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El zoo cósmico:
una descripción
de nuestro
Universo
Almudena Alonso Herrero
Instituto de Estructura de la Materia, CSIC
COSMOCAIXA, 2007
El espectro electromagnético
Ventanas atmosféricas
Longitud de
onda (m)
Rayos X duros
Nombre
Ondas radio
Fuentes
emisoras
Frecuencia
(Hz)
Energía
(eV)
Microondas
Infrarrojo
Ultravioleta
Rayos X blandos
Rayos γ
Unidades y símbolos en Astrofísica Extragaláctica
Unidades de longitud de onda (λ
λ):
1µm = 10-6m
1Å=10-4µm=10-10m
Unidades de frecuencia (ν
ν):
1Hz=1s-1
Unidades de energía (E):
1eV=1.6 x 10-12 erg
Unidades de distancia (d):
1 parsec (pc)=3.3años luz=3.1 x 1028cm, 1kpc=103pc, 1Mpc=106pc
Unidades de temperatura (T):
T(K)=T(oC) + 273
Otras unidades:
Luminosidad solar: 1L☼ = 3.83 x 1033 erg s-1
Masa solar: 1M☼ = 1.99 x 1033 g
λmax
Emisión de cuerpo negro
Región galáctica fría,
T=60K, λmax=48µm
(IR)
Región joven en
Orion, T=600K
λmax=4.8µm (IR)
El Sol, T=6000K
λmax=4800Å (visible)
λ (m)
La ley de Wien relaciona la temperatura
de un objeto con la longitud de onda a la
que emite la mayor parte de su radiación:
λmax (cm) = 0.29/T(K)
Cúmulo de estrellas
jóvenes Omega
Centauri, T=60000K
λmax=480Å (UV)
frecuencia (Hz)
El catálogo de Nebulosas de Messier
Inicialmente publicado por Charles Messier en
1781 con 103 objetos
SUPERNOVAS
M1: La nebulosa del
Cangrejo
CÚMULOS
ESTELARES
JÓVENES
M45: Las Pléyades
GALAXIAS
M51: Una galaxia en interacción
M31: Andrómeda, una galaxia
como la Vía Láctea
Los Comienzos de la Astrofísica Extragaláctica (I)
A principios del siglo XX astrónomos como H. Shapley, H. Leavitt, etc utilizaron las propiedades de
estrellas variables para determinar el tamaño de nuestra Galaxia.
Las estrellas Cefeidas presentan una relación entre el período de sus pulsaciones y su luminosidad
indicadores de distancias
Hipótesis de Shapley (1920): las estrellas
Cefeidas de los cúmulos globulares se
comportan como las Cefeidas locales
Período
Brillo
Tamaño (diámetro) de la Galaxia=30kpc
El Sol está a 8kpc del centro galáctico
Luminosidad (L☼)
tiempo (días)
10000
Cefeidas
1000
RR Lyrae
100
0.5
1
10
Período (días)
Centro
galáctico
Sol
x
Cúmulos
globulares
8kpc
100
30kp
c
30kpc
Plano
galáctico
Los Comienzos de la Astrofísica Extragaláctica (II)
Edwin Hubble en 1929 descubrió la relación empírica entre la distancia y la velocidad
para 46 ¨nébulas¨ usando medidas de velocidades suyas y también de Sliper, Humason,
y otros:
v=H0*d
Hubble inicialmente estimó:
H0= 500 kms-1Mpc-1
Las últimas medidas del fondo de
microondas con WMAP
proporcionan:
H0=74 (+/-4) kms-1Mpc-1
velocidad (km/s)
H0 se denomina constante de Hubble
(pendiente de la recta)
Distancia (pc)
Ver e.g. (en inglés) http://www.aip.org para más información sobre la historia de la astrofísica extragaláctica moderna
Observaciones de Cefeidas en la galaxia M100
Actualmente las observaciones de estrellas Cefeidas se realizan en otras galaxias diferentes de la
nuestra llegándose a observar este tipo de estrellas variables hasta distancias de unos 16 Mpc!
Observaciones realizadas con el
HST en 1994 de estrellas Cefeidas
en M100. La Cefeida que se
muestra aquí tiene un período de
unas 7 semanas.
