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4.2 Galaxias Normales y su Distribución Espacial • tipos de galaxias (elípticas, lenticulares, espirales, irregulares) ╴

4.2 Galaxias Normales y su Distribución Espacial • tipos de galaxias (elípticas, lenticulares, espirales, irregulares) ╴ su apariencia y composición • su distribución en el espacio ╴ métodos para determinar distancias ╴ grupos, cúmulos de galaxias,

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4.2 Galaxias Normales y su Distribución Espacial • tipos de galaxias (elípticas, lenticulares, espirales, irregulares) ╴

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  1. 4.2 Galaxias Normales y su Distribución Espacial • tipos de galaxias (elípticas, lenticulares, espirales, irregulares) ╴su apariencia y composición • su distribución en el espacio ╴métodos para determinar distancias ╴grupos, cúmulos de galaxias, filamentos y “grandes muros” alrededor de vacíos • la masa de galaxias, grupos y cúmulos de galaxias ╴métodos para medir la masa ╴masa en grupos, cúmulos ╴masa faltante y su naturaleza • la formación de galaxias y de estructuras a gran escala INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  2. desde Hubble 1923 (distancia vía * * variables) hasta los conceptos modernos: HUBBLE ULTRA DEEP FIELD (HUDF) • imagen de2.4’ x 2.4’ (rastreos POSS/SERC cubren todo el cielo = 12.7 millones de veces el área) • texp = 280h con el telescopio espacial de Hubble (800 exposiciones entre Sep’03 y Ene’05) en 4 filtros: azul, verde, rojo, IR cercano • mlim = 30m 4 109 más “profundo” que simple vista POSS, SERC mlim = 20m - 21m • Ngal≃ 1500 → universo contiene ~1011 galaxias por cada 1’ x 1’ a t = 1/3 edad del universo INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  3. Imagen más profunda jamás tomada (Hubble) Es la suma de 800 fotos Texpos = 11.3 días = 106 s Sept ’03 a Ene ’05 campo de 3’ x 3’ (1/10 de Luna llena) Se distingue casi 10 mil galaxias las más débiles y más rojas son las más distantes (jóvenes) 2.4΄ x 2.4΄ en constelación Fornax (J033230.0−274710) N E 1 arcmin = 60" Distribución más aleatoria que en campos grandes INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  4. pregunta: ¿ galaxias / nebulosas = parte de la galaxia ? Immanuel Kant (filósofo, 1724 – 1804) “La analogía de nebulosas con nuestro sistema de estrellas indica un acuerdo perfecto con el concepto que estos objetos elípticos son “islas” universos, i.e., Vías Lácteas.” Catálogos de galaxias 1781 Charles Messier = “cazador de cometas” → Messier catalog : 110 nebulosas (M1 … M110) • excluye estrellas: luz en un área con bordes bien definidos • incluye nebulosas: borrosas, con brillo superficial más débil, y estructura en la superficie ⇒ contiene los cúmulos estelares y galaxias más brillantes y espectaculares: p. e.: M 31 = Andrómeda y M 32 (vecina de M 31) J. Herschel 1869: catálogo de 4000 nebulosas y cúmulos estelares Proctor & Water 1873: nebulosas EVITAN Vía Láctea, y cúmulos estelares estan en la Vía Láctea INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  5. M8 M20 Los 110 objetos de Messier: 35 son galaxias externas a la Vía Láctea M31 M32 M33 M110 Pleiades M51 M82 M87 M104 INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA M110 (vecina de M31)

  6.  Herschel concluye que “nebulosas” son parte de Vía Láctea 1888 New General Catalog (NGC) por Dreyer (1895) 1885 +1908 Index Catalog (IC) I + II ⇒13 200 nebulosas catalogadas (7840 NGC +5386 IC) • diferenciación entre cúmulos de estrellas, y nebulosas gaseosas ⇔ “galaxias espirales” ⇒ pero su naturaleza queda con gran controversia • Charlier ~1920: “espirales” sólo están fuera del plano Galáctico •“Gran Debate” 1920: H.Curtis propone que nebulosas espirales son galaxias externas, contra H.Shapley (espirales = parte de V.L.) 1923 Edwin Hubble (usando telescopio 100” =2.5m de