1 ISLAS EN EL UNIVERSO Javier Bussons Gordo Murcia, 19 de Enero de 2009 Aula de Mayores – Universidad de Murcia galaxia. (Del griego , l á cteo, a trav é s del lat í n galaxia.) || 1. Astron. Inmenso conjunto de astros, nebulosas, etc., del que forman parte nuestro sistema solar y todas las estrellas visibles, incluidas las que integran la V í a L á ctea. || 2. Por ext., cada uno de los sistemas semejantes a la Galaxia que se encuentran aislados y esparcidos en el universo.

2 Descubrimiento de la Vía Láctea La Vía Láctea Distancias intra/intergalácticas Morfología Galaxias activas Estructura a gran escala INDICE

3 Encuesta sobre el camino lechoso T.D. Houck A.D. Code 1953 PREGUNTA: ¿Qu é es la V í a L á ctea? RESPUESTAS: - «una multitud de estrellas» (Dem ó crito 400aC) ‏ - «... y puede haber otras» (Hiparco, 130aC) ‏ - «miles de estrellas, lo s é porque las he visto con mi telescopio de 2.5cm» (Galileo, 1610) ‏ - «es todo el universo, que est á contenido en una concha y Dios esta en el medio» (Wright, 1750) ‏ - «una isla de las muchas que hay en el universo» (Kant, 1755) ‏ «Las estrellas son soles como el nuestro y hay una multitud de soles libremente suspendidos en un espacio sin l í mite, rodeados de planetas como la Tierra, poblados de seres vivos. El Sol es una estrella m á s y su ú nica particularidad es que est á muy cerca de nosotros. El Sol no tiene una posici ó n central en el infinito sin fronteras» --El infinito, el universo y los mundos.-- (Giordano Bruno, circa 1600)

4 El mapa del cielo: puntos y nubes A simple vista se ven miles de estrellas. Con binoculares, unos miles mas. Y con un telescopio, el n ú mero aumenta con la abertura. PREGUNTA: ¿Se puede seguir este proceso indefinidamente (cada vez m á s estrellas) o tiene un l ímite ? RESPUESTA: (esperad un poco, no se á is impacientes) ‏ PREGUNTA: ¿Hay el mismo n ú mero en cualquier direcci ó n? RESPUESTA: Mirad primero hacia Tauro, G é minis u Ori ó n y luego hacia Pegaso y lo sabr éi s. Ver á s puntos (estrellas), grupos (c ú mulos) y nubes (nebulosas). INVENTARIOS: Messier1771 Primer cat á logo de nebulosas (45) ‏ 1784 Segundo cat á logo (103) ‏ M1 (Cangrejo), M31 (Andr ó meda), M42 (Ori ó n), M45 (Pl éy ades)... William y John Herschel: algunas nebulosas son c ú mulos de estrellas pero otras no (¿qu é son, pues?) ‏ 1840 General Catalogue (GC, 5000 nebulosas y c áú mulos) ‏ Dreyer1888 New General Catalogue (NGC, 7800) p.ej. NGC224 es Andr ó meda

5 Los c ú mulos GLOBULARES (cientos de miles de estrellas): H é rcules (M13): 100 000 estrellas, 25 000al M4 (Scorpio): 5700al ABIERTOS Pl é yades (la leyenda de las siete hermanas: Alci ó n, Celena, Electra, Maya, Merope, Asterope y Taigete, hijas de Atlas, que sujeta los pilares del cielo): ¿son 6, 7, 36 o 120 estrellas? 400al H í ades (las portadoras de lluvia): 27 estrellas a simple vista, 150al Doble de Perseo: 7100al Praesepe: 200 estrellas, 500al Joyero (Sur): 100 estrellas, 7800al

