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Astronomía ExtragalácticaCap. 4: Galaxias espirales y lenticulares

Profesor: Sergio A. Cellone

Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas

Universidad Nacional de La Plata, Argentina

curso 2015

Cap. 4: Galaxias espirales y lenticulares

1 Distribución de brillo superficial

2 La secuencia de las galaxias de disco

3 Distribución de poblaciones estelares

4 El gas

5 Cinemática - dinámica

6 La estructura espiral

7 Barras

Característica distintiva de las S y S0

Disco estelar notable y extendido

↓galaxias de disco

Esferoides - discos

(Avi

la-R

eese

2006

)

MB . −18

Esferoides - discos

(Avi

la-R

eese

2006

)

MB & −18

El discoDeterminación de la inclinación

cos2(i) =(1− ε)2 − q2

0

1− q20

ε: elipticidad (medida)q0 = 0.11→ 0.20: achatamiento intrínseco

(Courteau, S. 1997, AJ, 114, 2402)

Perfil de brillo superficial

NG

C73

31(S

b)

Perfil de brillo superficial

banda I → µ(r = 0) ' 15 mag arcsec−2

µ(r = 300′′) ' 25 mag arcsec−2

µcielo ' 19.9 mag arcsec−2

I(r = 0) ' 100× IcieloI(r = 300′′) ' 0.01× Icielo

Componentes estructuralesLentes

(Prieto et al. 2001, A&A 367, 405)

Componentes estructuralesLentes, barras elíptica y planas, anillos

Ilens(r) = I0,lens

[1−

(r

r0,lens

)2]

(r ≤ r0,lens).

Ibar(x , y) = I0,bar

√1−

(x

abar

)2

−(

ybbar

)2

, (1)

Ibar(r) =I0,bar

1 + er−αβ

,

Iring(r) = I0,ring e−12

( r−r0,ringσ

)2

.

El disco

I(r , z) = I(r)e−|z|hz (hz ≈ 0.1 hr )

UGC 7321 (Sd)(“superdelgada”)

NGC 55 (SBm)

El discoLa ley de Freeman

(Freeman, 1970, ApJ, 160, 811)

µ0(B) ' 21.7 mag arcsec−2

para 28/36 galaxias S (RC)

¿Astrofísica o efecto de selección?

El discoLa ley de Freeman

µ0 . 22 mag arcsec−2

⇓

r24 es máximo

Espirales LSBMalin 1

(Bothun, Impey, Malin, 1987, AJ, 94, 23)


(Bothun, Impey, Malin, 1987, AJ, 94, 23) (Barth, 2007, AJ, 133, 1085)

Espirales LSB

El bulbo

Elipsoide; contenido estelar:• población estelar vieja• y de alta metalicidad

NGC 3115 M 104 M 33 SMCS0 Sa Sc Im

El bulboNGC 5054 (Sb) - NGC 1365 (SBbc)





4 El gas



7 Barras

La relación bulbo - disco

a lo largo de la secuencia de Hubble:

• decrece la fracción BD

• aumenta la s.f.r. (en el disco)

La secuencia de galaxias de disco

Caracterísica S0 – Sa Sd – Sm

Brazos espirales @ o apretados abiertosColor – TE rojo: ? G tardía azul: ? F tardíaB − V 0.7→ 0.9 0.4→ 0.8Estrellas jóvenes pocas relativ. muchasRegiones HII pocas, pequeñas muchas, luminosasGas poco muchoM(HI)/LB . 0.05→ 0.1 ∼ 0.25→> 1LB (1→ 4)1010L� (< 0.1→ 2)1010L�I0 alto bajoM(< R) (0.5→ 3)1011M� (< 0.2→ 1)1011M�

Rotación dV (R)R alta dV (R)

R bajaB/D alta baja

Espectros ópticos

(Ken

nicu

tt19

92) galaxia S0

Espectros ópticos

(Ken

nicu

tt19

92) galaxia Sa

Espectros ópticos

(Ken

nicu

tt19

92) galaxia Sb

Espectros ópticos

(Ken

nicu

tt19

92) galaxia Sc

Espectros ópticos

(Ken

nicu

tt19

92) galaxia Sm

Clasificación cinemática

(Cap

pella

riet

al.2

011,

MN

RA

S,4

16,1

680)