Cefeidas medidas en
approximadamente 20 galaxias
proporcionan:
H0=70+/-7 kms-1Mpc-1
Componentes de nuestra Galaxia
El bulbo y el halo
El bulbo y el halo tienen simetría esférica. El bulbo tiene un diámetro de aproximadamente
4kpc y el halo de unos 30kpc.
No contienen grandes cantidades de gas y polvo
no hay formación estelar reciente
Contienen una distribución uniforme de estrellas rojas que son viejas
Los cúmulos globulares:
•Simetría esférica
•Contienen millones de estrellas
•Son viejos (no contienen estrellas
azules de tipo O y B)
• Se formaron probablemente en las
primeras épocas de la vida del
Universo
El disco
El disco tiene una escala de altura de 4kpc y un diámetro de unos 30kpc.
Contienen grandes cantidades de gas y polvo
formación estelar reciente
Contienen una distribución de estrellas jóvenes y masivas (tipos OB) y estrellas viejas, y
regiones de formación estelar intenso
Los cúmulos abiertos y
regiones HII:
•Simetría esférica
•Grandes cantidades de gas y polvo
•Contienen millones de estrellas
•Son jóvenes (contienen estrellas
azules de tipo O y B)
• Se forman en épocas más tardías
de la vida del Universo
Estructura Espiral y Formación Estelar
Los brazos espirales están hechos no sólo de
nubes interestelares sino también de objetos
jóvenes tales y como estrellas de tipo O B
(calientes y masivas), cúmulos abiertos y
regiones HII.
Estrellas O B
Polvo
Región HII
Estrellas
viejas
Los brazos espirales que se observan en
nuestra Galaxia y otras galaxias espirales son
ondas de gas donde se produce compresión
que genera formación estelar a medida que
este material se mueve a través del disco
galáctico.
Brazo espiral
Rotación brazo
Movimiento diso
El núcleo de la Vía Láctea: emisión en radio
El Centro Galáctico fue descubierto por
Jansky en 1933 cuando estudiaba el efecto de
fuentes de 1pc
radiación estática en las
comunicaciones en radio transatlánticas
El núcleo de la Vía Láctea: estrellas
1pc
Óptico
IR
Movimiento de las estrellas
(1000km/s) alrededor de Sgr A*
(centro de la Galaxia, agujero negro?)
Grupos de Galaxias: El Grupo Local
Andrómeda
Vía Láctea
30kpc
1Mpc
El supercúmulo de Virgo (r
< 100.000.000 años luz)
10 millones
años luz=3Mpc
Grupo
Local
Clasificación morfológica de galaxias:
La secuencia de Hubble
Espirales (78%)
Lenticulares
Sin
barras
Elípticas (18%)
Bulbos mayores, menos gas y polvo, brazos espirales más cerrados
Aparencia más esférica
Barradas
Irregulares (4%)
Irr
Resumen de Propiedades de galaxias según su morfología
Morfología
Contenido
estelar
Gas y polvo
Formación
estelar
Espirales/Espirales
Barradas (S, SB)
Elípticas (E)
Irregulares (Irr)
Disco plano de gas y
estrellas, con brazos
espirales, y bulbo
Estrellas distribuidas en un No tienen estructura
volumen esférico (E0) o
ordenada
elipsoidal (E1-E7)
Disco contiene estrellas
jóvenes y viejas
La mayor parte de las
estrellas son viejas
Halo estrellas viejas
Estrellas jóvenes
(mayoritariamente)
y viejas
Discos contienen gran
cantidad de gas y
polvo, mientras que el
halo no
Pequeñas cantidades de
gas y polvo
Abundantes
cantidades de gas y
polvo
Formación estelar en
los brazos espirales
Sólo formación estelar en
Formación estelar
las zonas nucleares y no en intensa
todas las galaxias E
Imágenes en colores (verdaderos o falsos)
Imagen obtenida con la cámara ACS
en el Hubble Space Telescope
(HST) en color creada con tres
filtros:
F814W en 8140Å
F555W en 5550Å
F435W en 4350Å
Más imágenes con el HST: http://hubblesite.org
Clasificación de Galaxias: Colores
Usando colores y luminosidades podemos clasificar miles o millones de galaxias
Galaxias rojas: tipos
morfológicos tempranos
(E, S0) y poblaciones
estelares viejas
Galaxias azules: tipos morfológicos
tardíos (S y SB) y poblaciones
estelares jóvenes
Luminosidad
Clasificación de Galaxias: Líneas de Emisión (I)
Líneas de hidrógeno: Hα, Hβ
Líneas de otros elementos: baja excitación : [OI] (O0), [NII] (N+), [SII] (S+)