6 NGC4314

7 M80

8 Las nebulosas 1850 Lord Rosse (183cm) descubre estructura espiral en algunas nebulosas (M33, M51) ‏ 1864 Huggins ve l í neas espectrales de H y «nebulium» (gas brillante). 1927 Bowen identifica las l í neas: ox í geno y nitr ó geno ionizados Espectroscop í a de nebulosas: l í neas de emisi ó n (gas excitado) l í neas de absorci ó n (como en las estrellas): M31 es, entonces, un grupo de estrellas Nubes resplandecientes de gas y polvo con estrellas sumergidas en su interior Nebulosas «de emisi ó n»: estrella caliente UV ioniza H y en la recombinaci ó n (e, p) se emite luz rosada. La m á s brillante: M32 Ori ó n (1300al). Otras: Lagoon, Tr í fida. Nebulosas «de reflexi ó n»: estrella no tan caliente no llega a poner el gas incandescente; la nebulosa s ó lo dispersa la luz de la estrella. Nebulosas «planetarias»: regi ó n luminosa con forma de disco planetario; esfera de gas expulsado por una enana blanca; colores: diferentes gases iluminados por la estrella

9 M31

10 M33

11

12 M51

13 Contando estrellas en vez de ovejitas T é cnica de conteo de estrellas en diferentes direcciones suponiendo densidad constante W. Herschel (1784, 48cm) y J.C. Kapteyn (1922) estudian la estructura de la V í a L á ctea WH promedia 10 conteos por zona. Resultado: caja plana JCK: galaxia plana de 30000al x 6000al con el Sol en el centro (la absorci ó n por el polvo en el disco impide llegar al borde real) ‏ Estudio de la distribuci ó n de c ú mulos globulares H. Shapley (1917, 2.54m) sim é trica en latitud pero asim é trica en longitud (el Sol no est á en el centro) ‏ calcula distancia al C ú mulo Hercules d = 100 000al (¿dentro o fuera de la Galaxia?) ‏ Modelo:disco plano (di á m 300 000al), centro en Sagitario, c ú mulos globulares en halo esf é rico correcto excepto por las dimensiones (di á m 100 000al).

14 ¿C ó mo es nuestra isla? «Todas las controversias que han atormentado a los fil ó sofos durante tantos siglos se reducen a la nada de una vez por la incuestionable evidencia de nuestra vista. La V í a L á ctea no es m á s que una masa de innumerables estrellas agrupadas en c ú mulos» (Galileo) ‏ 100 000 000 000 estrellas Gas interestelar Granos de polvo (10% de la masa) ‏ Disco fino (100000al x 1000al) con bulbo central (20000al x 3000al) ‏ Halo de c ú mulos globulares (50000al de radio) ‏ Distancia Sol-Centro: 32000al Polvo del disco impide ver bien el Centro en el ó ptico. Radiotelescopios: descubrimiento de la estructura espiral de estrellas, polvo y gas. W. Baade (1940) propuso dos poblaciones de estrellas: I. En los brazos de espiral (disco): j ó venes, gl ó bulos obscuros donde nacen II. En regiones centrales y en el halo: viejas Hip ó tesis sobre la formaci ó n de la galaxia (protogalaxia, aplanamiento, etc.) ‏

15 ¿Hasta d ó nde llega nuestra isla? Queremos conocer la naturaleza de las dichosas nebulosas y saber d ó nde se encuentran con respecto a una Galaxia cuyas dimensiones (hasta ~1935) son controvertidas. El problema clave es saber medir distancias (luego lo veremos). Dos visiones se enfentaban: Shapley: pequeñas nebulosas (S, E) en el halo de una Galaxia demasiado grande Curtis: grandes nebulosas (S, E) similares a la nuestra situadas mucho m á s all á de é sta (cuyo tamaño infraestima) ‏ Todo esto complicado por un c á lculo err ó neo de movimientos propios (A. Van Maanen) que situaba las nebulosas demasiado cerca. Observaci ó n crucial (Hubble, 1924) de cefeidas en M31, M33, NGC6822 Mediante la relaci ó n per í odo-luminosidad (Leavitt) deduce sus distancias: M31 d = 900 000al (realmente, 2Mal), es decir, ¡CLARAMENTE FUERA DE NUESTRA GALAXIA! ALGUNAS NEBULOSAS SON REALMENTE OTRAS GALAXIAS A partir de entonces reservamos el nombre de Nebulosa a las nubes de gas en nuestra Galaxia

