CÚMULOS DE GALAXIAS

GRUPOSESTRUCTURA A GRAN ESCALA

•Una gran parte de las galaxias se encuentra en grupos y cúmulos•Los grupos y cúmulos se mantienen por gravedad•Propiedades básicas:

•Grupos: ~ 3 – 30 galaxias•Cúmulos: ~ 30 – 1000 galaxias•Tamaños: ~ 1- 10 Mpc•Contienen a menudo muchas galaxias enanas•~ 3000 cúmulos catalogados

•Los cúmulos son las estructuras más masivas y más grandes que pueden observarse a distancias cosmológicas

PROPIEDADES:

•Son estructuras virializadas•Simetría esférica, normalmente•Densidad superficial de galaxias: perfil de King•Proporción de tipos: E:S:S0 = 3:2:4

•Velocidades típicas ~ 1000 km/s•Masas ~ 1014 – 1015 M

2 2 10( ) (1 / )cr r r

CONSTITUYENTES:

•Estrellas intracúmulo: luz difusa débil 10-15% del brillo total estrellas arrancadas por marea (?)

•Gas caliente: T ~ 107 – 108 K rayos X n ~ 10-3 cm-3

L ~ 10-2 – 10-4 L(opt) M(gas) ~ 5M(estrellas)

no es primordial (metalicidad ~ 0.3) mergers calientan el gas

•Materia oscura: M ~ 4 M(gas+estrellas)

Riqueza

•Parámetro de riqueza R definido por el número de galaxias que hay en un cúmulo con magnitud aparente entre m3 y m3 + 2, siendo m3 la magnitud de la tercera galaxias más brillante del cúmulo.

cD dominated

•Algunos cúmulos tienen en su centro una galaxia de tipo E supergigante, cD que poseen un gran halo extenso y débil.

Núcleos múltiplesCanibalismoMergers

Masa de los cúmulos (idea):

•Puede estimarse la masa de un cúmulo mediante medidas cinemáticas.•A partir del tiempo de cruce tc ~ R/σ ~ 109 años, se deduce que un cúmulo está ligado gravitacionalmente (tiempo de Hubble H0

-1 ~ 1.3 × 1010 años) y puede aplicarse el teorema del virial:

2

2 0

1 1;

2 2i j

i ii i j ij

T V

GmmT m v V

r

definiendo masa total M, dispersión en velocidad v2 y radio gravitacional rG:

1

2 2 21; ; 2 i ji i i G

i i i j ij

mmM m v m v r M

M r

Se obtiene:22

2 ; ; 2

G

G

r vM GMT v V M

r G

Cúmulo de Coma

Masa de los cúmulos a partir de la emisión en rayos X:

•Puede estimarse la masa de un cúmulo con observaciones en rayos X•Se supone:

simetría esférica equilibrio hidrostático ley de los gases perfectos

•de aquí:

•Así que midiendo T(r) y ρ(r) se obtiene M(<r)

2

( ) ( )dp GM r r

dr r

H

kTp

m

2log log( )

d d TM r A r T

dr dr

Masa de los cúmulos a partir de la emisión en rayos X:

•A partir de espectroscopía en rayos X puede determinarse la emissividad del gas y, de ahí, la temperatura y la densidad.

1/ 2 2 exp( / ) log( / )eBT N h kT kT h

Resultados:

•M(tot) ~ 5×1014 - 5 ×1016 M

•M(vis) = 5 – 10% M(tot)

•M(gas) = 10 – 30% M(tot)

Y de aquí, la M/L es del orden de 300.

M (galaxias) ~ 5 – 10% M(tot)

Evolución de las galaxias en un cúmulo:

•En un cúmulo de galaxias, donde hay gas caliente intracúmulo y la densidad de galaxias favorece interacciones entre ellas, la evolución de una galaxia es diferente de la de una galaxia de campo.•Un hecho observacional que refleja esto es el Efecto Butcher-Oemler (BO):

•en cúmulos de alto redshift hay un exceso de galaxias AZULES respecto a la de cúmulos cercanos

Butcher & Oemler 1978, ApJ, 516, 647Butcher & Oemler 1984, ApJ, 285, 426

Evolución de las galaxias en un cúmulo:

• Cambios en la morfología y SFR con z• Las galaxias azules son de tipo S y están en las afueras del

cúmulo• Interacciones y mergers• Diferente densidad alrededor de las galaxias....• Etc.

Procesos físicos que pueden afectar la evolución de una galaxia:

1. Stripping por presión: el gas es empujado fuera de la galaxia por la presión del gas intracúmulo

2. Interacciones galaxia-galaxia3. Harassment: transformación de S en E por interacciones

sucesivas que van sacando el gas de la galaxia

Evolución de las galaxias en un cúmulo:

Stripping:

Si la presión del gas IC excede la energía del gas IS de la galaxia, ésta puede perder el gas. Los tiempos de cruce son ~Gyr asi que una galaxia espiral típica puede perder el gas en unos pocos Gyr

Evolución de las galaxias en un cúmulo:

Interacciones galaxia-galaxia:

Evolución de las galaxias en un cúmulo:

Harassment:

~30% de la energía de ligadura

Multiples pasadas van transfiriendo energía a los discos.Pérdida de gas.Cambios de morfología.

EL GRUPO LOCAL

• Es un grupo de 39 galaxias incluyendo la Via Láctea y Andromeda

– Tamaño: ~1 Mpc

– 5 más brillantes (M31, VL, M33, LMC, IC10)

– 3 Espirales (VL, M31, & M33)

– 22 Elipticas (4 pequeñas Es & 18 enanas)

– 14 Irregulares de varios tamaños (LMC, SMC)

• Masa total ~ 5x1012 M

SUPERCÚMULOS

• Son cúmulos de cúmulos– Tamaño: ~50 – 100 Mpc

– 90-95% de espacio vacio

– Estructura filamentosa

• Masa total ~ 1015 – 1016 M

EL SUPERCÚMULO LOCAL

EL SUPERCÚMULO LOCAL

•Centrado en el cúmulo de Virgo (~17 Mpc de distancia)

•Tamaño ~ 30 – 50 Mpc

•Masa ~ 1015 M

•Alargado, achatado

•M/L ~ 550 (mucha materia oscura!)

VACIOS FILAMENTOS Y PAREDES

•Filamentos: cadenas muy largas de supercúmulos•Vacios: burbujas de ~ 20-50 Mpc con ~ 5 veces menos galaxias

LA “GRAN MURALLA”

150 Mpc de longitud60 Mpc de alto5 Mpc de grosor Masa ~ 2×1016 M

ORIGEN DE LA ESTRUCTURA A GRAN ESCALA

•Fluctuaciones de densidad después de la inflación (10-35 s después del Big Bang•Materia oscura es necesaria