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Alberto Manrique Oliva ICC, UB Contenidos I. Las galaxias hoy II. La estructura a gran escala del Universo III. Formación de estructura IV. Escenario jerárquico de formación de galaxias •  V. Galaxias y medio intergalácHco • 
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I.Las galaxias hoy: morfologías y distribución Morfologías: ElípHcas (E) M87 en el centro de cúmulo de Virgo Morfologías: Espirales (S) M100, también en el cúmulo de Virgo Morfologías: Espirales (S) Galaxia del Sombrero, constelación de Virgo Morfologías: Irregulares (Irr) Gran nube de Magallanes, en el Grupo Local Agrupamientos: grupos (≈10) Grupo compacto de Hickson HCG 87 Agrupamientos: cúmulos (≈102-­‐103) Cúmulo de Coma Cartografiado de galaxias: 2mass 2MASS: (1997-­‐2001) Cartografiado de todo el cielo en el IR, 1,500,000 galaxias Cartografiado de galaxias:2dF 2dF: (1997-­‐2002) 12% del cielo, cartografiado espectroscópico, 220.000 galaxias Cartografiado de galaxias:SDSS SDSS: (2000-­‐2012) 35% del cielo, cartografiado mulHbanda (ugryz) , 1,420,000 galaxias II. La estructura a gran escala del Universo Estructura a gran escala Galaxias y estructura a gran escala •  Las galaxias no se distribuyen de manera homogénea → hay zonas sin galaxias (vacíos) y zonas de alta concentración (filamentos). •  Las galaxias trazan la estructura a gran escala del universo. •  ¿Cómo se forman las galaxias y cual es el origen de la estructura a gran escala? El contenido del Universo •  Las galaxias consHtuyen el ≈15% de la materia del universo (ordinaria), el resto de la materia (≈85 %) es oscura. •  La materia oscura no colisiona (presión nula), es incapaz de radiar y sólo se puede detectar gravitatoriamente. •  La energía oscura domina la evolución del universo, pero casi no afecta a la formación de galaxias. Materia oscura vs. ordinaria El cúmulo “bala” (1E 0657-­‐56): colisión de 2 cúmulos de galaxias (en rojo emisión de rayos X del gas, en azul zonas de alta densidad de materia) La evolución del universo III. Formación de estructura Perturbaciones de densidad •  Principio cosmológico: El universo es homogéneo e isótropo a grandes escalas. •  La distribución de galaxias no es homogénea → la estructura a gran escala Hene su origen en pequeñas perturbaciones en la densidad del Universo primigenio. •  Estas perturbaciones crecen con el Hempo por inestabilidad gravitatoria (evolución similar a un universo con Ωm > 1) . –  Régimen lineal: la perturbación se expande –  Régimen no lineal: la perturbación colapsa y se relaja dando lugar a un sistema en equilibrio (autogravitante) → halo de materia oscura. •  Las perturbaciones de materia ordinaria evolucionan de manera diferente a las de materia oscura por efectos de presión (longitud de Jeans). Inestabilidad gravitatoria Evolución de perturbaciones esféricas perturbaciones esféricas Halos: evolución •  Los halos crecen en masa por agrupamiento gravitatorio desde escalas pequeñas a grandes → escenario jerárquico –  Acreción: captura de un halo muy poco masivo por parte de un halo masivo. La captura no afecta a la estructura interna del halo masivo. –  Fusión: captura de un halo de masa comparable. La captura modifica la estructura interna de ambos → formación de un nuevo halo. Agrupamiento gravitatorio IV. Escenario jerárquico de la formación de galaxias Formación de galaxias (FG) como un proceso cósmico Escenario jerárquico de la FG •  La inflación genera un campo de perturbaciones de densidad. •  t > teq (universo dominado por la materia): las perturbaciones de materia oscura crecen, colapsan y se relajan. –  Interacciones de perturbaciones vecinas generan rotación en los halos. •  t > trec (materia neutra): la materia ordinaria (gas) cae en los pozos de potencial de los halos → calentamiento por ondas de choque y relajación . –  En cada época, sólo atrapan gas los halos más masivos: Tvir > TIGM •  El gas atrapado radía, se enfría y se contrae por pérdida de presión. –  Por conservación del momento angular el gas enfriado se deposita en un disco. –  Formación estelar en el disco → enriquecimiento, agujeros negros, vientos generados por SNs (retroalimentación). •  Capturas de halos → las galaxias se convierten en satélites de otras más masivas. –  Los satélites pierden energía orbital y son capturados por la galaxia central. –  Las fusiones de galaxias destruyen los discos (elipsoides), generan brotes de formación estelar y alimentan los agujeros negros. Ensamblaje jerárquico Atmósferas de gas caliente •  Halos atrapan gas si Tvir > TIGM Tvir = Tvir (M, t)