16 ¿Alguien tiene un metro? RECETA PARA LA MEDIDA DE DISTANCIAS A GALAXIAS: 1. Escoger un par á metro observacional O que est é relacionado con uno de estos dos: L LuminosidadD Dimensi ó n geom é trica ( á ngulo, di á metro) 2. Medir P y, mediante la relaci ó n: (O,L), deducir L(O,D), deducir D 3. Medir: S la energ í a/tiempo/superficieA di á metro aparente 4. Obtener la distancia (d) gracias a: L = 4  S d 2 D = A d CEFEIDAS (estrellas variables) Relaci ó n per ío do-luminosidad: per í odo m ás largo cuanto m á s luminosa = a logP + b Obtenemos (a) gracias a la Pequeña Nube de Magallanes Calibramos (b) con cefeidas gal á cticas de distancia conocida Observar curva de luz (P -> M) y comparar M con m:m – M = 5 log(d) - 5 TULLY-FISHER (galaxias espirales) ‏ Relaci ó n m á xima rotaci ó n-luminosidad:-M = a log(Vmax) + b Obtener Vmax a partir de la anchura de l í nea (W) y de la inclinaci ó n del disco (i): Vmax = W / (2 sin i) ‏

17

18 La Vía Láctea en H 21 cm

19

20 Las otras islas: clasificaci ó n En 1924, Edwin Hubble dividió las galaxias en diferentes clases según su morfología. La secuencia morfol ó gica refleja aspectos f í sicos relativos a la estructura de las galaxias, a su formaci ó n y evoluci ó n.

21 El diapas ó n de Hubble (Hubble 1936) ‏ El í pticas (E) ‏ Lenticulares (S0) ‏ Espirales (S) y espirales con barra (SB) Irregulares

22 Galaxias espirales Disco + brazos espirales + bulbo (normalmente) ‏ Subtipos a b c definidos seg ú n 3 criterios: Cociente de luminosidad bulbo / disco Sa: B / D >1 Sc: B / D < 0.2 Naturaleza de los brazos espirales Sa: brazos cerradosSc: brazos abiertos Resoluci ó n de nudos, regiones HII, etc.

23 M63

24 Galaxias Espirales Barradas Brillo bastante uniforme centrado en el n ú cleo Subclases a b c como en las espirales

25 NGC1365

26 Galaxias El í pticas Estructura uniforme y sim é trica, contorno el í ptico Subtipos E0 – E7 definidos seg ú n el achatamiento Ex con x = 10 (a-b) / a a, b son los ejes mayor y menor proyectados (no dice nada de la forma en 3-D) ‏

27 Galaxias Lenticulares (S0) ‏ Concentraci ó n de brillo en el centro (bulbo similar al de las E) rodeada de una regi ó n en la que el brillo desciende lentamente Sin estructura de brazos espirales Al principio se pens ó que eran la transici ó n entre Sa y E pero las S0 son t í picamente entre 1-2 mags m á s d é biles que las Sa, E (van den Bergh 1998) ‏

28 Galaxias Irregulares Sin simetr í a morfol ó gica Con muchas estrellas j ó venes, azules y material interestelar M á s pequeñas que la mayor í a de las espirales y el í pticas Subtipos: Irr I: formas espirales bien resueltas y deformadas Irr II: uniformes pero ca ó ticas (M82) con filamentos de gas M82

29 Tendencias en la secuencia de Hubble E ---- Sc: Cociente Bulbo/Disco decreciente Edad estelar decreciente Mayor contenido relativo de gas Mayor formaci ó n estelar Limitaciones de la clasificaci ó n de Hubble: S ó lo incluye galaxias masivas (faltan las galaxias enanas – esferoidales, irregulares y compactas azules) Clasificaci ó n deficiente de las espirales con tres criterios que no est á n perfectamente interrelacionados. Existe un continuo gradual de barras.

