CÚMULOS DE GALAXIAS
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CÚMULOS DE GALAXIAS ! GRUPOS! ESTRUCTURA 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 MŸ! Σ(r ) = Σ 0 (1 + r 2 / rc2 ) −1 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 múltiples! Canibalismo! Mergers! 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:! 2T + V = 0 1 Gmi m j V =− ∑ 2 i ≠ j rij 1 T = ∑ mi vi2 ; 2 i definiendo masa total M, dispersión en velocidad á⟨v2ñ⟩ y radio gravitacional rG:! M = ∑ mi ; i Se obtiene:! v2 = 1 M ∑m v ; 2 i i i M 2 T= v ; 2 ⎛ mi m j 2 rG = 2M ⎜ ∑ ⎜ i≠ j r ij ⎝ 2 GM V =− ; rG ⎞ ⎟⎟ ⎠ −1 ⇒ M= rG v 2 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: ! dp GM (< r ) ρ (r ) =− dr r2 q simetría esférica! kT ρ q equilibrio hidrostático! p= q ley de los gases perfectos ! mH • de aquí: ! ⎡ d log ρ d log T ⎤ 2 M (< r ) = A ⎢ + rT ⎥ dr ⎦ ⎣ dr • Así que midiendo T(r) y ρ(r) se obtiene M(<r)! 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.! κν = BT −1/ 2 Ne2 exp(−hν / kT ) [log(kT / hν )] Resultados:! M (galaxias) ~ 5 – 10% M(tot)! ! • M(tot) ~ 5×1014 - 5 ×1016 MŸ! • M(vis) = 5 – 10% M(tot)! • M(gas) = 10 – 30% M(tot)! Y de aquí, la M/L es del orden de 300.! 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, 647! Butcher & 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-galaxia! 3. 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:! Multiples pasadas van transfiriendo energía a los discos.! Pérdida de gas.! Cambios de morfología.! ! ~30% de la energía de ligadura! 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 MŸ SUPERCÚMULOS! • Son cúmulos de cúmulos – Tamaño: ~50 – 100 Mpc – 90-95% de espacio vacio – Estructura filamentosa • Masa total ~ 1015 – 1016 MŸ EL SUPERCÚMULO LOCAL! EL SUPERCÚMULO LOCAL! • Centrado en el cúmulo de Virgo (~17 Mpc de distancia)! • Tamaño ~ 30 – 50 Mpc! • Masa ~ 1015 MŸ! • 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 longitud! 60 Mpc de alto! 5 Mpc de grosor Masa ~ 2×1016 MŸ! 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!
