Efectos Ambientales en la Evolución de Galáxias

Carlos A. Molina,

Observatório do Valongo, UFRJ.

Sociedad Julio Garavito2011

MS 0735

•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.

Historia.

1850 Lord Rose, estructuras espirales.

• 1888 New general Catalogue. Dreyer.• 1900 Cornelius Easton sugiere que la vía láctea es espiral y que el sol está alejado del centro del patrón.

• 1901 Modelo de Kapteyn

•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

• 1913 Vesto Slipher descubre la sorprendente velocidad de recesión de las nebulosas espirales.

• 1914 Slipher mide la rotación nebulosa. NGC 4594.

El Gran debate 1920 (La escala del Universo)

Harlow Shapley: calcula la distancia a los cúmulos globulares a 15-20 kpc del centro de la vía láctea, siendo que ella tendría un diámetro de 100 kpc (300.000 a.l.). (1917) Mt. Wilson.

Van Maanen había medido la rotación de algunas espirales,si tuvieran diametros mayores que 5kpc tendrían vel. superluminosas

• Heber Curtis: la vía láctea es pequeña y las nebulosas están muy lejos.

• Novas en Andromeda son más débiles que las observadas en la VL-> más distantes

• El tamaño de la vía láctea es del orden de 30.000 a.l.

"Here is the letter that has destroyed my universe.“S hapley 1923

Hubble calculó una distancia a andromeda de 900.000 a.l.

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.

Hubble y la “solución definitiva”

Ley de Hubble

Clasificación Morfológica de Hubble

Early-type Late-type

Las elípticas

Y las espirales...

ACO 3341, z=0.037

30 Mpc

El universo en 60 Mpc

30 Mpc

El Universo en 300 Mpc

Universo local (SDSS)

300 Mpc

Como Estudiar el Universo Local

Poblaciones estelares

Función de luminosidad

Diagrama Color-Magnitud

Relaciones de escala

Historia de formación

+ .... =++

Modelos

Observed

Poblaciones estelares

%

t=0

100Flujo de acuerdo a la secuencia de Hubble

DOWNSIZING>>> Solamente galáxias de baja masa tienen SF en z ≤ 1>>> Galáxiasmasivas son formadas en alto redshift

Thomas et al. (2005)

Redshift & Lookback time

redshift (z)

% A

ge o

f th

e U

nive

rse

tiem

po

Arbol de fusiones

Función de luminosidad

Representa la densidad numérica de galáxias por intervalo de magnitud ySirve para:

•Estimar la luminosidad total del Universo contenida en gáláxias

•Estimar la función de correlación en tres dimensiones

•Corregir efectos de selección

Función de luminosidad

Faber et al. (2007)

Funciones de Luminosidad de 0.2 > z > 1.2

Mr

(u

-r)

SDSS (Baldry et al. 2004)

Rojas Galáxias Pasivas

Azules Star-forming galaxies

Diagrama Color-Magnitud (Galaxias)

Valle verde AGN (Mateus et al. 2006)

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

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.

Relación Color-Magnitud

Relación Color-Masa

Huertas-Company et al.2010

Relación Color-Masa

Kauffmann et al.2004Kauffmann et al.2004

Efecto Butcher-OemlerEn 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

Efecto Butcher-Oemler

Relaciones de Escala

height

weig

ht

El Plano Fundamental de las Galáxias Elípticas

Capaccioli, Caon & D’Onofrio (1992)

Proyección de Kormendy

Familia Brillante

Familia Ordinaria

Proyección de Kormendy

E

dE dry-mergers

wet-mergers

gas accretion + stripping

λ1 ≤ (1+z) 912 Å ≤ λ2

Método de Lyman-Break

Efectivo:z > 3Galáxias con Formación estelar

Observadas en la banda K, R-K>5,

ERO: Extremely Red Object

50 % SF galaxies50 % elipticas pasivas

ULIRGs

IRAS 19297-0406 (HST)

Lyman Break Galaxies (LBG)

cB58 (z=2.7)

MS1512+36 (z=0.37)

mergers

rotatingdisks

Estudio Cinemático de Galáxias en z ≈ 2

Mdyn ≈ 1010−11 M

SFR ≈ 150 M yr−1

Shapiro et al. (2008)

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

Y que observamos...

Espirales son resultado de colapsos y elípticas de interacciones

La formación estelar es limitada por el ambiente y SN-feedback

Cattaneo et al. (2010)

STAR FORMING GALAXIESConducción de gas a través de la red cóscica

Dekel et al. (2010)

Simulaciones de formación de galáxias

ANTENNAE-IR(WIRC/Palomar)

HST

Fusiones

Di Matteo, Springel & Hernquist (2005)

M82

SN feedback inhibe la formación estelaren halos de baja masa

Función de masa estelar

With shock-heating With SN-feedback Baryons trace DM Full model

Halo Mass Function en un Universo CDM (Cattaneo et al. 2010)

Lewis et al (2002)

Ambientes densos son hostiles a la SF

Field

• Ram-pressure stripping (Gunn & Gott 1972)

• Collisions / harassment (Moore et al. 1995)

Kenney et al 2004

Gracias