomateriaenenerga,puestoqueescapazdeconvertirhastael 50%delamateriaenenergamientrasquelasreaccionesnuclearessolamenteconviertenun pequeo porcentaje. De ah que este sea el mecanismo propuesto para explicar la gran cantidad de energa que producen los AGN. Adems este proceso permite explicar la formacin de chorros de 13 Optically Violently Variable. Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica40 de 143 partculas perpendiculares al disco de acrecin, aunque el mecanismo por el que eso sucede no est bien establecido. Se cree que cuando el agujero negro se ha zampado todo el disco de materia disponible, cesa en su actividadconoAGNysetransformaenunagalaxianormal,entendiendoportalunagalaxiano activa. Esta secuencia permitira explicar cualitativamente porque las galaxias sin actividad nuclear poseenagujerosnegrosensuscentrosyporqueloscusareseranmsabundantesenelpasado, cuando haba ms material disponible para su acrecin. Componentes del modelo El modelo unificado de AGN se compone, pues, de: Toro de gas y polvo que cae sobre el agujero negro Agujero negro central. La cada de material produce radiacin de alta energa: rayos X, UV. El gas ionizado semueve rpidamente,con lo que se produce un ensanchamientoDoppler delas lneas de emisin, constituyendo lo que se denomina BLR (Broad Line Region) Nubesdegasenlaperpendicularaltoro,cuyaionizacinporlaradiacinUVdebidaala acrecinsobreelagujeronegroproducelneasdeemisinestrechas,laNLR(NarrowLine Region) Nubes de plasma eyectadas perpendicularmente al toro Interpretacin de la clasificacin de AGN Segn este modelo, los AGN pareceran distintos dependiendo del ngulo con que se viera el toro: Decanto:elpolvodeltoroobscurececompletamentelaemisin UVypticay,hastaciertopunto,tambinlosrayosX,en especial los blandos. En el ptico solamente vemos las nubes ionizadas por la radiacin emitida porel agujero negro central, la NLR.Estas nubesemiten lneas estrechas por lo que identificamos el AGN con una Seyfert 2. La BLR est oscurecida por el toro. Cuando la extincin es muy alta, no se ve el AGN en el ptico, y solamente se pueden ver emisin radio. Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica41 de 143 De cara: se pueden ver todas las componentes. Enelptico,sielAGNnoesmuyluminoso,sevelagalaxia husped, con lneas anchas y estrechas, constituyendo una Seyfert 1.SielAGNesmuyluminoso,deslumbracompletamentela galaxiahusped,constituyendouncusar.Apesardetodo,se puededistinguirlaluminosidaddifusadelagalaxiashuspeden algunos casos o utilizando tcnicas de coronografa. No est clara la razn por la quealgunos cuasaresemiten fuertementeen radio y otros no. Se cree que los Blazares son AGN que se ven con una lnea de visin muy prxima al eje radio. Parcialmenteinclinado:unamezcladeefectosdependiendodel espesor del toro y del ngulo de inclinacin.

Figura 2.21.- Componentes del modelo unificado: Toro de gas y polvo, agujero negro central y nubes de gas en la direccin perpendicular al toro.Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica42 de 143 Figura 2.22.- Modelo unificado. Componentes de la SED segn se observen los lbulos de la radio galaxia, el disco de acrecin o el objeto central. Figura 2.23.- Modelo unificado. Se observan lneas anchas o estrechas segn el ngulo de inclinacin del toro permita observar o no las partes centrales. Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica43 de 143 2.9Cmulos de galaxias 2.9.1Definicin Como ya se ha mencionado, los cmulos de galaxias son agrupaciones de galaxias de un tamao de unospocosMpcquecontienen,enelMpccentral,almenosentre50y100galaxias.Entotal pueden contener varios miles de galaxias. Figura 2.24.- Cmulo de Perseo. Contiene unas 400 galaxias. Del SDSS. Los cmulos estn gravitatoriamente ligados y contienen gas a alta temperatura que emite en rayos X. Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica44 de 143 Figura 2.25.- A la izquierda el cmulo de Coma en rayos X. A la derecha superposicin de los isocontornos de rayos X con una imagen ptica. Solamenteel20%delasgalaxiasseencuentranubicadasencmulos,otro30%seencuentraen grupos y un 50% son de campo. Sin embargo resulta difcil trazar una lnea divisoria entre grupos y cmulos. En principio los cmulos son ms densos que los grupos y contienen mayoritariamente E y S0, mientras que los grupos estn dominados por S. 2.9.2Catlogos El catlogo ms conocido y clsico es el catlogo de Abell (1958) que fue extendido al hemisferio Suren1989porelmismoAbell.Estacatlogocontiene4073cmulosricos,deloscuales2712 pertenecenalhemisferiocelesteNorte.Estnordenadosporlariqueza,de0a4,definidaporel nmero de galaxias que son ms brillante que m3+2 donde m3 es la tercera galaxia ms brillante del cmulo. Este indicador de riqueza corresponde a los intervalos 30-49, 50-79, 80-129, 130-199, 200-300, respectivamente. El nmero de galaxias correspondiente es de 1030, 1224, 383, 68, 6, tambin respectivamente.ElcatlogodeAbellesincompletoencuantoacmulospobres(clase0)o grupos.OtrodeloscatlogosclsicoseseldeZwicky:CatalogueofGalaxiesandClustersof Galaxies (CGCG). Para grupos compactos, es mejor el catlogo de Hickson (1982). Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica45 de 143 2.9.3Clasificaciones morfolgicas e interpretacin Clasificaciones morfolgicas Las clasificaciones de cmulos pueden basarse en: Concentracin (mayor o menor compacticidad) Distribucin de los miembros ms brillantes PresenciaoausenciadeunagalaxiatipocD(elpticapeculiargigantesituadaenlaszonas centrales del cmulo) Subestructuras Morfologa de las galaxias dominantes En particular, las clasificaciones ms importantes son: Abell (1958): Clasifica los cmulos como Regulares: simetra esfrica con predominio de E/S0 como Coma Irregulares: estructura menos definida y mayor contenido en espirales (Hrcules, Virgo) Zwicky (1961-1968): Clasifica los cmulos en Compactos Medio-compactos Abiertos Rood y Sastry (1971): se basa en la distribucin proyectada de los 10 miembros ms brillantes: cD: Una nica cD dominante (A2029) B: una binaria dominante (Coma) L: alineamiento de galaxias (Perseo) C: un solo ncleo de galaxias F: achatado I: Irregular (Hrcules) Figura 2.26.- Clasificacin de cmulos de galaxias de Rood & Sastry (1971). Se pretenda equivalente al diagrama de horca Hubble. Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica46 de 143 Bautz y Morgan (1970): se basa en el contraste en brillo entre las galaxias ms brillantes y las segundasmsbrillantes(esdecir:lapendientedelafuncindeluminosidadenelextremo brillante): I: Una nica cD central (A2029) II: La galaxias central es intermedia entre cD y E gigante (Coma) III: No hay una galaxia central dominante Existen tipos intermedios: I-II, II-III Oemler (1974): se basa en la distribucin proyectada de los 10 miembros ms brillantes: cD: 1 2 galaxias cD dominantes con E:S0:S 3:4:2 Ricos en espirales: E:S0:S 1:2:3 (similar a la distribucin de tipos en el campo) Pobres en espirales: sin cD dominante y E:S0:S 1:2:1 Las clasificaciones se comparan de la manera siguiente: ClasificacinRegularIntermediaIrregular ZwickyCompactoMedio-CompactoAbierto Rood-SastryCD, B, (L,C)(L), (F), (C)(F), I Bautz-MorganI, I-II, II(II), II-III(II-III), III ContenidoRicos en EPobres en SRicos en S E:S0:S3:4:21:4:21:2:3 SimetraEsfricaIntermediaForma irregular Concentracin centralAltaModeradaEscasa Perfil centralPendienteModeradoPlano Luminosidad XAltaIntermediaBaja EjemplosComaA194Virgo Interpretacin de la clasificacin Los cmuloscDregulares han tenido tiempo dealcanzar elequilibrio dinmico,mientras que ese no ha sido el caso de los cmulos intermedios e irregulares. LasgalaxiascDprocedenconmuchaprobabilidaddelafusindevariasgalaxiasenlaregin centraldelcmulo.EstainterpretacinesdebidaalhechodequelasgalaxiascDmuestrancon frecuencia mltiples ncleos, presentan envolturas extensas en comparacin con elpticas, se hallan enprocesodeacretarmaterialdeotrasgalaxiasporefectodemareaopresentanflujosde enfriamiento de gas. Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica47 de 143 Figura 2.27.- Izquierda: mltiples ncleos en una galaxia cD.. A la derechapuede comprobarse que el perfil de la galaxia cD NGC6166 del cmulo Abell 2199 no se ajusta por una ley de De Vaucouleurs sino que posee una componente ms extensa. Ambos fenmenos son una indicacin de que las cD presentes en las partes centrales de los cmulos ricos se formaran por fusin de varias galaxias al caer en el pozo de potencial del cmulo. 2.9.4Correlaciones con el tipo morfolgico de las galaxias Existen dos tipos de correlaciones entre el tipo morfolgico de los cmulos y el de las galaxias que los forman: Distribucin espacial de galaxias EnloscmuloscDyregulares,ladistribucinespacialdesusgalaxiasessuaveyconsimetra circular, creciendo rpidamente la densidad de galaxias hacia el centro. Encambio,loscmulosricosenespiraleseirregularesnosonsimtricosypresentanmenor concentracin hacia el centro. La densidad es espacialmente ms uniforme. Los cmulos pobres en espirales son intermedios entre los dos anteriores. Segregacin morfolgica En los cmulos ricos en espirales, la distribucin radial de E, S0 y S es aproximadamente la misma. Encambio,enloscmuloscDypobresenespiralesladensidadespacialrelativadeespirales decrece rpidamente hacia el centro. Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica48 de 143

Figura 2.28.- Relacin morfologa-densidad en cmulos de galaxias. Se ha representado la fraccin de elpticas (circulos), lenticulares (puntos) y espirales (cruces) frente a la densidad de galaxias proyectada (aparente). Donde la densidad es mxima, la fraccin de elpticas es mayor y la de espirales es mnima. Dressler 1980. Este efecto tambin se denomina relacin morfologa-densidad, y fue observado por primera vez por Dressler en 1980 (Figura 2.28), en un estudio que abarcaba 6000 galaxias en 55 cmulos ricos y 15 regiones de campo a modo de comparacin. Las evidencias existentes muestran que tanto los cmulos regulares como los irregulares obedecen la misma relacin densidad-morfologa. Por tanto se concluye que el parmetro determinante es la densidad local, no la distancia al centro. Una posible interpretacin es que las espirales se fusionan paraformarelpticasobienquealdespojarlasespiralesdesugasmediantelapresindelmedio intracumular,seconviertanenS0.Otraposibilidadesqueelentornoafectealaformacinde distintostiposmorfolgicos.Enestahiptesislosentornosdealtadensidadfavoreceranla formacin de elpticas. 2.9.5Componente difusa Portalseentiendeelgasquenosehallaasociadoespacialmentealasgalaxiasqueformanel cmulo, sino al cmulo en s. Designa esencialmente al gas caliente que se detecta por su emisin enrayosX.Dehecho,laemisinenrayosXesunmediomuyefectivoparadescubrircmulos mediante cartografiados de cielo en rayos X (por ejemplo con el satlite XMM). Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica49 de 143 Latemperaturadeesegasesde107-108Kysuemisinprocededelaemisinlibre-libre.Esta emisin se observa tanto en grupos comoen cmulos, pero el gas de los cmulos es mscaliente. La temperatura no es uniforme, sino que presenta picos que no se hallan asociados a galaxias. Una posible causa de esos picos es que el gas se haya calentado debido a la captura de galaxias o grupos de galaxias. LaemisindelgasenrayosXpermiteestimarlamasadelcmulo,confirmandoqueenefecto, hasta un 90% de la masa puede hallarse en forma de materia no emisora. Estegasprocederaenpartedelasgalaxiasqueformanelcmulo,debidoaqueendichogas existen metales (es decir: no es primigenio), y en parte de los restos de la formacin del cmulo. El mecanismo de calentamiento sera mediante choques debidos a la cada del gas en el potencial del cmulo. En las regiones ms densas el gas se puede enfriar y caer al centro del cmulo formando lo que se denomina flujo de enfriamiento14. Finalmente, la luminosidad en rayos X correla con el tipo de cmulo, siendo los cmulos de mayor luminosidad X los regulares, mientras que los irregulares tienen menor luminosidad. 2.9.6Deficiencia de hidrgeno atmico Las galaxias espirales que componen los cmulos son ms pobres en gas atmico que las espirales de campo. Esta pobreza es an mayor en las partes centrales de los cmulos, lo que representa una dependencia con el entorno. La deficiencia en HI correla con la luminosidad en rayos X, lo cual no es de extraar puesto que esta a su vez correla con la riqueza del cmulo. Se comprueba que el gas que se ha perdido es el que se hallara en las partes ms externas de los discos. Figura 2.29.- Deficiencia de HI en cmulos relacionada con su luminosidad en rayos X. De Giovanelli & Haynes (1985). 14 Del ingls: cooling flows. Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica50 de 143 2.9.7Ejemplos: Coma y Virgo Coma Eselcmulomsricodetodosloscmulosprximos.Sehallaaunadistanciade90Mpcy contiene ms de 10.000 galaxias cubriendo unos 4-5 sobre el cielo que implica un tamao de 6-8 Mpc. La mayor parte de las galaxias son enanas elpticas y, de las ms brillantes, solamente un 10% sonespirales.Elrestosonelpticasolenticulares.ElcmulodeComaesaproximadamente esfrico, probablemente virializado y tiene 2 galaxias cD en el centro. Figura 2.30.