30 Clasificaci ó n de de Vaucouleurs (de Vaucouleurs 1958, Handbuch der Phys. 53, 275) ‏ (de Vaucouleurs 1964, Reference Catalog of Bright Galaxies) ‏ Añade indicadores opcionales: Tipos mixtos: E/S0, Sab, Sbc Barras: SA (sin barra), SB (con barra), SAB (entre medias) ‏ Anillos internos:S(s) (brazos fuera del anillo), S(r) (brazos en el anillo), S(rs) ‏ Anillos exteriores:(R) S M á s tipos de espirales e Irr:Sm (entre espiral e Irr), Im (magall á nica), Sd (Sc extrema), Sdm (entre Sd e Im) ‏ Escala t (añadida en ediciones posteriores del cat á logo) ‏ (de Vaucouleurs 2, Corwin 1976) ‏ E0  S0  Sa  Sb  Sc  Im -5 -1 1 3 5 10 (t) ‏

31 Sin barra Con barra Forma espiral Forma anular Secci ó n transversal E E+ S0- S0 S0+SaSbScSdSmIm Diagrama de la clasificaci ó n revisada Limitaciones: E --- Im no es una secuencia lineal de un s ó lo par á metro Anillos y barras no son independientes No incluye la masa.

32 Clasificaci ó n seg ú n la Luminosidad “sistema DDO” van den Bergh (1960) - En espirales e irregulares, algunas propiedades est á n m á s relacionadas con la masa que con el tipo morfol ó gico. En las espirales, el par á metro clave es el desarrollo de los brazos (longitud, continuidad y anchura relativa al tamaño) ‏ Sc I – brazos largos, bien desarrollados Sc III – brazos cortos y romos Sc IV - espiral enana (d é bil estructura espiral) ‏ van den Bergh especula que todas las galaxias con disco nacen como espirales y se van haciendo an é micas primero y luego lenticulares. DDO revisado - van den Bergh (1976): Puso las galaxias con disco en 3 clases de luminosidad: Ricas en gas, an é micas y lenticulares Las an é micas tienen brazos difusos y escasa formaci ó n estelar Par á metros que cambian sistem á ticamente de las Lenticulares a las ricas en gas: Fracci ó n de gas Edad media estelar Formaci ó n estelar reciente

33 Sistema Yerkes (Morgan 1958) ‏ Fuerte correlaci ó n entre la concentraci ó n de luz en el n ú cleo (c ó mo de grande es el bulbo) y su espectro integrado. Par á metro ú nico: espectro integrado. E, S0espectro tipo K Sdominan las estrellas F-K Irrdominan las estrellas A Nomenclatura: gS2 Tipo epectral dominanteTipo de HubbleAchatamiento

34 Kennicutt (1992) ‏ El tipo de Hubble crece de arriba abajo.

35 GALAXIAS QUE NOS FALTABAN Leo I dSph Enanas Esferoidales - dSph – su densidad estelares tan baja que aun con los mejores telescopios se ven como agrupaciones de estrellas d é biles. Sculptor (Shapley 1938) fue la primera que se descubri ó. dSphs son la contrapartida de baja luminosidad de las dEs. Enanas El í pticas - dE - mucho menos luminosas que las el í pticas normales. 1 kpc de di á metro y 1mill ó n de estrellas en vez de ~Mpc y 10 12 estrellas. NGC 205

36 ¿Y de qu é estan hechas las galaxias? De estrellas, gas ionizado y neutro (30% masa), polvo... y part í culas de radiaci ó n c ó smica Diferentes proporciones relativas de tipos de estrellas, nebulosas brillantes (HII), gas fr í o (HI). Secuencia morfol ó gica => proporci ó n de estrellas j ó venes (azules) y de gas Distribuci ó n de estrellas calientes se ve bien en espirales gracias a las regiones HII (trazador) ‏ Distribuci ó n de gas fr í o necesita de observaciones radio (l í nea 21cm HI, 18cm OH, 2.6mm CO): sigue tambi é n los brazos espirales ó pticos Galaxias normales (las raritas vienen luego) emiten principalmente en el visible Pv/Pr ~ 10 6 pero las diferentes componentes se estudian en todo el espectro (radio, IR, ó ptico, UV, X, gamma) ‏ Desplazamiento de l í neas en el espectro: permite detectar movimientos del conjunto de un componente respecto al conjunto Rotaci ó n Importante en galaxias espirales (~100km/s, ver curva de rotaci ó n) ‏ Menor en irregulares y en el í pticas (~10 km/s), movimientos aleatorios