Mt. Wilson): ⇒ curvas de luz de cefeidas en M31, M33 y NGC 6822 (miembros del Grupo Local) ⇒ observa cefeidas con ≃18 mag → variables y galaxias deben estar muy lejos, afuera de la Galaxia. INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  7. Clasificación de Galaxias de Hubble ⇒ identificación de galaxias a ojo: • bordes borrosos, mayoría alargadas • cúmulo de galaxias a vrad = 6900 km/s ≙ 90 millones pc (Mpc) → prácticamente todos los objetos son galaxias, cada uno con billones de ** ; en imagen de Coma: algunas 100, galaxias lejos del plano galáctico • cúmulo de COMA: rico, con miles de galaxias, ligado gravitacionalmente, mayoría de galaxias son elípticas • dos galaxias gigantes al centro (cD = E gigante) • NGC 4874: una de 2 galaxias centrales del cúmulo de COMA preferencialmente galaxias tipo E en centros de cúmulos ricos espirales más frecuente en las periferias de cúmulos INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  8. Cúmulo de galaxias en COMA (Abell 1656) • Estrella Galáctica de frente • Imagen terrestre (28’ x 19’) NGC 4889 NGC 4874 ambas galaxias cD = E gigante Hubble Space Telescope INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  9.  1924 Hubble empezó a clasificar galaxias usando fotografías obtenidas con el 2.5 m telescopio de Mt. Wilson, California. tipos básicos : • elípticas E • lenticulares S0 ( “S cero”) • espirales S • espirales barradas SB • irregulares Irr (p.e. LMC y SMC) Esquema de clasificación de “tuning fork” (diapasón) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  10. Esta clasificación se usa todavía, pero con algunos detalles más! Es una clasificación visual : NO es física, NI implica secuencia de evolución Diapasón de Hubble alternativo aparte de E0 → E7 distingue dos tipos de E (aquí para E4): INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  11. Galaxias Espirales Galaxias vistas de frente (de “cara”) o “face-on” M104 = el “Sombrero” Sa de canto ∅=8.5’ V + IR de canto o “edge-on” alabeo (warp) polvo emite en IR V IR INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA polvo absorbe en V 4 filtros 3.6 - 8μm

  12. M33 (Sc): vecina de M31 (a 14o) ∅= 1.2o≈ 30% de M31 en dos imágenes distintos: INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  13. Galaxias espirales(p.e. Vía Láctea, Andrómeda = M31, NGC 1566 • ⇒espirales tienen: • disco aplanado con brazos espirales • • bulbo alrededor del centro • • halo extenso de estrellas débiles • filamentos de polvo (especialmente visto de canto) • • ρ* = N*/pc3 más denso en el centro • Sa → Sb → Sc … depende de • Sab Sbc • tamaño del bulbo / tamaño del disco • • enrollamiento de los brazos • • cantidad de polvo, gas • • Sa: bulbo grande; brazos largos/lisos/finos, enrollados muy • cercanos poco polvo y gas • • Sb: bulbo mediano; brazos más abiertos, más polvo y gas • • Sc: bulbo pequeño; brazos muy abiertos, y poco definidos; • mucho polvo y gas; menos regulares, más grumosos INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  14. • estrellas en el disco tipo A → G ⇒< luz blanca > … en los brazos: O → B ⇒ < luz azul > • disco rico en gas/polvo: formación estelar + nebulosas de emisión, ** O, B etc. ⇒ galaxias espirales no necesariamente son jóvenes, pero todavía tienen gas para continuar su formación estelar ⇒ inclinación i = ángulo entre línea de vista y eje polar orientación = ángulo de posición (PA) del eje mayor (N →E) ambas NO tienen direcciones preferenciales; inclinación varía entre a “de frente (cara)” (i=0o) . . . de canto (i=90o) cuya clasificación es fácil . . . difícil ⇒ M81: galaxia Sb, d = 3.6 Mpc, más brillante de un grupo cercano imágenes en visible UV, X, Hα, FIR, Rcont (20cm), R (21cm) → revelan diferentes componentes de ** gas, polvo, formac. ** INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  15. M31: la galaxia de Andrómeda halo bulbo M32 M32 disco M110=NGC 