Propiedades degalaxias de discoPropiedades de

galaxias de disco

Jorge Jiménez VicenteDepartamento de Física Teórica y del

CosmosUniversidad de Granada

MASTER FISYMAT

Galaxias de discoGalaxias de disco

Las galaxias de disco son más complejas

en apariencia que las elípticas:Más variedad morfológica

Estructura con detalles (no tan “suave”)

Variedad en las poblaciones de estrellas (desde estrellas viejas a estrellas en formación) .

Cinemática más compleja

Medio interestelar complicado

Galaxias de disco: ComponentesGalaxias de disco: Componentes

Componentes: El discoComponentes: El disco

Población estelar mixta (estrellas viejashasta zonas de formación estelar)Metalicidad altaOrbitas cuasi-circulares con poca dispersiónRico medio interestelar: gas neutro, gas molecular, polvo, campo magnético, etcBrazos espirales

Componentes: bulbo, barra y núcleoComponentes: bulbo, barra y núcleo

BulboGran variación en metalesAlta densidadSimilar a las galaxias elípticas Dispersión de velocidades importante (v/)1

BarraEstructura de larga duraciónDistrubución de densidad “plana”Asociada con polvo, formación estelar, anillos…

NúcleoZona muy densa (hasta 106M/pc3)Agujero negro supermasivo

Componentes: El haloComponentes: El halo

Existe un halo visible y un halo “oscuro”Brillo superficial muy bajoCompuesto por estrellas de baja metalicidad, cúmulos globulares, enanas, gas muy calienteCasi sin rotación

BulbosBulbosSon, junto con el halo, la parte mas vieja de las galaxias de disco. Muy similares a las elípticas (incluso en las correlaciones tipo FJ, PF, etc…).

Fotometría superficialFotometría superficial

Si representamos el brillo superficialde una galaxia de disco como función delradio galactocéntrico se distinguen claramente el bulbo y el disco.El bulbo se ajusta a una ley de “de Vaucouleurs” como una elípticaEl disco se ajusta a una ley exponencial

I(R)= I 0exp(-R/hR)

Fotometría superficialFotometría superficial

Descomposición bulbo-discoDescomposición bulbo-disco

Fotometría superficial (II)Fotometría superficial (II)

Esta ley es puramente empírica.La constante hR es una longitud “característica” de cada disco. Se llama “escala radial”.Usualmente 1<hR<10 kpc.

El valor de I0 caracteriza el brillo en el centro del disco. Se encuentra que

0(B)~21.65±0.3 Ley de Freeman

Actualmente sabemos que es un efecto de selección.El brillo de la galaxia no continúa indefinidamente, sino que se acaba a un determinado radio. Rt/hR3.6±0.8

La Ley de Freeman: efecto de selección

La Ley de Freeman: efecto de selección

Si seleccionamosgalaxias hasta un brillo límite, encontraremos(erróneamente) laLey de Freeman:•Con >>0 hay muy pocas.•Las de >>0 no las veremos

TruncamientosTruncamientos

Distribución de luz en 2DDistribución de luz en 2D

Distribución vertical de luzDistribución vertical de luzEn la dirección vertical se utilizan diversas funciones.

L(z)=L(z=0)sech2(z/2hz)Basado en un modelo “isotermo”

L(z)=L(z=0)exp(-z/hz)

L(z)=L(z=0)sech(z/hz)

L(z)=2-2/nL(z=0)sech2/n(nz/2hz)Se encuentra que 2/n0.53 (entre la sech y la exp)

hz-> Escala de alturaEn general se admite que hz no depende de R.

Distribución vertical de las distintas poblaciones

Distribución vertical de las distintas poblaciones

Discos gruesosDiscos gruesos• En muchas galaxias la distribución vertical de luz presenta un exceso lejos del plano -> Disco grueso• Se caracteriza por su escala de altura al igual que el disco delgado.• Origen incierto. Posiblemente relacionado con episodios de acrecentamiento.• La Vía Láctea presenta undisco grueso•Las estrellas del disco grueso son, por lo general, más viejas

La distribución globalLa distribución global

La distribución de luz viene dada por:

L(R)=LD(0)exp(-R/hR)sech(-z/hz) +

Ieexp(-7.67((R/Re)1/4-1))

Contribución del bulboContribución del bulboSe define la razón bulbo-disco (o la razón bulbo-total) como:

B/D = 3.57 (Re/Rd)2 (Ie/Id)

B/T = Re2Ie / (Re2Ie + 0.28 Rd2Id )

Esta razón disminuye con el tipo de Hubble:

Type < B / T > < D / B >

E 1.0 0.0

S0 0.57 0.7

Sa 0.39 1.5

Sab 0.32 2

Sb 0.24 3

Sbc 0.16 5

Sc 0.10 10

Scd 0.05 20

Sd 0.02 50

Distintos tipos: colores y contenido en gas

Distintos tipos: colores y contenido en gas

Las galaxias tempranas son más rojas y las tardías más azules (la historia de formación estelar es diferente)También las tardías tienen más gas que las tempranas.

