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.

3. 1850 Lord Rose, estructuras espirales.

4. •
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.

5. •
1901 Modelo de Kapteyn

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

11. Clasificación Morfológica de Hubble
Early-type Late-type

12. Las elípticas

13. Y las espirales...

14. ACO 3341, z=0.037

15. El universo en 60 Mpc
30 Mpc

16. El Universo en 300 Mpc
30 Mpc

17. Universo local
(SDSS)
300 Mpc

18. Como Estudiar el Universo Local
Poblaciones estelares
Función de luminosidad
Diagrama Color-Magnitud
Relaciones de escala

19. Poblaciones estelares
+ + + .... =
Observed
Modelos
100
Flujo de acuerdo a la secuencia de Hubble %
t=0
Historia de formación

20. Thomas et al. (2005)
DOWNSIZING
>>> Solamente galáxias de baja masa tienen SF en z ≤ 1
>>> Galáxiasmasivas son formadas en alto redshift

21. Redshift & Lookback time
% Age of the Universe
redshift (z)

22. Arbol de fusiones
tiempo

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

25. Funciones de Luminosidad de 0.2 > z > 1.2
Faber et al. (2007)

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.

29. Relación Color-Magnitud

30. Relación Color-Masa
Huertas-Company et al.2010

31. Relación Color-Masa
Kauffmann et al.2004

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

33. Efecto Butcher-Oemler

34. weight Relaciones de Escala
height

35. El Plano Fundamental de las
Galáxias Elípticas

36. Proyección de Kormendy
Capaccioli, Caon & D’Onofrio (1992)
Familia Brillante
Familia Ordinaria

37. Proyección de Kormendy
wet-mergers
E
dE dry-mergers
gas accretion + stripping

38. Método de Lyman-Break
λ1 ≤ (1+z) 912 Å ≤ λ2
Efectivo:
z>3
Galáxias con Formación estelar

39. ERO: Extremely Red Object
50 % SF galaxies
50 % elipticas pasivas
Observadas en la banda K, R-K>5,

40. ULIRGs
IRAS 19297-0406 (HST)

41. Lyman Break Galaxies (LBG)
cB58 (z=2.7)
MS1512+36 (z=0.37)

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

46. Fusiones
ANTENNAE-IR
(WIRC/Palomar)
HST

47. Di Matteo, Springel & Hernquist (2005)

48. SN feedback inhibe la formación estelar
en halos de baja masa
M82

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)

50. Ambientes densos son hostiles a la SF
Field
Lewis et al (2002)

51. • Ram-pressure stripping (Gunn & Gott 1972)
• Collisions / harassment (Moore et al. 1995)
Kenney et al 2004

53. Gracias