205 NGC 205 = M110 halo 15 pc Doble núcleo (inexplicado) Muestra los colores típicos de las componentes de espirales INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  16. Galaxias espirales barradas ⇒ son similares a las galaxias espirales normales, con disco aplanado con brazos espirales; bulbo en el centro; y un halo extenso de ** débiles; ρ* mayor en el centro pero: tienen una barra alargada de materia estelar e interestelar más extendida y alargada que el bulbo INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  17. Otros ejemplos para galaxias barradas (SB) (como antes pero en otra imagen) V = 1000 km/s m(B) = 10.8 mag V = 1580 km/s m(B) = 11.1 mag V = 1050 km/s m(B) = 10.5 mag INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  18. • brazos espirales salen de los dos extremos o cerca de ellos • subdivisión a . . . c igual como para espirales pero con la notación B: SBa → SBb → SBc (enrollamiento de brazos y tamaño relativo entre bulbo y disco determinan la subclasificación) ⇒ ¡ Notese ! • no hay ningún ejemplo de SB de canto → SB de canto: difícil de ver dónde se acaba la barra y empieza el brazo → SB: se requieren estudios detallados de movimientos orbitales ⇒ hoy sabemos: el bulbo de nuestra galaxia es algo alargado ⇒ Vía Láctea es de tipo SBb o SBc ⇒ S y SB son químicamente y físicamente similares INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  19. Galaxias Elípticas forma de isofotas: “boxy” 3C295 (z=0.464, blanco) con halo de rayos X (rojo) m = 20.2 mag M84 (v=1000 km/s) en grupo m(B) = 10.0 mag M49 (v=900 km/s) en cúmulo Virgo m(B) = 9.2 mag INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  20. Galaxias elípticas (E) − tienen forma redonda/elíptica: no tienen brazos espirales − no tienen estructura interna, distribución de luz muy suave − ρ* aumenta fuertemente hacia el núcleo − su forma (proporción entre eje mayor y menor) determina su clasificación entre E0 (esférico) → E1 → … E7 (alargado): donde el número N en EN es N= 10 * e , donde e = elipticidad = 1 – (dmen/Dmay)  0.0 (redondo)....1.0 (línea) Dmay : dmen = 1.0 : 1.0  e = 0.0  clasificación = E0 Dmay : dmen = 1.0 : 0.3  e = 0.7  clasificación = E7 en ppio. e = 0 ... 1 implica un rango de E0 a E10, PERO • NO existen E’s más aplanadas que E7 (i.e. con e > 0.7), diferente a espirales que son “superdelgadas”: D/d ~ 100 (serían “E10”) (además tienen mucho gas y materia faltante) Para espirales no se usa elipticidad “e” sino el “axis ratio”=D/d  D/d sólo nos indica su inclinación, ya que de cara siempre son redondas INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  21. Forma 3-D de elípticas es “triaxial” = elipsoide con a ≠ b ≠ c • parece haber más prolatos (a > b=c) que oblatos (a=b > c) • • elípticas normales : más luminosas, grandes y masivas que S • E0 → E7 :M* ≲ 1012 M⊙ ; Diámetro ≲ Mpc • • elípticas enanas: (dE = “dwarf ellipticals) • menos luminosas, menos grandes y masivas que S • dE0 → dE7, N╴M ≳ 106 M⊙, Diám = x kpc • a veces con núcleo pequeño muy brillante • ⇒E, dE clase diferente: evidencia observacional que tienen • evolución y contenido estelar (población) diferente. dE son ~10 veces más numerosas que las E normales, pero: la suma de E’s son más masivas que la suma de dE’s • elípticas (E y dE) tienen muy poco gas y polvo → no hay formación reciente de estrellas ╴excepcto en interacciones o fusión con otras espirales INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  22. • órbitas: no hay rotación coerente, no hay órbitas preferenciales: órbitas son aleatorias y muy excéntricas • población: estrellas viejas y rojas con masa baja ⇒ como halo exterior en espirales (E = “todo halo”) ⇒ elípticas perdieron su gas durante la fase inicial de su formación M110 = NGC 205: E5, E nucleado en Grupo Local (LG) dE5, satélite de M31 en LG ∅ = 22’ x 11’, m = 8.72 (Chaisson “Astronomy” lo identifica