requieren menor energía para excitar los elementos
alta excitación: [OIII] (O++) requieren mayor energía
para su excitación
Continuo: emisión de estrellas + gas
Hα
α
Galaxia con formación estelar
flujo
[NII]
Hβ
β
[OIII]
[OI]
Longitud de onda (Å)
[SII]
Clasificación de Galaxias: Líneas de Emisión (II)
Galaxias
activas
[NII]/Hα
α=1, log[NII]/Hα
α=0
Más excitación
[OIII]/Hβ
β=4, log[OIII]/Hβ
β=0.6
Líneas de alta excitación más
intensas
Galaxias con
formación estelar
LINER
Más excitación
[NII]/Hα
α=0.5, log [NII]/Hα
α=-0.3
[OIII]/Hβ
β=1, log [OIII]/Hβ
β=0
Líneas de baja excitación más intensas
Un viaje a través de espectro electromagnético de
galaxias: Andrómeda
El espectro electromagnético
Ventanas atmosféricas
Longitud de
onda (m)
Rayos X duros
Nombre
Ondas radio
Fuentes
emisoras
Frecuencia
(Hz)
Energía
(eV)
Microondas
Infrarrojo
Ultravioleta
Rayos X blandos
Rayos γ
Emisión en Rayos X en M51
Óptico
Rayos X blandos: Gas caliente en cúmulos
de galaxias pero también en galaxias
individuales
Agujeros Negro Masivo Activo:
Luminosidades por encima de 1010L☼ sólo
pueden ser producidas por acreción de
materia por un agujero negro
Más imágenes en rayos X: http://chandra.harvard.edu/press,
http://xmm.vilspa.esa.es
Binarias masivas de rayos X:
Material de una estrella normal
cae hacia el disco de acreción de
su estrella de neutrones
compañera
Rayos X
blandos:
0.5-2keV
medios:
2-4keV
duros:
4-8keV
Emisión Óptica de una galaxia en interacción
La Antena
El nacimiento de estrellas en cúmulos estelares:
Una parte de una nube de gas y polvo se hace
inestable, se fragmenta, colapsa y forma estrellas.
Las estrellas más masivas y calientes excitan el gas
que las rodea: región HII, pero existen todavía
grandes candidades de gas y polvo.
Las estrellas más masivas evolucionan más
rápidamente, algunas estrellas explotan como
supernovas, otras (estrellas OB) tienen vientos
estelares intensos lo que produce ondas de
choque en expansión.
Estas ondas pueden volver a producir
inestabilidades y producir una segunda
generación de estrellas.
Eventualmente
todo el gas se
consume y/o se
expulsa y el
cúmulo estelar se
hace ¨visible¨.
Emisión Infrarrojo Cercano en la Antena
El infrarrojo cercano sufre aproximadamente 1/5 parte la extinción del visible lo cual
permite penetrar regiones con formación estelar jóvenes con grandes cantidades de polvo.
En esta la galaxia los cúmulos estelares y
regiones HII más oscurecidos se encuentran:
núcleos de las galaxias
la zona de interfase de interacción
El rango espectral infrarrojo es además más
sensible a la emisión de estrellas
evolucionadas como las estrellas gigantes
rojas y supergigantes rojas.
La vida de una estrella similar a nuestro Sol: colores y tamaños
Estrella tipo G,
en la secuencia
principal
Enana blanca,
el último estado
en la vida de la
estrella
Protoestrella,
antes de entrar
en la secuencia
principal
Estrella gigante
roja, 70 veces
mayor que en la
secuencia principal
Emisión Infrarrojo Medio y Lejano de NGC300
Imagen óptica muestra las estrellas, cúmulos estelares
y las zonas de formación estelar más jóvenes
Gas ionizado
(Hα) o regiones
HII traza la
localización de
las estrellas más
jóvenes, calientes
y masivas
Más imágenes del satélite infrarrojo Spitzer:
http://www.spitzer.caltech.edu
Emisión de polvo. A 24µ
µm emite el
polvo más caliente, es decir asociado
con las estrellas más jóvenes y
calientes. A 70µ
µm emite el polvo más
frío calentado por estrellas más viejas, y
con una distribución más extensa
24µm
70µm
Emisión en Radio en M82
M82 contiene una gran cantidad de
fuentes de radio intensas debido a la
gran cantidad de formación estelar
masiva: restos de supernovas (SNR)
radio y regiones HII
SN 43.32+592 es una de las fuentes
radio más intensas en M82 y tiene la
forma clásica de una SNR que se está
expandiendo libremente con una
velocidad de entre 9000 y 11000km/s!!