•  Calentamiento por ondas de choque hasta Tvir. •  En halos poco masivos acreción fría a lo largo de filamentos . Enfriamiento del gas •  El gas de materia ordinaria es capaz de radiar energía y enfriarse •  Enfriamiento atómico –  en gas enriquecido o muy caliente (T ≥ 104 K) → ¡ e-­‐ libres! •  Enfriamiento molecular –  En épocas remotas el gas de halos con Tvir < 104 K es neutro →enfriamiento por transiciones moleculares de H2. –  Crucial para la formación de las primeras estrellas y galaxias. Formación estelar •  Proceso muy complejo: involucra turbulencia, campos magnéHcos y gravedad. No hay una teoría completa de formación estelar. Se modela uHlizando: –  Función inicial de masa → nº de estrellas por unidad de masa. –  Ritmo de formación estelar → masa de estrellas formada por unidad de Hempo. •  Formación estelar: M gas
M! * = α
t dyn
–  Extendida: en discos. –  Brotes: en bulbos (en escalas de Hempo de ≈100 millones de años) durante fusiones o transferencia de gas desde el disco. •  Retroalimentación: altera el medio y afecta la formación estelar posterior. –  Mecánica: Inyección de energía sobre el gas frío procedente de las explosiones de SN –  Química: Polución del medio interestelar e intergalácHco con metales por vientos estelares y explosiones de SN. –  RadiaHva: Emisión ionizante de las estrellas más masivas. Formación estelar Región de formación estelar: Nebulosa del Águila Agujeros negros y AGNs •  Correlaciones observacionales sugieren la interacción entre los agujeros negros super-­‐
masivos (SMBH) y las galaxias que los conHenen. •  Crecimiento de los SMBH centrales: –  Fusiones de BH de galaxias capturadas. –  Acreción de gas transferido al bulbo→ núcleo acHvo de galaxia (AGN) •  Semillas del SMBH → residuo de las estrellas primigenias (Pob III) •  Retroalimentacion: –  Mecánica: Inyección de energía sobre el gas frío. –  RadiaHva: Emisión ionizante e inyección de energía. Estrellas primigenias (Pob III) •  Población estelar con metalicidad nula (gas con composición primordial) –  Formadas por enfriamiento molecular (H2) –  Estrellas muy masivas (≈ 100 Msol) con alta Teff (≈ 105 K), pero también estrellas menos masivas → función inicial de masa incierta. –  Muy sensibles a su propia retroalimentación. •  Retroalimentación: –  Mecánica: Inyección de energía de SN → 100 veces más energéHcas. –  Química: Polución del medio interestelar e intergalácHco. –  RadiaHva: Emisión ionizante de las estrellas más masivas → más intensa y efecHva. •  Fijan las propiedades de las estrellas de Pob I/II. Interacciones: fusión de galaxias Interacciones: acoso galácHco Densidad estelar de una galaxia espiral que cae dentro de un cúmulo: el disco “engorda” por interacción gravitatoria con otras galaxias del cúmulo. Interacciones: presión cinéHca Presión ejercida el gas del medio intergalácHco sobre el de una galaxia en movimiento (NGC 4522 n el cúmulo de Virgo) V. Galaxias y medio intergalácHco Historia del medio intergalácHco Las galaxias enriquecen e ionizan el medio intergalácHco: • 
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las propiedades del gas atrapado por los halos varía con el Hempo → ritmo de enfriamiento. TIGM depende del fondo ionizante emiHdo por las galaxias → capacidad de los halos de atrapar gas. Conclusiones: 1. 
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La parte que vemos de las galaxias (materia orinaria) consHtuye una pequeña parte de su total: la materia oscura es la componente dominante. La formación y evolución de galaxias sólo se puede entender dentro de un contexto cosmológico (ligadas a la evolución del universo y la estructura a gran escala). Procesos de evolución ligados a la materia ordinaria que involucran {sica muy compleja, se pueden modelar con prescripciones sencillas, y comprender así su papel. Se requiere seguir la evolución acoplada de las galaxias y el medio intergalácHco para tener una visión completa.