erroneamente con M32) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  23. M32 (E2) m=8.73 ∅=9' “Estrellas” más brillantes = cúmulos globulares INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  24. Galaxias lenticulares S0 (“S cero”) tipo intermedio entre elípticas y espirales S0 : • tienen bulbo y disco • NO tienen brazos espirales, ni polvo ni gas SB0 : • además tienen una barra Dos ejemplos para galaxias tipo S0 sin barra: con barra: V=1700 km/s V=1700 km/s • diap. 2 galaxias en Virgo muy cercanas: ASP Gal 4 N4649 = M60 : S0 con cambio abrupto en el ↓ perfil de luz Gal 11b N4647 → Sc INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  25. M82 en rayos X M82 en visible V = 600 km/s m(B)=10.1 / 12.3 V=260 km/s m(B)=9.1 mag Galaxias Irregulares: NGC 4449 en visible V = 210 km/s m(B)=9.8 No encajan en ninguno de los otros tipos morfológicos INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  26. Las dos galaxias irregulares más cercanas SMC : V = 177 km/s m(B)=2.75 mag diám. 5.3o LMC: V = 300 km/s m(B)=0.90 mag diám. = 10.8o SMC LMC Tipo SBm INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  27. Galaxias irregulares (Irr) dos tipos: Irr I = espiral malformada (más frecuente) Irr II = apariencia explosiva o filamentaria (más raro) ⇒irregulares: • sin estructura regular (brazos, bulbo) • formación estelar fuerte (lleno de ** O,B, SN) • mucho gas y polvo ⇒ más pequeñas que S M ~ 108 – 1011 M⊙ más masivas que dE ⇒ las más pequeñas: • enanas (pero con gas y forma→grumosa) • más numeroso que S (NI≃ NdE) ⇒ dE, Irr: normalmente alrededor de galaxias S o E normales o gigantes INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  28. ⇒ a r = 50 kpc (LMC) y d = 80 kpc (SMC) ya orbitaron varias veces a la Vía Láctea → interacción gravitacional con Vía Láctea • puente de HI entre Vía Láctea y SMC, LMC (gas de LMC, SMC atraido por V.L.) • “warp” (alabeo) de la distribución del gas en las regiones exteriores de la Vía Láctea Otro ejemplo de una galaxia con un “warp”: VLT (ESO Chile) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  29. Arp 259 = HCG 31; v=4037 km/s Galaxias peculiares Muchas galaxias no se pueden clasificar morfológicamente : p.e.: galaxias en interacción, catálogo de H. Arp: Atlas of Peculiar Galaxies; Pequenas peculiaridades morfológicas son frecuentes en galaxias normales (denotadas como “pec” en catálogos). Arp 107 = VV233a v=10000 km/s Arp 149 = IC 803 v=8000 km/s INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  30. Propiedades de los tipos de galaxias: INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  31. Características promedios de galaxias de distintos tipos morfológicos espirales elípticas irregulares M (M◉) 109 – 1012 105 – 1013 108 – 1011 Diámetro (kpc) 5 – 50 1 – 200 1 – 10 Luminosidad (L◉) 108 – 1011 106 – 1011 107 - 2 109 Magn. abs. vis. -15 … -22.5 -9 … -23 -13 … -20 Población estelar viejo+joven viejo viejo+joven Tipo espectr. ** A … K G … K A … F Razón masa/luz 2 - 20 100 1 ⇒ “tuning fork” (diapasón) de la clasificación de Hubble: similitudes en morfología, visual ⇒ no es una secuencia de evolución (como diagrama HR para **) • galaxias no cambian de tipo excepto tras perturbación o fusión (más fácil S  E; E  Epec (~S) por fusión con S) • hay galaxias aisladas de todos tipos • problemas de masa INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  32. La distribución de galaxias en el espacio ╴requiere distancias para “mapear” su distribución en 3-D (1) Cefeidas: relación P-L ⇒ distancias hacia el cúmulo de Virgo Cefeidas en M100, galaxia espiral en el cúmulo Virgo a d~18 Mpc: pulsación en brillo por factor F = 2  Δm= 2.5 lg 2 = 0.75m sobre m=26m; período ~ 50 días sólo posible con el HST hasta distancia máxima ~ 20 Mpc !! Cefeidas en M100, galaxia espiral en Virgo observado por HST INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  33. Para