37 Vida y obra de una galaxia vulgar «Cocinando me doy una maña... trabajando en el fog ó n»: preparando estrellas a base de gas. Formaci ó n de una galaxia: contracci ó n de inmensa nube de gas en rotaci ón a medida que pierde energ í a por colisiones entre sus pequeñas sub-nubes Aplanamiento de la nube protogal á ctica Formaci ó n de estrellas: Desaparici ó n progresiva de gas Enriquecimiento del medio interestelar en elementos pesados PREGUNTA: ¿Se correponde el diapas ó n de Hubble con la siguiente secuencia evolutiva? Irr (con gas, estrellas j ó venes), S, L, E (sin gas, estrellas viejas) RESPUESTA: NO, porque hay estrellas viejas en Irr y, adem á s, en promedio, m(E) >> m(Irr) ‏ TEORIA ACTUAL: Todas las galaxias se han formado hacia la misma é poca (15 G años) El tipo depende de las condiciones iniciales. Explosiones nucleares gigantescas en el centro expulsan el gas y el polvo => el í pticas En otros casos, el gas y el polvo quedan atrapados => espirales Halo (c ú mulos globulares, estrellas viejas) se corresponde al volumen de la protogalaxia antes del aplanamiento. Las estrellas j ó venes se han formado despu é s del aplanamiento (disco). Las galaxias el í pticas han transformado todo su gas en estrellas antes del aplanamiento.

38 Volvamos a la pregunta del principio PREGUNTA: ¿Son todas las nebulosas c ú mulos de estrellas que tarde o temprano podremos resolver si tenemos un telescopio suficientemente potente? El tercer conde de Rosse (Parsonstown, Irlanda) pensaba que s í. Se empeñ ó en construir un telescopio gigante (1.8m, 1845). Vio las primeras espirales pero no pudo resolver todas las nebulosas en estrellas. Debate abierto hasta los espectros de Huggins (1864): l í neas brillantes sobre fondo obscuro => nubes de gas resplandeciente RESPUESTA: NO

39 Las raritas (Galaxias activas) Seyfert En 1943 descubre galaxias con n ú cleo pequeño pero muy brillante Emiten en longitudes de onda at í picas (UV, X, gamma) ‏ 1% de todas las espirales Radiogalaxias Vulgares en el ó ptico (insignificantes) pero intensa emisi ó n radioel é ctrica Muy activas, con dos l ó bulos sim é tricos respecto de la galaxia ó ptica Cuasares (radiofuentes casi estelares) Comparaci ó n de cat á logos de radiofuentes (Cambridge, 3C) con atlas fotogr á ficos Identificaci ó n de 3C48 con estrella azul d é bil (no con nebulosa) en 1960 Posic ó n precisa de 3C273 (ocultaci ó n por la luna) => radiofuente ó ptica con espectro extraño Explicaci ó n: desplazamiento al rojo enorme, del UV (invisible) al ó ptico ¿Qu é son 3C48 y 3C273 ? Estrellas, no (radiofuentes, l í neas de emisi ó n brillantes) ‏ Distancias de hasta 16 G años: no vale triangulaci ó n, hay que utilizar v = H d => Energ í a enorme (10000 veces M31) y conocimiento del universo joven Tamaño min ú sculo (estimado mediante variabilidad) ‏ Galaxias con n ú cleos activos de tipo blazar

40 Ley de Hubble

41 Grupos de galaxias

42 El Grupo Local

43 Cúmulos de galaxias

44

45