Procedimientos para la planificación en los Centros Educativos tipo V ( multi...
Efectos ambientales en la evolución de galáxias..
1. Efectos Ambientales en la Evolución de
Galáxias
Carlos A. Molina,
Observatório do Valongo, UFRJ.
Sociedad Julio Garavito
2011
MS 0735
2. Historia.
•
1612 Simon Marius reporta la primera observación de Andrómeda
con telescópio.
•
1654 Catálogo de Nebulosas Giovanni Baptista de Hodierna.
•
1716 Edmund Halley, Lucid spots like clouds.
•
1750 Modelo de la concha de Tomas Wright.
•
1755 Emmanuel Kant, Universos Islas.
•
1755 Nicolás Lacaille, catálogo con 42 nebulosas.
•
1781 Catálogo de Messier. 103 objetos difusos.
•
1786 Catálogo (1500) y modelo de Hershel sobre la vía láctea.
6. 1908 Henrietta Leavit descubre la
•
relación Período - Luminosidad de las
cefeidas,Delta cefei es el standard.
Variaciones de magnitud entre 0.35 y
•
1.35 magnitudes.
Fueron descubiertas en 1784 por John
•
Goodricke
7. • 1913 Vesto Slipher
descubre la
sorprendente velocidad
de recesión de las
nebulosas espirales.
• 1914 Slipher mide la
rotación nebulosa. NGC
4594.
8. El Gran debate 1920
(La escala del Universo)
Harlow Shapley: calcula la distancia a los
cúmulos globulares a 15-20 kpc del • Heber Curtis: la vía láctea es pequeña
centro de la vía láctea, siendo que ella y las nebulosas están muy lejos.
tendría un diámetro de 100 kpc
(300.000 a.l.). (1917) Mt. Wilson. • Novas en Andromeda son más débiles
que las observadas en la VL-> más
Van Maanen había medido la rotación de distantes
algunas espirales,si tuvieran diametros
mayores que 5kpc tendrían vel. • El tamaño de la vía láctea es del orden
superluminosas de 30.000 a.l.
9. Hubble y la “solución
definitiva”
"Here is the letter that has destroyed my
universe.“
S hapley 1923
Hubble calculó una distancia a andromeda de
900.000 a.l.
10. Hubble y la “solución definitiva”
"Here is the letter that has destroyed my
universe.“
S hapley 1923
Hubble calculó una dis tancia a andromeda de
900.000 a.l.
Ley de Hubble
23. Función de luminosidad
Representa la densidad numérica de galáxias por intervalo de magnitud y
Sirve para:
•Estimar la luminosidad total del Universo contenida en gáláxias
•Estimar la función de correlación en tres dimensiones
•Corregir efectos de selección
26. Diagrama Color-Magnitud (Galaxias)
Rojas Galáxias Pasivas
Valle verde AGN (Mateus et al. 2006)
(u-r)
Azules Star-forming galaxies
Mr
SDSS (Baldry et al. 2004)
27. Bimodalidad en la Relación Color-Magnitud
La existencia de la
relación Color-Magnitud
(C-M) en galáxias early-
type fue descrita por
Baum (1959): Galáxias
elípticas más brillantes
parecen más rojas
indicando el predominio
de poblaciones estelares
de tipo I (viejas).
Galáxias early-type en
cúmulos, describen
tambien la llamada
secuencia roja (RS) en el
diagrama C-M siendo una
relación lineal que varia
su inclinación de forma
suave en redshifts bajos
e intermedios (z< 0.5).
Lopez-Cruz et al. 2004
28. Relación Color-Magnitud
La existencia de una secuencia roja tambien en alto
redshift apunta el hecho de que las galáxias en las
regiones más densas en el centro de los cúmulos
evolucionaron pasivamente desde redshifts z≥2,
siendo poblados por galáxias early-type
preferiblemente elípticas.
La relación C-M depende tanto de la edad de las
galáxias como de la variación de la metalicidad
debida a las tazas de formación estelar.
El estudio de la variación en la inclinación de la
relación C-M con el redshift permite vincular la
época de formación de las galáxias en los cúmulos
(Gladders et al. 1998). En cuanto la dispersión en el
color vincula la historia de la población estelar.
32. Efecto Butcher-Oemler
En contraste con el caso del universo local, cúmulos en alto
redshift presentan un exceso de población de galáxias azules
(Butcher-Oemler,1978).
La persistencia de galáxias tipo S0 en redshifts menores
podría sugerir una conexión evolutiva con galáxias late-type
(Larson et al. 1980, Fasano et al.2000).
La fracción de galáxias azules tiene tambien correlación con el
estado dinamico de los cúmulos: virializados-> menos azules.
Haines et al 2009
42. Estudio Cinemático de Galáxias en z ≈ 2
mergers
SFR ≈ 150 M yr−1
Mdyn ≈ 1010−11 M
rotating
disks
Shapiro et al. (2008)
43. Preguntas:
Galáxias masivas son formadas en alto z
Función de luminosidad nocoincide con CDM-Halos
Las galáxias azules se convierten en rojas por AGN
Elipticas no tienen una función de escala única
La mayoria de las SFG no vienen de fusiones
44. Y que observamos...
spirales son resultado de colapsos y elípticas de interacciones
a formación estelar es limitada por el ambiente y SN-feedbac
Cattaneo et al. (2010)
45. Simulaciones de formación de galáxias
Dekel et al. (2010)
STAR FORMING GALAXIES
Conducción de gas a través de la red cóscica
49. Función de masa estelar
Full model
Baryons trace DM
With SN-feedback
With shock-heating
Halo Mass Function en un Universo CDM (Cattaneo et al. 2010)