Brazos espiralesBrazos espirales

Pueden ser desde muy bien definidos y simétricos (grand design) hasta de tipo filamentoso (floculent)

Brazos espirales (II)Brazos espirales (II)

Su origen es incierto:

Las GD pueden ser ondas de densidad. Son como “atascos” orbitales. Tal vez inducidos por interacciones.

Las “floculentas” pueden ser por formación estelar que se propaga

Brazos en M51: Grand designBrazos en M51: Grand design

Brazos espirales (III)Brazos espirales (III)

El contraste en luz es mas alto que en densidad real por la formación estelar.

BarrasBarrasAproximadamente el 50% de las galaxias de disco presentan barras.Presentan una relación de ejes 1<a/b<5Son bastante planas (no se ven en galaxias de perfil)Las barras fuertes suelen tener una distribución de luz planaNO son ondas de densidad. Las estrellas “viven” en la barra, que gira de forma solidaria.Se extienden normalmente hasta 80% del CRSe forman espontáneamente (inestabilidad) o por interacción.

Barras: anillos y lentesBarras: anillos y lentes

Barras, anillos y brazosBarras, anillos y brazos

El medio interestelarEl medio interestelar

Aproximadamante el 10-15% de la masa que vemos esta en el ISM (casi todo en forma de gas).El polvo, aunque no es importante en masa es importante por su papel en la absorción de la luzEl gas se encuentra fundamentalmente en cuatro fases:

Gas neutro (HI). T 100KGas molecular (H2). T 10KGas ionizado templado (Regiones HII). T 104KGas ionizado caliente (Visible en RX). T 106K

El halo de rayos XEl halo de rayos X

El polvoEl polvo•Se encuentra fundamentalmente cerca del plano.•Su distribución no es nada homogénea•Muy importante en los procesos de formación estelar

Distribución del polvoDistribución del polvo

El gas molecularEl gas molecular

Representa la fase más densa del medio interestelar (donde tiene lugar la formación estelar)Su distribución radial suele concentrarse hacia el centro, aunque recientemente se le ha detectado en las partes más externasSuele detectarse por las moléculas que acompañan al H2 (usualmente CO)

Distribución de gas molecularDistribución de gas molecular

El gas molecular traza muy bien los brazos espirales y, en general todas las zonas de formación estelar.

El gas ionizadoEl gas ionizado

Proviene fundamentalmente del gas ionizado por la radiación UV de las estrellas.

Regiones HII: “Pelotas” de gas ionizado rodeando las zonas de formación estelar

Gas ionizado difuso: Gas ionizado distribuido por todo el disco. Origen incierto.

Gas ionizado en M33Gas ionizado en M33

Distribución del gas neutroDistribución del gas neutro

El disco de gas neutro es mucho mas delgado que el disco de estrellasEl gas se extiende mucho más lejos que las estrellasSu distribución radial presenta frecuentemente un “agujero” en el centro.Su distribución no es homogénea.

Distribución radial del gasDistribución radial del gas

CO

HI

HI

CO

H2 (CO) traza muy bien laformación estelar, pero no asíel HI

Distribución del gas neutroDistribución del gas neutro

Algunas asimetríasAlgunas asimetrías

Lopsidednes: La galaxia no está bien “centrada”

Warps: La galaxia se dobla por los bordes. Se ve mejor en el gas porque llega más lejos

CinemáticaCinemáticaLas líneas de emisión (H, HI) permiten seguir el movimiento del gas.Permiten calcular la “curva de rotación” de la galaxia (v(R)), que sirve para calcular la masa.Las curvas de rotación son una de las evidencias mas fuertes de la presencia de “materia oscura” en las galaxias de disco:M(<R) v2(R)R

Si v(R)~cte M crece con R !!

Diagrama XV

Anchura de la líneaAnchura de la línea

w

La relación de Tully-FisherLa relación de Tully-Fisher

Las galaxias de disco verifican una correlaciones entre sus parámetros globales similar a las de las elípticas

Si M/RW2 y LI(0)R2 entonce:

L W4I(0)(M/L)-2

L Wn con n~4

La relación de Tully-Fisher (II)La relación de Tully-Fisher (II)

•La relación mejora a longitudes de onda más largas.

•Es muy útil para medir distancias de galaxias lejanas (donde otros métodos no sirven)

MoralejaMoraleja

Las galaxias son, más o menos, como las personas. Cada una es diferente y tiene una historia distinta que contar….