1986
1997
1998
2001
2005
Supernovas: el final de la vida de estrellas masivas
Supernova Tipo-I:
sistema binarios,
indicadores de
distancia propiedades
son muy uniformes
Supernova Tipo-II:
estrellas masivas
aisladas, las SN
detectadas en radio
en galaxias cercanas
son de este tipo
Cassiopea A: resto de SN. La estrella central
explotó hace 325 años, y lo que se observa
ahora es material expulsado tras la explosión
que está en expansión
24µ
µm
Optico
rayos X
blandos
rayos X
duros
El descubrimiento de las Galaxias Activas (I)
Las primeras observaciones de observaciones de ¨nebulosas espirales¨ a principios del siglo
XX descubrieron que una galaxia, NGC1068, tenía un espectro marcadamente diferente del
de otras ¨galaxias normales¨, hecho que también Hubble en su estudio de la distancia frente
a la velocidad constató.
Galaxias Seyfert
El primer estudio sistemático de galaxias activas (AGN) fue realizado en 1943 por Carl
Seyfert mediante observaciones ópticas.
Algunas características, como sus distancias (> galaxias normales) y sus luminosidades de
sus núcleos llevaron a C. Seyfert a sospechar que no eran galaxias como la Vía Láctea,
aunque ¨morfológicamente¨ residan en galaxias espirales de tipos tempranos
La galaxia NG5728 vista desde tierra y su
zona central con el HST en la que se
observa material que quizás sea iluminado
por la presencia de grandes cantidades de
radiación originada en el núcleo de la
galaxia.
El descubrimiento de las Galaxias Activas (II)
Radiogalaxias
Al final de la 2 Guerra Mundial
varios grupos en el Reino Unido y
Australia empezaron los estudios
sistemáticos del cielo en ondas radio.
En particular muchos de los objetos
más brillantes se conocen por el
nombre asignado por el Third
Cambridge Catalog (3C) publicado
en 1959.
Quásares (=quasi-stellar objets)
En 1960 los astrónomos detectaron una fuente óptica puntual que parecía estar asociada a
la radiofuente 3C48 y obtuvieron un espectro que contenía líneas de emisión muy anchas y
desconocidas. En los años siguientes se observaron otras fuentes radio y en 1963 el
espectro de 3C273 mostraba líneas de hidrógeno con velocidades de 48000km/s de origen
cosmológico que situaban a esta fuente a unos 640Mpc desmonstrando claramente que
estos objetos no eran estrellas sino galaxias muy lejanas!
Propiedades de Galaxias Activas (I)
Emiten grandes cantidades de energía:
L(AGN) = 1 a 104 *L(galaxia)
Estas grandes cantidades de energía se emiten en regiones muy pequeñas con tamaños
<1pc3 (tamaño típico de una galaxia es de unos 30kpc en diámetro!)
En los objetos más luminosos
(e.g., QSOs) la energía del
núcleo activo (o AGN) puede
ser mayor que la energía
emitida por la galaxia que lo
alberga. Habitualmente en
imágenes ópticas el AGN
aparece como una fuente
puntual muy brillante
Imágenes ópticas del HST de quásares
Propiedades de Galaxias Activas (II)
Distribuciones espectrales de energía diferentes de las galaxias con formación estelar
Mrk421 (AGN): mayor
parte de la energía se emite
en rayos X y gamma
IRAS
óptico
Rayos-X
M101 (formación estelar): mayor
parte de la energía se emite en el óptico/IR
Log frecuencia (Hz)
Propiedades de Galaxias Activas (III)
Espectros diferentes: líneas anchas debido a movimientos rápidos del gas (1000km/s)
alrededor del objeto central
Propiedades de Galaxias Activas (IV)
Variabilidad
Más información sobre propiedades de AGN: http://www.astr.ua.edu/keel/agn
La fuente de energía de los AGN: Agujeros Negros
Jet
Líneas de campo
magnético
Disco de
acreción
10-4 pc
El modelo más aceptado para explicar los
AGN es un agujero negro masivo en el
cual el material que cae forma un disco de
acreción que permite que este material
alcance el agujero negro. Este material en
el disco de acreción se calienta a grandes
temperaturas debido a procesos de fricción
y emite gran cantidad de rayos X (y otras
longitudes de onda).
