Morfología y Clasificación de Galaxias
Jorge Jiménez Vicente
Astrofísica Avanzada
MÁSTER FISYMAT
Un poco de historia• En 1755 E. Kant propone que existen “universos isla”
externos al nuestro.• En 1800 Lord Rosse afirma que las “nebulosas”
espirales son los UI.• En 1920 tiene lugar el GRAN DEBATE (Shapley vs
Curtis)– Shapley sostiene que las “nebulosas” se encuentran
dentro de la Vía Láctea como los cúmulos Globulares– Curtis mantiene que son galaxias externas como la
Vía Láctea• El “conflicto” se resuelve en 1923 cuando E. Hubble
mide Cefeidas en M31
Sólo sabemos que existen otras galaxias desde hace unos de 80 años
¿Qué es una galaxia?
Una galaxia es un sistema ligado gravitacionalmente compuesto por estrellas, material interestelar y (muy posiblemente)
materia oscura……
Pero con esta definición difícilmente reconoceríamos una ….
Clasificación de Galaxias
• Depende del Catálogo– Longitud de onda– Resolución– Profundidad– Selección
• Los criterios deberían ser– Objetivos– Basados SOLO(?) en la morfología– Correlacionar con propiedades físicas(**)
Clasificación de galaxias (II)
• Recoger una muestra suficientemente grande.• Extraer las “generalidades” de los “detalles” y
clasificar en función de las primeras.• Intentar que la clasificación sea a la vez
“precisa” y “general”.– No demasiadas “clases” ni demasiado pocas.
¿Es esto posible?
Longitud de onda y resolución: M101
Visible
NIR MIR FIR
Rayos X UV
ContínuoRadio
Otro ejemplo: M87Visible
IR
Rayos XContinuo
Radio
Profundidad: M81
Clasificación de galaxias (2)
Atendiendo a su morfología en el rango
óptico se clasifican en:
• Galaxias de disco
• Galaxias elípticas
• Galaxias irregulares
El “Diapasón” de Hubble
Galaxias Elípticas
• Grandes “bolas” de estrellas
• Se clasifican de como En donde
n=10(1-b/a)
Es una clasificación “objetiva” pero …(depende del punto de vista)
Galaxias Elípticas
E0 Elliptical
E1 Elliptical
E2 Elliptical
E3 Elliptical
E4 Elliptical
E5 Elliptical
E6 Elliptical
E7 Elliptical
Galaxias Elípticas
Galaxias de Disco
• Formadas por un componente “esferoidal”(Bulbo) + un disco
• Se clasifican con S (espirales con brazos) o S0(sin estructura espiral -> Lenticulares)
• Además, se clasifican como S/S0 (sin barra) o SB/SB0 (con barra)
• Las espirales (tanto S como SB) se clasifican como a,b,c atendiendo a– Concentración de la luz
• Sa -> Muy concentradas Sc -> Poco concentradas– Apertura y definición de los brazos
• Sa -> Brazos “pegados” Sc -> Brazos separados
Galaxias Lenticulares
S0 -> S01, S02, S03
SB -> SB01, SB02, SB03
Galaxias de Disco
Sa Spiral
Sb Spiral
Sc Spiral
SBa Spiral
SBb Spiral
SBc Spiral
Galaxias espirales
ScSab Sb
SbSbc
Galaxias espirales con barraNGC 1365
SBc
SBb SBb
Galaxias Irregulares
El sistema de Yerkes
• Utiliza tres criterios:– Concentración: a, af, f, fg, g, gk, k– Forma: S (espiral), B (barrada), E (elíptica),
I(irregular), R (simetría rotacional), D (envolvente difusa)
– Relación de ejes: 0-7
• Excepción: cD -> Elípticas supergigantes (c), con una envolvente muy extensa (D)que se encuentran normalmente cerca delcentro de cúmulos
El sistema de “de Vacouleurs”• Similar al sistema de Hubble, pero en 3D.• Dentro de cada tipo (E-S0-S-Irr) hay un
espacio 2D para distinguir distintas contribuciones de Barras-Brazos-Anillos
• Incluye nuevos tipos después de Sc:– d -> espirales muy tardías– m -> tipo “Nubes de magallanes”)
• Asigna un número T que indica la posición en el eje horizontal:
E S0 Sa Sb Sc Sd Sm Im
-5 -2 1 3 5 7 9 10
Sistema de “de Vacouleurs”
Sistema de “de Vacouleurs”
Clases de luminosidad
Galaxias enanas
Galaxias “especiales”
• Normalmente incluidas en la clasificación de Irr de Hubble.
• Starbursts: Galaxias de aspecto “raro”. Frecuentemente tiene aspecto “distorsionado” fruto de la interacción.
Galaxias en Interacción
Galaxias “especiales” (II)• AGN: Galaxias con núcleo activo
– Seyfert (1 y 2): Galaxias con líneas anchas deemisión de alta ionización en el núcleo.
– Markarian: Exceso UV.– LINERS: Como Seyferts pero con líneas de
baja ionización.– Radiogalaxias: Fuertes emisoras en radio
(normalmente asociadas a elípticas):• FRI y FRII (distancia de los “hot spots”)• NLRG (S2) BLRG (S1)• Quasars• BL Lacs (Varian rápidamente, Espectro no térmico sin
líneas) y OVVs (muestran líneas anchas)-> blazars– QSO: Parecidos a los quasars pero sin emisión en
radio. Parecidos a Seyfert 1 pero mucho más brillantes.
AGNs
Seyferts
AGNs
Función de Luminosidad• Existen galaxias dentro de
un inmenso rango de luminosidad.
• Su distribución se ajusta a la funcion de Schechter (1976):
Típicamente:*1.6x10-2h3 Mpc-3
L*(B) 1.2x1010h-2L , M*(B) -19.7+5logh -1.1
(L)=( */ L* )(L/ L* )exp(-L/L*)
(M)=(0.4ln10) *100.4(+1)(M*-M)
exp(-100.4(M*-M)
Dependencia del entorno
•Grupo Local:~35 galaxias. 2 S, 33 dE,Irr•Muestra limitada en magnitud: 80% S, 10% S0, 10% E• Cúmulos: Densidad B/M: 40% S, 40% S0, 20% E
Densidad A: 10% S, 50% S0, 40% E
¿Qué pasa a alto z?
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