- Cmulo de Coma Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica51 de 143 Virgo Es el cmulo ms prximo puesto que se halla a una distancia de 16 Mpc. Tiene un dimetro de 3 Mpc,loqueequivaleaunos10sobreelcielo.Contieneunas2000galaxias,lamayoraenanas elpticas.Delasgalaxiasmsbrillante,solamenteun20%sonelpticas,elrestosonespirales. Virgoes,portanto,uncmuloricoenespirales.Muestraunaclarasegregacinmorfolgicacon una galaxia cD (M87) en el centro. Es un cmulo con mucha subestructura, lo que induce a pensar que todava no se ha virializado. Tambin contiene una gran cantidad de gas caliente que emite en rayos X. Figura 2.31.- Cmulo de Virgo. Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica52 de 143 2.9.8Efecto Butcher-Oemler En1978ButcheryOemlerdescubrieronquelafraccindegalaxiasazulesendoscmulosaz =0.415erasignificativamentemayorqueenComa.Observacionesposteriorespermitieronhacer extensivas estas conclusiones a una muestra mayor y a mayores desplazamientos al rojo. Por tanto parecequelaformacinestelarenlasgalaxiasqueformanloscmuloscreceamedidaque aumenta el desplazamiento al rojo. Esta es una de la evidencias de la evolucin de las galaxias. Figura 2.32.- Efecto Butcher-Oemler de sobreabundancia de galaxias azules en cmulos incluso a bajo desplazamiento al rojo con respecto cmulos de galaxias locales. De Butcher & Oemler 1984. 15 Como se ver ms adelante, el desplazamiento al rojo z = (0-) /, donde 0 es la longitud de onda de una lnea de emisin o absorcin del objeto medida en el laboratorio y lo longitud de onda que se observa para dicha lnea. Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica53 de 143 3Cinemtica interna de las galaxias 3.1Determinacin de la cinemtica del material de las galaxias El mtodo general es por el efecto Doppler radial (sobre la lnea de visin del observador) que la velocidad del material de las galaxias genera sobre lneas de emisin u absorcin. Este efecto Doppler se puede medir utilizando, por ejemplo: 1.Lneas de absorcin pticas. Son generadas por las estrellas de la galaxia y por tanto miden la cinemtica de las estrellas. 2.Lneas de emisin pticas. Son debidas al gas ionizado y por tanto miden la cinemtica del mismo. 3.Lneas de emisin radio. Las produce el gas neutro y por consiguiente el efecto Doppler mide la cinemtica del gas neutro. Enlasgalaxiaselpticas,pobresengas,ydadoquesteesthabitualmenteconcentradoenlas partescentrales,seestudialacinemticamediantelaespectroscopadelneasdeabsorcin estelares. Enlas galaxias espirales, ricas engas, se utilizaron inicialmente las lneas deemisin pticas del gasionizadoporquesedesconocalaemisinradiodelasgalaxias,peroactualmenteseutilizala lnea de 21cm del HI. Las razones son variadas: La tcnica de la radiointerferometra permite obtener simultneamente la distribucin del gas ysucinemticaen2D.Encambiolaemisinpticaseestudiamedianterendijalarga,loque restringelainformacinespacialobtenida.Elusodeunidadesdecampointegral16est limitado, por el momento a pequeos tamaos. El hidrgeno atmico se extiende ms all del radio ptico de las galaxias espirales (Figura 3.1 izquierda), por tanto permite determinar la cinemtica del disco a mayores distancias El hidrgeno atmico se detecta fcilmente DadoqueelHIseencuentraagrandesdistanciasdelcentro,estmenosvinculado gravitatoriamentealagalaxiayesfcilmentedistorsionadoporinteraccionesoprocesos dinmicos. Es, por tanto, un ptimo trazador de la dinmica (Figura 3.1 derecha). 16 En Ingls: Integral Field Units. Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica54 de 143 Figura 3.1.- Izquierda: El Hidrgeno atmico (contornos) se extiende a grandes distancias, ms all del radio ptico (imagen de fondo) en galaxias espirales (hasta 5 veces el radio ptico o ms). De Heckman et al. 1978. Derecha arriba: Por este motivo las interacciones afectan ms a la distribucin del gas atmico (contornos) que a las estrellas (imagen de fondo). De Haynes et al. (1979). Derecha abajo: lo mismo sucede con distorsiones como alabeos. De Sancisi (1976). Comoyasehadiscutidoenelcaptulosegundo,laradiointerferometraproporcionauncubode datos con dos dimensiones espaciales y una espectral (o de velocidad, ver Figura 3.2). La suma de todos los planos espaciales, es decir: la integracin en velocidad, es el momento de orden cero de la distribucin,queproporcionalacolumnadedensidaddegasencadaposicin.Elmomentode ordenuno,lamedia,proporcionalaposicinmediadelalneaovelocidadencadapunto.El momento de orden dos permite estimar el ancho de la lnea en cada punto (Figura 3.3). Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica55 de 143 Figura 3.2.- Izquierda: Cubo de datos como el de la figura 2.14. Puede apreciarse el campo de velocidades que se representa en la figura de la derecha (abajo) en contornos de isovelocidad (velocidad a la que ocurre el mximo de la intensidad para cada punto o momento de orden 1). Arriba se muestra la distribucin total de gas (suma de todos los planos de velocidad o momento de orden cero) superpuesto sobre la imagen ptica de la galaxia. Knapen et al. 1993. Figura 3.3.- A partir del cubo de datos, la suma de todos los planos de velocidad proporciona la distribucin total del gas (imagen b), de la que se puede obtener la distribucin radial del gas (a), mientras que el centroide o mximo de intensidad proporciona la velocidad en cada punto ( contornos b). La distribucin de mximos de velocidad a lo largo del eje mayor proporciona la curva de velocidad (c). La distribucin de intensidades en funcin de la velocidad (histograma f) proporciona el ancho total de la lnea (campo de velocidad total). De Verschuur & Kellermann (1988). Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica56 de 143 3.1Curvas de rotacin de galaxias espirales Yaenlosaos70,yapartirdemedidasradiodelalneade21cmenemisin,seobservqueel Hidrgenoatmicoseextiendemsalldeloslimitespticosdelosdiscosy,enalgunoscasos, muchomasall.Estehechopermitiobtenervelocidadesderotacindelosdiscosdegalaxias espiralesadistanciasgalactocntricasmuchomayoresquelasobtenidasapartirdemediciones pticas. 3.1.1Definicin y obtencin Las velocidades observadas (Figura 3.4), que son la proyeccin sobre la lnea de visin, apuntan a quelaprincipalcomponentedelavelocidaddelmaterialdelosdiscosdegalaxiasespiralesy lenticularessehallaenelplanodeldiscoyendireccinacimutal,alrededordelcentrodela galaxia. Por otro lado, si existieran componentes radiales o verticales (perpendiculares al plano del disco)noperidicas17,sedestruiraelaspectodeldisco.Comoestacomponenteacimutaldela velocidaddependedelradiogalactocntrico,asurepresentacinfrentealmismoseladenomina curva de rotacin. Figura 3.4.