El proceso de acreción es muy eficiente en
convertir la materia que cae en energía que
se emite en todo en rango del espectro
electromagnético.
Un modelo para AGN
1−10pc
Modelo
Los agujeros negros responsables de los
fenómenos energéticos de los AGN están
rodeados de grandes cantidades de gas
(produce las líneas de emisión tan
intensas en los espectros ópticos) y polvo.
El polvo está en una configuración
toroidal que puede llegar a ocultarnos la
presencia de dichos AGN y que además
colima los jets que se observan
habitualmente en radio galaxias.
Observaciones de la radio
galaxia NGC4261 desde
tierra y con el HST
Masa Agujero Negro (M☼)
Relación entre los agujeros negros y galaxias
Observaciones radio de
NGC4258 han mostrado la
existencia de nubes en un disco
de 0.2pc de radio rotando
alrededor del núcleo de la
galaxia.
Masa estelar (M☼)
Las galaxias más masivas albergan agujeros
negros más masivos. La relación se extiende
incluso a cúmulos globulares.
Galaxias Infrarrojas Ultraluminosas y la
formación de QSO
Formación estelar
intensa
Pico
IR
QSO oscurecido
QSO visible
Durante el proceso de interacción el gas que inicialmente
estaba en los discos de las galaxias se canaliza hacia el
centro de las galaxias al mismo tiempo que las galaxias se
fusionan.
Grandes cantidades de gas y
polvo se acumulan en los
centros produciendo intensa
formación estelar y finalmente
la aparición de un agujero negro
¡La vida del Universo en una diapositiva!
Big-Bang
∞)
(z=∞
Primeras
galaxias z>6?
Hoy (z=0)
Galaxias en el Universo Distante: el Hubble
Ultra-Deep Field (HUDF)
Aproximadamente 10000 galaxias detectadas en una exposición con HST/ACS de 11.3 días!
Galaxias
Espirales de
gran diseño
relativamente
cercanas
Galaxias en
interacción
cuando el
Universo tenía
una edad
intermedia
Modelos de formación de galaxias
Colapso Monolítico
Agregación jerárquica
Protogalaxias masivas se formaron en
las fases tempranas del Universo, tras
un colapso rápido del medio
intergaláctico, y una formación estelar
rápida dio lugar a las estrellas de los
halos. En algunos casos el gas pierde
momento angular, reradia energía y
permite la creación de discos
Las galaxias primordiales se fueron
formando a partir de agregación de halos
pequeños de materia oscura. Algunas
estrellas se forman inicialmente en
cúmulos globulares, pero la mayor parte
de la formación estelar se produce en los
discos formados tras el colapso de los
halos
Surgió para explicar las propiedades de
nuestra Galaxia, en particular las
diferencias en metalicidades y edades
de las estrellas del halo y del disco
Las galaxias elípticas observadas hoy en
día son el producto final de la colisión de
dos o más galaxias espirales
Agregación jerárquica de Galaxias
El Quinteto de Stephan: un
ejemplo en el Universo Local
de un grupo de galaxias
Simulación de la formación de una galaxia
más masiva a partir de galaxias individuales
14Gyr (hoy)
Masa en
estrellas
Evolución de galaxias
4Gyr
2Gyr
Hoy en día la mayor parte de la
densidad de masa estelar está en
galaxias elípticas.
Elípicas
espirales
Cuando el Universo era joven (2Gyr)
la masa estelar estaba dividida
equitativamente entre elípticas y
espirales
La mayor parte de la formación
estelar ocurrió cuando el Universo
tenía entre 1 y 8Gyr de edad.
Producción
de estrellas
Desplazamiento al rojo
La tasa de formación estelar (M☼ que
se forman por año) hoy en día es sólo
un 10% de la que había en el
Universo hace 8Gyr
Las galaxias más lejanas detectadas en el óptico
Las galaxias aquí marcadas tienen edades correspondientes a cuando el Universo tenía
una edad aproximadamente equivalente al 20% de la edad actual (=13.7Gyr).