distancias más grandes se requiere Candelas estándar: = objetos con luminosidades bien determinadas, a partir de: - de curvas de luz (p.e.: Cefeidas, novae, SN) - identificación visual inambigua (p. e. cúmulos globulares, PN = nebulosas planetares, galaxias principales en cúmulos) Y además … - calibración de objetos cercanos con distancias conocidas - luminosidad alta (para verlos a gran distancia) - dispersión pequeña en luminosidad intrínseca (p. e. Δm = 1 ⇒ factor en dist. = 1.58) (2) GCs (cúmulos globulares): función de luminosidad ~ Gaussiana ⇒ galaxias mayores: tienen más GCs, pero con la misma luminosidad máxima: Mabs=-6.5 INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  34. (3) Nebulosas planetarias (PN): función de luminosidad “termina” en mag. abs. máxima de Mabs(500.7nm) = −4.48 (4) SN I : tienen curva de luz característica : Curvas de luz de supernovas I y II • muy brillante en su máximo ( MB≃ -19.5; con mobs≲ 18.0  m-M = 37.5 ⇔ d ≲ 300 Mpc • máximo en luminosidad siempre es igual (σ pequeño) ╴enana blanca acrecentando materia: siempre explota con M ≥ 1.4 M⊙: empieza fusión de carbón en su centro ╴independiente de su evolución anterior • requiere programas extensos para detectar SN y determinar su curva de luz; observando dist. (d) y vrad⇒ determinar H0 INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  35. (5) Relación de Tully – Fisher (TF): descubierto por los radioastrónomos Tully y Fisher en 1976 • relación entre velocidad rotacional máxima y luminosidad (masa: Mtot = R ∙ v2/G, con <M/L > = const.) • tiene dispersión relativamente pequeña • fácil de observar y determinar con la línea de 21 cm de hidrógeno neutro con radiotelescopios Radio- telescopio INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  36. • radiación del gas observado en un haz del radiotelescopio • ensanchamiento (Δv) de la línea de HI → brillo absoluto M con magnitud aparente m → derivar distancia d • frecuencia central  velocidad “sistémica” (por ley de Hubble) • ajustes: ╴corrección para galaxias no visto de canto (i < 90o) ╴magnitudes en infrarrojo cercano (NIR, p.e. banda “H”): menos afectado por extinción Mabs(H) = −10.0 log10 (2 vrot,max/sin i) + 3.61 • relación TF utilizable hasta dmax≲ 200 Mpc (por la disminución del flujo con la distancia) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  37. Relaciones de Tully-Fisher infrarrojas (banda H) para grupos cercanos de galaxias. Abscisa : ΔV = 2 vmax sin i Ordenada: mag. aparente en H (Aaronson & Mould 1983, ApJ, 265, 1) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  38. (6) La relación de Faber – Jackson: Dn – σ • relación similar a TF, pero para elípticas (desde ~1980) • Dn = diámetro angular de una elíptica hasta una isofota • de brillo superficial μ = 20.75m/arcsec2 en banda B (azul) • μ≠ f(distancia)  Dn ~ 1/distancia •  D funciona como “regla estándar” (no candela estándar) • σ = dispersión de velocidad de las estrellas de la elíptica • (del ensanchamiento de líneas en espéctros ópticos) • σindica velocidades orbitales aleatorias de ** en el pozo del • potencial de la galaxia: crece con su diámetro ~ tamaño real • log10 Dn = 1.333 log10σ + C • donde C = f(distancia, p.e. de un cúmulo de galaxias) • NO hay calibradores primarias para E’s brillantes  sólo • sirve para distancias relativas entre un cúmulo y otro: • lg D1 – lg D2 = C1 – C2 d2/d1 = D1/D2 = 10C1-C2 • • observación del tamaño aparente ⇒ distancia d INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  39. Gráfica logarítmica de los diámetros Dn (en ") y las dispersiones de velocidad (en km/s) para los cúmulos de Virgo y de Coma (Dressler et al. 1987, ApJ, 313, 42) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  40. ⇒ quinto escalón en las medidas de distancia datos sobre miles de galaxias ⇒ su distribución en el universo cercano INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  41. Grupos de galaxias → cúmulos → supercúmulos • (1) – distribución de las galaxias cercanas (d ≲ 1 Mpc) • • Vía Láctea + M31 + M33 = galaxias espirales dominantes • más ~ 40 galaxias enanas (dE e I) • enanas están muy cercanas a las galaxias grandes • ⇒ las galaxias están unidas gravitacionalmente • (similar a cúmulo de **, pero 1 millón de veces más grande) • • grupos de galaxias: N ≃ 4-5 grandes . . . 