- Contornos de isovelocidad de Hidrgeno atmico en galaxias espirales (diagramas de araa) mostrando l< rotacin de los discos. Las distorsiones que se observan en varios casos como los de M83 y NGC5383 se analizan ms adelante. De Bosma 1981. 17 S pueden existir componentes peridicas, como se demostrar al estudiar las rbitas en potenciales axisimtricos. Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica57 de 143 En un sistema de coordenadas cilndricas (r, , z) centradas en el centro de la galaxia, con el plano z = 0 coincidente con el centro del plano del disco. Entonces el radio galactocntrico r est definido como la distancia al centro de la galaxia medida sobre el plano del disco. La velocidad V(r, , z) del material deldisco tendrengeneralcomponentesen las direccionesr, ,y z que denotaremos Vr,V, Vz,yquesedenominan,respectivamente,componenteradial,acimutalyvertical.Estas componentes dependern en general de las tres coordenadas. La curva de rotacin ser entonces lacomponenteacimutaldelavelocidad,supuestacircular:(r)oV(r)segnsetratedela velocidad angular o la velocidad lineal,respectivamente.Se verifica r=V.La velocidad angular se acostumbra a medir en km/s/Kpc y la velocidad lineal en km/s. Los datos de partida son los valores observados vr(, ) de la proyeccin de la velocidad V(r, , z) sobre la lnea de visin. Deduccin frmulas generales (Figura 3.5). Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica58 de 143 Figura 3.5.- Relacin entre las coordenadas (, ) del plano del cielo (plano tangente a la esfera celeste en la lnea de visin del observador) y las del plano del disco de la galaxia (R, ). La interseccin de ambos planos define la lnea de los nodos o eje mayor ptico de la galaxia. El ngulo que forman ambos planos es la inclinacin del disco de la galaxia con respecto al observador. De Mihalas & Binney 1981. De las anteriores expresiones puede deducirse lo obvio: Silainclinacinesnula,tenemosloquesedenominaunagalaxiadecara18,ylavelocidad angularesperpendicularalalneadevisin,porloquenosepuededeterminarlacurvade rotacin.Solamentesepuededeterminarlacomponentevertical,segnz,delavelocidaddel material del disco. Si la inclinacin es /2, existe el problema de la integracin de las velocidades con respecto la lnea de visin (explicar e incluir Figura). Este fenmeno viene expresado matemticamente en 18 Del ingls face-on. Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica59 de 143 las anteriores ecuaciones por = r cos, mostrando que a un mismo le corresponden distintos r situados a distintos , pero todos en la lnea de visin. Por tanto, teniendo en cuenta que es disco es relativamente delgado, un valor del orden de 2/3 es el compromiso ideal. Figura 3.6.- Curvas de rotacin tpicas de galaxias espirales. Puede apreciarse la rotacin de slido rgido de las partes centrales y el aplanamiento que se mantiene a grandes distancias. De Bosma 1981. Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica60 de 143 De la figura 3.6 se deduce que: EnlaspartesinternasVr.Esdecir:losobjetosdeldiscosemueveconvelocidadangular constante, como un slido rgido. En las partes externas V cte. Por tanto la velocidad angular disminuye como 1/r, lo que sedenominarotacindiferencial.Esunfenmenoqueyafuedetectadoenlosprimeros espectrospticosyquenosolamenteseconfirmenradio,sinoqueseextendihastamucho msalldelradioptico.Larotacindiferencialindicaquealalejarsedelagalaxiasigue existiendo masa ms all del radio ptico, puesto que en caso contrario la cada de la velocidad angular sera kepleriana: r3/2, como puede demostrarse fcilmente. Dicho de otro modo, la masa crece con r de la forma: M r. Esta masa no emite radiacin electromagntica por lo que se denomina materia oscura19. Figura 3.7.- Al aadir la contribucin de la velocidad debida a la masa oscura asumida como una distribucin esfrica (lnea de trazos y puntos), a la debida solamente a la distribucin ptica, es decir a las estrellas (lnea de trazos), se obtiene la velocidad observada (cuadrados negros). De Ryder et al. (1998). Seobservaqueexistenalgunasgalaxiasquepresentancontornoscerradoseneldiagramade isovelocidades, que corresponden a un mximo en la curva de rotacin. Esta velocidad mxima crece cuando aumenta laluminosidadintegrada (lo cual es lgico sial aumentar la luminosidad aumenta la masa) y disminuye cuando aumenta el tipo morfolgico de Hubble. Seobservanalgunasgalaxiasconclarasdistorsionesenelmapadeisovelocidadesque corresponden a desviaciones de la velocidad circular, como se estudiar a continuacin. 19 Entendindose por oscura, por tanto, en un sentido amplio, no solamente en lo que se refiere al dominio ptico. Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica61 de 143 3.1.2Componentes no circulares y distorsiones Ejes cinemticos Ya sabemos que para el disco de una galaxia visto con una cierta inclinacin, puede definirse el eje mayor y el eje menor pticos. Anlogamente pueden definirse los ejes cinemticos (ver Figura 3.3): Eje menor cinemtico: El lugar geomtrico de los puntos con vr = V0 Eje mayor cinemtico: El lugar geomtrico de los puntos que define el mayor gradiente en la velocidad vr. Centro cinemtico: Punto resultado de la interseccin de los ejes cinemticos mayor y menor. El centro y ejes mayor y menor cinemticos no tienen porque coincidir con los pticos. Distorsiones del campo de velocidad circular Silascomponentesradialeso/yverticalesdelavelocidadnosondespreciablesolavelocidad acimutal depende de , Si las rbitas no son circulares o/y coplanarias, las componentes radialeso/y verticales no son despreciables.Enestecaso,elcentroylosejescinemticosnocoincidenconlospticos (Figura 3.8). Si eldiscoest alabeado, los mapas de isovelocidad presentanuna distorsin en forma deS (Figura 3.8) causada por la contribucin a la velocidad proyectada sobre la lnea de visin, de la velocidad vertical de alejamiento o acercamiento de los extremos del alabeo, que no tienen por que coincidir, claro est con los extremos de los ejes mayor o menor. Si existen distorsiones ovaleso barras, losejes cinemticos no son perpendiculares(salvoque labarraodistorsinovalestalineadaconelejemenor),debidoalavariacincondela velocidad acimutal causada por la onda de densidad de la barra. Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica62 de 143 Figura 3.8.- Izquierda: los ejes cinemticas no son perpendiculares, lo cual es un signo de la presencia de un disco ovalado. De Bosma (1981). Derecha arriba: La distorsin en S de los ejes cinemticas (Bosma 1981) indica la presencia de un alabeo en el disco, segn modelo abajo a la derecha e izquierda arriba. De Rogstad et al. 1974). Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica63 de 143 3.1.3Relacin de Tully-Fisher. Aplicaciones. Ver Cepa 2007. Figura 3.9.- Relacin Tully-Fisher infrarroja utilizada por Aaronson y Mould (1983). En el eje de abscisas se ha representado la anchura de la lnea de 21 cm. El ajuste proporciona la magnitud absoluta y, por tanto, el mdulo de distancia, dada la anchura de la lnea de 21 cm. 3.1.4Orbitas en potenciales axisimtricos. Epiciclos. Deduccin de la frecuencia de epiciclos. Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica64 de 143 Figura 3.10.- Reconstruccin de una rbita elptica (lnea de trazos) como la superposicin de un movimiento elptico (lnea continua ms intensa) cuyo centro (marcado con una cruz) gira en un movimiento circular (lnea de puntos) en direccin opuesta y centrado en el Sol. El semieje mayor de la elipse est orientado en la direccin tangente al movimiento circular. La razn de semiejes (1/2) permite reproducir las rbitas keplerianas. De Binney & Tremaine 1987. 3.2Materia Oscura Ver Cepa 2007. 3.3Dispersin de velocidades en galaxias elpticas 3.3.1Introduccin Lasgalaxias elpticas secaracterizanpor ser enapariencia morfolgicamente ms simples quelas espirales. Solamente tienen un subsistema fotomtrico: el esferoide. Esta aparente simplicidad llev a suponer que eran sistemas axisimtricos cuyo achatamiento estaba producido por su rotacin. Comoyasehadiscutidoaldescribirlamaneradedeterminarelmovimientodelmaterialque compone las galaxias mediante efecto Doppler, la determinacin de la cinemtica estelar se realiza pormediodelneasdeabsorcin(HyKdelCaII,eldobleteDdelNaI,laslneasdelMgI,etc). Habidacuentadelarelativapobrezaengasdelaselpticas,yqueste,deestarpresente,se concentra habitualmente en las partes centrales y que se sospecha de su origen externo, las lneas de absorcin son la nica manera de determinar la cinemtica de las galaxias elpticas. Sin embargo, la observacindelneasdeabsorcinesdifcilpuestoquelaslneassondbilesyporqueenlas elpticas la luminosidad desciende ms rpidamente que en un disco, lo que dificulta la observacin de las partes ms externas. La dificultad de las observaciones fue lo que retras tanto descubrir que las observaciones contradecan los modelos tericos. Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica65 de 143 3.1.1Velocidades de rotacin Las velocidades de rotacin detectadas en lasgalaxias elpticas sonmenores quelas de los discos deespirales.Adems,elmximodelavelocidadderotacinsealcanzamuycercadelcentro.A partir del mximo, la velocidad desciende lentamente (Figura 3.11). Figura 3.11.- Velocidades de rotacin y dispersiones de velocidades en funcin de la distancia galactocntrica a lo largo del eje mayor para un conjunto de galaxias elpticas. Puede apreciarse que las velocidades de rotacin son menores pero las dispersiones de velocidades mayores que las de espirales. De Davies et al. (1983). Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica66 de 143 Debidoaquenopuedeconocerselaelipticidadintrnsecadelagalaxiaapartirsolamentedesu proyeccin enel plano delcielopuesto que la proyeccinde unesferoide es otroesferoide, no es posible determinar la inclinacin ni, por tanto, la velocidad de rotacin deproyectada. Por este motivo se acostumbra a representar el cociente de la velocidad mxima sobre la dispersin de velocidades en funcin de la elipticidad definida: = 1 b/a, donde ay b son los ejes mayor y menor,respectivamente,delaisofotademagnitudsuperficial25.Endicharepresentacin,sila elipticidadfueradebidaalarotacin,cabraesperarencontrarunarelacinentrelavelocidadde rotacin y la elipticidad, que se comprueba que no existe (Figura 3.12). En la Figura se muestra que lasobservacionescaensistemticamentepordebajodelacurva,indicandoquelavelocidadde rotacinesmenordelanecesariaparaexplicarlaelipticidad.Estadistribucindescartatantolos modelosoblatosoachatados,enquelarotacintendralugaralrededordelejemenor,comolos prolatosotipocigarroenquetodoelsistemagira,comosifueraunabarracomolasquese encuentranenlasespiralesbarradas.Enesteltimocasocuandolaelipticidadesmximala rotacintambinloserapuestoquelalneadevisinseraperpendicularalejemayor,mientras que cuando la elipticidad es mnima la velocidad de rotacin tambin puesto que la lnea de visin sera paralela al eje mayor. En consecuencia tambin cabra esperar una relacin entre elipticidad y velocidad de rotacin. Figura 3.12.- Velocidad mxima sobre la dispersin media de velocidades en funcin de la elipticidad aparente. Los crculos llenos representan galaxias elpticas brillantes, los crculos elpticas ms dbiles, las cruces son bulbos de espirales. La lnea corresponde a la relacin terica predicha para sistemas achatados por rotacin y con una dispersin istropa de velocidades. Dado que la mayor parte de las elpticas se sitan por debajo de dicha curva, su forma no puede ser debida a la rotacin, al contrario que los bulbos de espirales. De Davies et al. (1983). Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica67 de 143 Loqueseobservaenlafiguraesqueencambio,lamayoradelosbulbossecomportancomo predicenlosmodelosoblatos(crucesenlaFigura),porloquesuachatamientoseradebidoala rotacin, y por tanto difieren cinemticamente de las elpticas. 3.1.2Forma tridimensional Como la rotacin no puede explicar la forma, eso quiere decir que la dispersin de velocidades ha de ser anisotrpica y lo que evita el colapso gravitacional del sistema no es la velocidad de rotacin sino la dispersin de velocidades, que sermayor en la direccindel ejemayor. El origen de esta anistropa puede ser primordial o debido a la fusin de galaxias para dar una elptica, si es que ese es su mecanismo de formacin. Ajustes isofotales Ms an: dado que la dispersin de velocidades es anisotrpica en al menos dos ejes, no hay nada que impida que no pueda ser anistrpica en los tres ejes. Por tanto las galaxias elpticas podran ser sistemassinsimetraaxial,esdecir:sistemastriaxiales.Estatriaxialidadpodraexplicarla rotacindelosejesmayoresdelaselipsescuandolasisofotasdeunagalaxiaelpticaseajustan mediante elipses, comose hace para determinar el perfil radial promedio (Figuras 3.13, 3.14). Sin embargoestarotacintambinpodravenirexplicadamedianteinteraccionesgravitatoriaso mediante la presencia de bandas de polvo, que ya se ha demostrado que son harto frecuentes. Figura 3.13.