4 El gas



7 Barras

Distribución de poblaciones estelares

(del

Río

&C

epa,

2003

,A&

A,4

00,4

21)

U BV RI B − I

NGC 157(SABbc)


(del

Río

&C

epa,

2003

,A&

A,4

00,4

21)

U BV RI B − I

NGC 895(Scd)


Región central de M 100 (NGC 4321) en óptico (HST, izq.) enbanda K (2.2µm) (centro) y en Hα (der.) + contornos K .

Regiones de formación estelarObservaciones en ultravioleta lejano

ultravioletalejano(UIT)λ = 1521 Å

óptico

Scd Sc Sb

Regiones de formación estelarObservaciones en ultravioleta lejano

M 94(Sab)

FUV (UIT) λ = 1521 ÅNUV (HST) λ = 2300 Å(Waller et al. 2001, AJ, 121,

1395)





4 El gas



7 Barras

Regiones de formación estelarEmisión Hα

(Kna

pen

etal

.,20

02,M

NR

AS

,337

,808

)

NGC 2903 (SBd)


(Kna

pen

etal

.,20

02,M

NR

AS

,337

,808

)

NGC 3982 (SABb)


(Kna

pen

etal

.,20

02,M

NR

AS

,337

,808

)

NGC 1300 (SBbc)


(Kna

pen

etal

.,20

02,M

NR

AS

,337

,808

)

NGC 4314 (SBa)

Relación Hα - tipo de Hubble

(Kennicutt & Kent 1983, AJ, 88, 1094)

Relación Hα - FIR

(Devereux & Young 1990, ApJ, 350, L25)

Espectros de fuentes térmicas y no térmicas

Síntesis de abertura

Hidrógeno neutroDistribución espacial

Hidrógeno neutroDistribución espacial

NG

C89

1

Hidrógeno neutroAnillos polares





4 El gas



7 Barras

La curva de rotación

Vr (R, i) = Vsis + V (R) sen(i) cos(ψ)

La curva de rotaciónDiagrama de araña

4πG ρH(r) =V 2

H

r2 + σ2H

NGC 7331

Diagrama dearaña


NGC 7331

V (R) ≈ cte ⇒ V (R)R es decreciente

⇒ rotación diferencial


MOdified NewtonDynamics(MOND)(Bottema et al. 2002, A&A

393, 453)

La relación Tully-Fisher





4 El gas



7 Barras

Tipos de espirales

NGC 2903 (Sc)grand designBrazos bien definidos

NGC 7793 (Sbc)flocculentVarios fragmentos de brazos

Espirales tipo “grumoso” (flocculent)

Formación estelar estocástica autopropagada (SSPSF)(Gerola & Seiden 1978, ApJ, 223, 129)

Espirales tipo “gran diseño” (grand design)

(Cop

yrig

hted

,199

8–

2006

byN

ick

Stro

bel)

Espirales tipo grand design

cos {m [φ+ f (R, t)]} = 1

1tan i

=

∣∣∣∣R ∂φ

∂R

∣∣∣∣ = ∣∣∣∣R ∂f∂R

∣∣∣∣i (pitch angle) Sa: 〈i〉 ' 5◦ → Sc: 10 < i < 30◦

Espiral cinemática

La onda espiral

¿Qué es lo que mantiene la onda?

• fuerza interna debida a barra enrotación

• galaxia compañera

La onda espiral

(Sellwood, J. A. 2011, MNRAS, 410, 1637)

Ondas de densidad

Ondas de densidadResonancias de Lindblad

Ondas de densidadGas - polvo





4 El gas



7 Barras

Barras

Bibliografía del capítulo:

• Galaxies in the Universe: An Introduction,Linda S. Sparke & John S. Gallagher III (CambridgeUniversity Press, 2nd. Edition, 2000).

• Galactic Astronomy,J. Binney & M. Merrifield (Princeton University Press,1998).

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