100 en total • diámetro ≲ 1-2 Mpc • Grupo Local: el grupo de ~45 galaxias incluyendo la nuestra • Grupos de galaxias: - preferencialmente espirales y enanas • - suelen ser ligados gravitacionalmente INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  42. El Grupo Local (a escala)∅≈ 2 Mpc ≃ 6 millones de años luz Total de ~45 galaxias: pocas S, resto son dE e Irr Aquí: espirales en azul dE en rojo Irr en blanco Plano de nuestra galaxia Distancia entre M31 y Galaxia ≈ 20 x diámetro de la Galaxia (estrellas en una galaxia están a ≈ 30 millones de veces su diámetro) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  43. (2) distribución de galaxias hasta d ≲ 4 Mpc: • varios grupos similares a LG (unas espirales grandes con enanas más numerosas en su alrededor) • conectados por filamentos de galaxias definiendo bordes entre regiones vacías de galaxias Coordenadas “supergalácticas” (centro hacia cúmulo de Virgo) con su plano aproximadamente ┴ plano Galáctico INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  44. (3) – distribución de galaxias hasta d ≲ 20 Mpc: • • gran concentración de galaxias: cúmulo de Virgo • • región central : • llena de E y S • • cúmulo ligado por • autogravedad • • N ~ 2500 galaxias • miembros, • distancia ~17 Mpc • radio ≲ 3 Mpc • ∅~ 20o en el cielo • aquí: 3.2o x 3.2o M90 m=10.2 M84 m=10.0 M86 m=9.8 M89 m=10.7 M87 m=9.4 INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  45. (4) distribución de galaxias hasta (d ≲ 30 - 40 Mpc): → conjunto del cúmulo Virgo, otros cúmulos pequeños, grupos y filamentos en Supercúmulo local: • estructura ligeramente aplanada hacia el (“plano supergaláctico”) Diám ~ 30-40 Mpc • cúmulo Virgo en centro Grupo Local en borde • M ≃ 1015 M⊙, Ngal~ n * 10000 INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  46. Supercúmulo Local: Cada uno de los 2200 puntos = 1 galaxia, con Vía Láctea en el centro (vista de canto). Su polvo oscurece la vista en el plano Galáctico y resulta en dos regiones de forma “V” (conos oscurecidos) (6) distribución a escalas más grandes:  Ley de Hubble INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  47. (5) Distribución de galaxias hasta r ≲ 200 Mpc: • mayoría de galaxias en cúmulos que se agrupan en supercúmulos (∅ ~ varios 10 Mpc . . . 100 Mpc) • cúmulos ricos se encuentran frecuentemente en los centros de supercúmulos (o en vértices de filamentos de galaxias) • mayoría de galaxias están en cúmulos o grupos, pero existen galaxias aisladas (“del campo” = field galaxies) Arp 319 = HCG 92 Stefan’s Quintet V=6450 km/s Galaxias en interacción Arp 320 = HCG 57 Copeland’s Septet V=9110 km/s INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  48. Supercúmulo Local y más allá: distribución 3-D relativo al plano supergaláctico en coordenadas cartesianas: SGX (Virgo = 0) SGY ( Virgo) SGZ (vertical) o a veces esféricas: sgl = longitud sgb = latitud SGZ > 0 30 Mpc SGY sgl=90° −SGY sgl=270° SGX sgl=0° INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA SGZ < 0

  49. NGC6872 (VLT) m=12.6 ∅=210 kpc IC 4970 Pavo II Cluster (Abell S0805) V=4167 km/s Cúmulos ricos en espirales pero dominados por una elíptica central: ambos a d~55 Mpc Pavo I Group V=4107 km/s INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  50. Cúmulo de Perseo (Abell 426) rico en espirales, 5370 km/s d ~ 85Mpc INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

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