- Elipticidad de las isofotas de galaxias elpticas (paneles de la izquierda) y su ngulo de posicin (paneles de la derecha) en funcin de la distancia sobre el semieje mayor. Una posible interpretacin de la rotacin del ngulo de posicin de los ajustes isofotales es la triaxialidad de los sistemas. De Leach (1981). Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica68 de 143 Figura 3.14.- Ajustes de perfiles radiales promedio de elipticas por la ley de radio a la de de Vaucouleurs. Puede apreciarse el exceso de brillo en las partes ms externas en los grupos T2 y T3 que corresponden a galaxias elpticas con compaeras prximas. De Kormendy (1977). Forma intrnseca Sin embargo, la triaxialidad de las elpticas es baja: dos de los tres ejes son muy parecidos. En este caso,cabepreguntarsesilaselpticassonoblatasoprolatas.Dadoquelaextincinesbajaalser bajalacantidaddepolvoygasdeestossistemas,cabraesperarunacorrelacinentreelbrillo superficial y la elipticidad: si los sistemas son prolatos, el brillo superficial aumentara al disminuir la elipticidad aparente, mientras que si son oblatos, el brillo superficial sera mayor al aumentar la elipticidad. Anlogamente sucedera con la correlacin entre velocidad de dispersin y elipticidad: lavelocidaddedispersinseramayorconlaelipticidadenunsistemaoblatoyalrevsenun sistemaprolato(Figura3.15).Hastalafechanosehanencontradoestascorrelaciones,loque parece indicar que las elpticas son tanto oblatas como prolatas. Falta incluir figura. Figura 3.15.- Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica69 de 143 Conchas Otrapruebaparadeterminarlaformaintrnsecadelaselpticasvienedelestudiodelasllamadas conchas.Estasseencuentranamenudoalrededordegalaxiaselpticas(Figura3.16).Son estructuras muy tenues y estelares que forman arcos alrededor de las galaxias elpticas. Pueden ser mltiplesyencontrarsemuyalejadas(100-200kpc)delcentro.Supresenciasepuedeexplicar mediantelaacrecindeunapequeacompaeraenunencuentrodeparmetrodeimpactomuy bajo, es decir: una colisin radial. Las simulaciones numricas indican que las galaxias prolatas las conchas adoptan la forma de parntesis alineados a lo largo del eje mayor aparente, mientras que en las galaxias oblatas no existen este tipo de alineaciones. Las observaciones parecen indicar que las proporcin de galaxias oblatas es el doble que de las prolatas. Figura 3.16.- Conchas en galaxias elpticas. Pueden apreciarse varias conchas (en algunos casos pueden contarse hasta 5 a simple vista. Un anlisis ms preciso desvela hasta 20) en cada galaxia. De Malin & Carter (1983). Estadistribucinesttambinsugeridaporladistribucindelasnubesdepolvodentrodeuna elptica: el polvo estara asociado al gas absorbido por al paso de una espiral. En esta hiptesis, las simulacionesnumricasmuestranqueelpolvosesituaraenequilibrioenelplanodesimetrade lasgalaxias elpticas. Entonces si el polvo es paralelo al eje menor aparente, el sistema es prolato. En cambio, si es paralelo al eje mayor, es oblato.Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica70 de 143 3.1.3Plano fundamental. Aplicaciones. Relacin de Faber-Jackson SebaseenlaexistenciadeunacorrelacinfuerteentrelaluminosidadLdelagalaxiayla dispersin de velocidades en el centro 0: 40 L(3.1) La relacin deFaber-Jackson (Fabery Jackson 1976) es anloga a la de Tully-Fisher en espirales. Losbulbosdeespiralestambinobedecenestarelacin.EncambiolasgalaxiascDtienen luminosidades mayores que las predichas por la relacin. El plano fundamental LarelacindeFaber-Jacksonesuncasoparticularderelacionesmsgeneralesqueinvolucranla luminosidad L, ladispersin centralde velocidades0, el brillo superficial promediadodentro del radio efectivo ey el radio efectivo re (Djorgovski y Davis 1987): 14 . 16 ) 10 . 0 (log 62 . 8 ) (0+ + =eer M (3.2) o bien 86 . 045 . 30 SB L (3.3) y 71 . 6 ) 26 . 0 (log 39 . 1 log0 + =eer (3.4) o bien 90 . 039 . 10 SB R (3.5) donde SB es el brillo superficial en unidades lineales de flujo, y M(re) la magnitud absoluta dentro del radio efectivo. De estas relaciones resulta que existe un plano, llamado plano fundamental que forman 0, y un parmetrogeomtricocomopuedeserelradioefectivo(Figura3.17).Enefecto,Siestastres magnitudes definen un plano, obedecern la ecuacin del plano A log 0 + B + C log re + D = 0, comorepresentanlasecuaciones(3.2)y(3.4).Deotromodo,ungiroadecuadodeunsistema coordenadodetresejesortogonalesdefinidosporestasmagnitudes,mostrarnelplano Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica71 de 143 fundamentaldecanto.Suproyeccinsobreelplanoperpendicularalplanofundamental,exhibir una relacin lineal entre una combinacin de estas magnitudes (Figura 3.17). Figura 3.17.- Relaciones entre dispersin central de velocidades (), magnitudes superficiales () o absolutas (M) hasta el radio efectivo (re) y el radio efectivo. La menor dispersin (izquierda, abajo) representa el plano fundamental. De Djorgovski & Davies (1987). Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica72 de 143 De estas relaciones, una vez calibradas con galaxias de distancia conocidas mediante otras tcnicas quesediscutirnmsadelante,sepuededeterminarladistanciaagalaxiaselpticas.Enefecto, midiendoladispersincentraldevelocidadesylamagnitudsuperficialpromediadadentrodel radioefectivo,ambasmedidasobservacionales,sepuedededucirlamagnitudabsolutadentrodel radio efectivo o el radio efectivo en magnitudes fsicas. Comparando con la magnitud aparente o el radio efectivo proyectado sobre el cielo, respectivamente, se puede obtener la distancia a la galaxia (que ser una distancia de luz o de ngulo dependiendo de si se utiliza la magnitud absoluta, basada en la luz, o el radio efectivo, basado en una relacin geomtrica, respectivamente. Ver Captulo 5). Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica73 de 143 4Formacin estelar en galaxias 4.1De las nubes moleculares a las regiones HII 4.1.1Evidencias de la formacin estelar Sabemosqueexistenlasestrellas,nuestrosolesunadeellasypodemosvermuchasmsenel cielo.Tambinsepuedenresolveralgunasdeellasenlasgalaxiasmsprximas,porloque sabemos que las galaxias se componen de estrellas. Es tambin conocido que la energa que emiten procededereaccionesnuclearesensuinterior.Cuandoseagotesucombustiblenuclear,las estrellasmorirndedistintasformasdependiendodesumasa.Portantolasestrellasnohan existidodesdesiempre,debendehaberseformadoenalgnmomentodelahistoriadelUniverso. La pregunta es Cmo se han formado estas estrellas? En el marco de la Gran Explosin, la nucleosntesis primordial ha producido esencialmente un 75% dehidrgenoyun25%de 4He.Esdesuponerquelasestrellasseformanapartirdeestegas,a partir de heterogeneidades en la distribucin de materia que han crecido con la ayuda de su propia gravedad,cuandolatemperaturadelgashadescendidolosuficiente(encasocontrariolos movimientos trmicos se oponen al colapso gravitatorio). Pero,Quevidenciasexistendeestefenmeno?Qutipodegasformalasestrellas,ionizado, atmico,molecular?Cul es su composicin qumica? Cules suspropiedades fsicas? Cul es elproceso queconducea la formacin de estrellas a partir delgas? Debemos proceder a partir de lasevidenciasobservacionalesdenuestragalaxia,alserlamsprximayfcildeobservaren detalle. Ah vemos: 1.Que existen nubes ptimamente oscuras que se detectan en las transiciones rotacionales de CO ynoentransicionesrotacionalesdeH2nienHI(21cm),apesardequeelHesmsde104 veces ms abundante que el CO. Estas nubes estn, por tanto, compuestas de gas molecular (ni ionizado ni atmico) y se denominan nubes moleculares. El gas molecular se forma a partir del atmicomediantecolisionesentrelostomoscapturadosenlasuperficiedegranosdepolvo. Portanto,lasnubesmolecularesimplicanqueelgasprimordialyahasidoprocesadopor anterioresgeneracionesdeestrellas,encasocontrarionohabrantomoscomoC,N,Oni granos de polvo. 2.En el interior de algunas de esas nubes se detectan objetos puntuales en longitudes de onda del infrarrojotrmico(>2m).Esdecir:sedetectanfuentesdecalor.Esoindicaquesetratade estrellasenformacin,puestoquelaradiacinUVdelasestrellasdestruyelasnubes moleculareseionizaelgas.Poresemotivosepuedesuponerquesonestrellasjvenes.Por tanto las estrellas se forman a partir de gas molecular en el interior de nubes moleculares. Es, por tanto, delamxima importancia estudiarlasnubesmoleculares si se quiereabordarla formacin estelar. Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica74 de 143 4.1.2Nubes moleculares Del primer punto anterior se puede deducir la temperatura de esas nubes. Como la molcula de H2 es simtrica, su centro de masa y su centro de carga coinciden. Entonces el hidrgeno molecular no tiene momento dipolar permanente. Por ese motivo las transiciones rotacionales permitidas para el hidrgeno molecular nopueden ser transicionesdipolares sinosolamente cuadrupolares. Entonces lasenergasdelosnivelesrotacionalessonelevadas.SiEJsonlasenergasdelosniveles rotacionales de una molcula, ) 1 (22+ = J JIEJh queesunafrmulaaproximadaparamolculaslineales,dondeJeselnivelrotacionaleIesel momento de inercia, que para una molecular bipolar es, 2r I = donde =m1m2/(m1+m2) es el centro de masas reducido y r es la distancia entre las molculas. Para el H2, = 0.5 unidades atmicas de masa y r = 0.741 . Dado que las transiciones bipolares J =1 no estn permitidas, la transicin ms baja es J = 2 0. Pero E2 = 526 K. Encambio,lamolculamsabundantedespusdelH2eselCO,quesipuedetenertransiciones bipolares puesto que es una molcula asimtrica. La transicin ms baja es entonces J = 1 0, que para el CO tiene lugar a 5.5 K. Como EJ = h, esas transiciones ocurren a 11 THz 27 m para el H2 y a 115 GHz 2.6 mm para el CO. DadoquenoseobservanlastransicionesrotacionalesdelH2ysseobservanlasdelCOyotras molculasasimtricas,comoCN,HCO+,etc.queseexcitanabajatemperatura,sededucequela temperatura de las nubes moleculares es de unos 10K. 4.1.3El CO como trazador del H2 Para estudios extragalcticos, la molcula de CO es de singular importancia, puesto que traza el H2. Esdecir:laintensidadI(CO)delaemisindeCOJ=10esproporcionalalacolumnade densidad de H2. Ello es debido a que los niveles rotacionales de la molcula de CO se pueblan por colisiones.Esascolisionestendrnlugarmayoritariamente,comoeslgico,conlamolculams importante, que es el H2. El valor ms comnmente aceptado para la constante de proporcionalidad, tambin llamado factor X es de (Strong et al. 1988, Scoville and Sanders 1987), Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica75 de 143 ( )1 2 20CO10 3 ) ( = km/s K cm gal X Sinembargo,aunqueestefactordeconversinesbastanteutilizadoyestndar,dependedela metalicidad (ver 2.6.1), puesto que si la metalicidad es menor, la fraccin de CO/H2 es menor, por loquesesubestimaralaabundanciadeH2.CombinandoobservacionesCOymetalicidadesdel Grupo Local (ver 2.4.1) y de galaxias pobres en metales, Wilson (1995) obtuvo, ( ) ( ) ( ) [ ] O/H log 12 0.10 0.67 0.86 5.95) (logCOCO+ =|||

\|gal XX donde, ( ) O/H 45 Z SiendoZlametalicidad.Entonces,paraunagalaxiademetalicidad[12+log(O/H)]=7.6,el contenidodeH2deducidodelasobservacionesdeCOutilizandoelfactorestndar,estara subestimadoporcasiunordendemagnitud.Esteefectoseprevqueseaimportantepara observaciones de galaxias pobres en metales y tambin a alto desplazamiento al rojo. 4.1.4Propiedades de las nubes moleculares Estructura espacial y propiedades Las nubes moleculares tienen una estructura compleja y jerarquizada. Las mayores estructuras son autogravitantes. Propiedades Asociaciones moleculares gigantes Nubes moleculares gigantes Nubes moleculares CorazonesGrumos Tamao (pc)80-32020-803-200.1-3106 Masa (M

)107-6107 105-106 103-105 10-100030-1000 Anchura (km/s)10-206-154-121-34-15 Temperatura (K)7-1515-4030-10030-200 Relaciones empricas y propiedades Si su rea proyectada es S, y se define un radio: Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica76 de 143 2 / 121||

\|=SR Entonces: PropiedadFormulacin Ley de Larsonv (km/s) R(pc)0.50.1 Campo de velocidad turbulentovturbulencia >> vtrmico 0.5-1 km/s (del orden de cs) Tamao, masa y ancho de lnea consistentes con el teorema de Virial ) ( / ) ( 07 . 0 ) / (solares Virialpc R M M s km v = M R2 distribucin interna de subestructuras N(M)dM M1.60.2 Distribucin espacial media LaintensidadpromediadaespacialmentedeCOengalaxiasespiralesdecaeexponencialmentea media que crece el radio galactocntrico. 0/e ) 0 ( ) (r rI r I= Aunqueaaltaresolucinlaestructuraespacialesimportante:picosmltiplesdeemisinnuclear, brazos espirales, barras, anillos. 4.1.5Otras molculas Observacionesdevariasmolculaspermitendeducircondicionesfsicasdelgas.Molculascomo CS, NH3, HC3N trazan las regiones ms densas puesto que solamente se pueden observar cuando la densidad es grande. La lneas de CS y HCO+ pueden tener signos de colapso de los corazones de las nubes. Lasregionesdelasnubesmolecularesquesehallancercadelasestrellasestnsujetasalafuerte radiacinqueemitenstas,porloquesecrealaszonasllamadasRegionesdefotodisociacin (PDR), que se pueden observar con molculas como H2, CH, CH+, HCN, HC3N, CN, etc. La fsica de los choques se puede estudiar mediante lneas como SiO, HCN, CN, etc. 4.2Trazadores de la formacin estelar 4.2.1Trazadores locales EstrellasOB,objetosHerbig-Haro(debidosainteraccindechorrospolaresproducidosconel medio interestelar), mseres de agua (a 22 GHz, son las lneas espectrales ms brillantes en radio), estrellasinfrarrojas,estrellasT-Tauri(variabilidadpticaylneascromosfricasintensas,son Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica77 de 143 estrellaspre-secuenciaprincipal,todavanoestnquemandoHylaenergaqueradianprocedela su contraccin gravitatoria), etc 4.2.2Trazadores globales Losmsinteresantesparaextragalcticopuestoquelosanterioresnoseobservarn,engeneral,a grandesdistancias.Hayquetenerencuentapoblacinsubyacente(vieja)deldisco,bulboo elptica. Color banda ancha U-B Indicapoblacinestelarjovenyrelativamentemasiva.TiposespectralesB-A.Afectadopor extincin. Por tanto subestima la formacin estelar. Continuo UV Las estrellas masivas emiten en UVy han de serrecientes, puesto que no viven ms all de pocos Ma. El espectro de galaxias con formacin estelar es prcticamente plano en el rango 150-280 nm, porloquecualquiermedidaendichointervaloespectralpuededarunamedidadelaformacin estelar. Lneas de emisin de gas ionizado PoblacinestelarjovenymasivaconflujoUVsuficientecomoparaionizarelgas(aunqueste tambin puede ionizarse por choques). La intensidad de la emisin del gas es proporcional al flujo UV,elcualpuederelacionarseconlamasadeestrellasmasivas(OBionizantes).Sesgadoa poblacin masiva. Se utilizan lneas de la serie del H porque el H es el elemento ms abundantey noestarafectadopormetalicidad.MenosafectadoporextincinsiseutilizanlneasdeBalmer hacia el rojo como H (HII656.3 nm). Pero al lado est el [NII]658.3 nm, y en el lado azul de H hay otra del [NII], aunque menos conspicua. SerieNombreTransicin (nm) Ly21121.6 Lyman Lmite Lyman191.2 BalmerH32656.3 ParchenP431875.1 (Ver Figura 1.5) Flujo bolomtrico FIR BasadoenqueelFIRencontinuomidelatemperaturadelpolvo.Elpolvosecalientaporla radiacin de las estrellas. No afectado por extincin. Sensible a casi todas las masas estelares. Pero esunindicadoremprico,sedesconocesudependenciaconlacomposicinqumicadelpolvo,el Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica78 de 143 granulado y la evolucin (que sin duda la hay) de estas cantidades. Esto es un peligro puesto que se acostumbra a utilizar ciegamente sin cuestionar su validez dependiendo de las circunstancias. 4.3Principios elementales de la formacin estelar Esteapartadoestendesarrollo,pendientedetrasladarlosapuntesalprocesadordetextos.Es importante para ver la diferencia de la evolucin de la masa de Jeans en el caso clsico esttico con respectodeununiversoenexpansin(Captulo6)paralaevolucincualitativadelas fluctuaciones. Asimismo, las ecuaciones se precisan en el desarrollo conceptual bsico de la teora de ondas de densidad. 4.3.1Planteo del problema Formalismo de Lagrange y de Euler de la mecnica de fluidos. 4.3.2Ecuaciones bsicas Continuidad, Navier-Stokes, Poisson. 4.3.3Crecimiento lineal de fluctuaciones de densidad Deduccin a partir de las ecuaciones bsicas. 4.3.4Longitud y masa de Jeans Definiciones y dependencias. 4.4Parmetros caractersticos 4.4.1Tasa de formacin estelar Masa de estrellas formadas por unidad de tiempo. Se acostumbra a medir en M

/ao. En ingls es SFR20. Cabe distinguir entre: SFR actual21: menor que pocos Ma 20 Del Ingls Star Formation Rate. 21 En ingls, present SFR. Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica79 de 143 SFR pasada22: desde pocos Ma hasta pocos 10 Ga SFR media: promediada en toda la historia de la galaxia Se acostumbra a suponer vlida la llamada Ley de Schmidt (1959) segn la cual la tasa de formacin estelar es proporcional a la densidad columnal del gas elevada a una cierta potencia. SFR n Donde n oscila entre 1 y 2. El valor global de n es (Kennicutt 1998a), n = 1.40.15 4.4.2Funcin inicial de masas Es una funcin (m) de distribucin de masa estelares normalizada. Da el nmero de estrellas de masas comprendidas entre m y m+dm que se producen en una generacin. En ingls es IMF23. La normalizacin es tal que: 1 d ) (supinf=mmm m m donde, por ejemplo: minf = 0.1 y msup = 125 M

Estasfuncionessondelaforma:(m)m(1+x).Esdecir:comomsmasivassonlasestrellas, menos abundantes son. Tpicamente se utilizan: IMFminfmsupx Salpeter (1955)0.101251.35 0.100.182.60 0.180.420.01 0.420.621.75 0.621.181.08 1.183.502.50 Scalo (1986) 3.501251.63 0.101.000.25 1.002.001.00 2.0010.01.30 Miller & Scalo (1978) 10.01252.30 22 En ingls past SFR. 23 De Initial Mass Function. Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica80 de 143 LaIMFdeSalpeterproduceunexcesivoflujoUVdebidoalacantidaddeestrellasmasivasque representa.LasfuncionesdeScaloyMiller&Scalorepresentanunamenorfraccindeestrellas masivasqueladeSalpeter.EncambioladeScaloproducedemasiadasestrellasdetiposolar produciendo un espectro demasiado enrojecido con respecto los colores tpicos de las galaxias. La IMF de Miller y Scalo se acostumbra a adoptar como un buen compromiso. Figura 4.1.- Representacin del logaritmo de distintas funciones iniciales de masas frente a la masa. 4.4.3Eficiencia de formacin estelar Masa de estrellas formadas dividido por la masa inicial de la nube de la que proceden. Obviamente esonoesmediblesalvoquesedispongadeintervalosdetiempoinhumanos.Seacostumbraa aproximardividiendolamasadeestrellasoSFRporlamasadegasmolecularoporlasumade atmicoymolecular.EntoncessepuedeusarLHoFIRsobreintensidadCO.Estosestimadores empricos dependen de la IMF. En ingls es SFE24.4.4.4Algunas puntualizaciones SFR, IMF y SFE son parmetros independientes y unos no implican a otros (Figura 4.2). 24 De Star Formation Efficiency Universidad de La Laguna Facultad de Fsica Fsica Extragalctica Jordi CepaDepartamento de Astrofsica81 de 143 Figura 4.2.- En ambos paneles se ha representado la misma masa de estrellas (60 masas solares) pero con distinta funcin inicial de masas. En el panel de la izquierda una funcin inicial de masas tipo Salpeter. Se observa la presencia de algunas estrellas masivas y muchas enanas de menor masa. En el panel de la derecha se ha truncado la funcin inicial de masas de tal manera que no se generan estrellas de baja masa sino solamente estrellas de masas intermedias y altas. De Cepa 1999. Sin embargo existen relaciones entre ellos, tales como: SFR = SFE Mgas / tcolapso m m m m m m Mmmd ) ( SFR ) (212 1= < < 4.4.5Estimadores empricos Dependen de la IMF. De Kennicutt (1998b): IndicadorVentajasInconvenientes SFRUV (M

ao1) = 1.41028 LUV (erg s1 Hz1)Directo Extincin alta SFR[OII] (M

ao1) = 1.41041 L[OII] (erg s1) Extincin Metalicidad SFRH (M

ao1) = 7.91042 LH (erg s1