Clases Galaxias

Clasificación morfológica Poblaciones estelares – Gas Estructura

Sistemas Estelarescurso 2009

GalaxiasImágenes y gráficos de apoyo a las clases

Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas

Universidad Nacional de La Plata, Argentina

Autor: Dr. Sergio A. Cellone

Esto no es un apunte de clases


Temario

1 Clasificación morfológica

2 Poblaciones estelares – Gas

3 EstructuraForma intrínseca de las galaxias elípticasEfectos de selecciónFotometría superficial


Galaxias





Clasificación morfológicaSloan Digital Sky Survey (SDSS)

E

S0

Sa


Clasificación morfológicaSloan Digital Sky Survey (SDSS)

Sa

Sb

Sc


Galaxias





Luminosidad – color – morfología


Espectros ópticos

(Ken

nicu

tt19

92) galaxia E


Espectros ópticos

(Ken

nicu

tt19

92) galaxia S0


Espectros ópticos

(Ken

nicu

tt19

92)

galaxia Sa


Espectros ópticos

(Ken

nicu

tt19

92) galaxia Sb


Espectros ópticos

(Ken

nicu

tt19

92) galaxia Sc


Espectros ópticos

(Ken

nicu

tt19

92)

galaxia Sm


Espectro UV – IR

(Dale et al. 2007, ApJ, 655, 863)


Hidrógeno neutro

(Chemin et al. 2009,

arXiv:0908.0326)


Hidrógeno neutro

0 310DISTANCE [ARCMIN]

VE

LOC

ITY

[KM

/S]

−600

0

(Chemin et al. 2009,

arXiv:0908.0326)


Galaxias





Forma intrínseca de las galaxias elípticas

Obtención de la distribución intrínseca de elipticidades

Histograma de elipticidades de 2135 gxs. E(García Lambas et al., 1992, MNRAS 258, 404).

Elipticidadobservada:ǫ = 1−q = 1−b/a.


Forma intrínseca de las galaxias elípticas

Obtención de la distribución intrínseca de elipticidades


Efectos de selección

El diagrama de Arp

(Arp, H. 1965, ApJ, 142, 402)



El diagrama de Arp

ultracompact bluedwarf galaxies (UCBD)HST, U – V (narrow) –I imaging(Corbin et al. 2006, ApJ, 651,

861)



El diagrama de Arp

ultra compact dwarf(UCD) galaxies(Drinkwater et al. 2003, Nature,

423, 519)



“Versión moderna” del diagrama de Arp

(Impey et al. 1996, ApJS, 105, 209)


Fotometría superficial

Magnitudes y tamaños

Galaxia: objeto tridimensional, que vemos proyectado sobre elplano del cielo (en 2 dimensiones)

Dónde está el “borde” de una galaxia?

No es posible medir directamente el brillo total ni el tamañocompleto de una galaxia.

Tenemos que definir parámetros que caractericen lasluminosidades y tamaños de las galaxias

















Ajuste de isofotas elípticas a la imagen de una galaxia

Isofota:curva que une los puntos de igual brillo(generalmente cerrada y aproximadamente elíptica)



Ajuste de isofotas elípticas a la imagen de una galaxia

Parámetros de la elipse:

x0, y0: coordenadas del centro

a: semieje mayor

b/a: achatamiento (razón de semiejes)

θ: ángulo de posición del eje mayor (del N hacia el E)



Perfil de brillo superficial

Intensidad:

I =E

∆A ∆t ∆λ ∆Ω=

F∆Ω

Notar que tanto F como ∆Ω decrecen con d2

→ I es independiente de d .

Perfil de brillo superficial:I(r): unidades de flujo/arcsec2.



Medidas del flujo luminoso

Brillo superficial:

µ(r) = −2.5 log(

I(r))

+Ci (unidades: mag/arcsec2)

Flujo integrado:

F (r) =

∫ r

0

∫ 2π

0I(r ′, φ) r ′ dr ′ dφ = 2π

∫ r

0I(r ′) r ′ dr ′

Magnitud integrada:

m(r) = −2.5 log(

F (r))

+ Cm




Brillo superficial:

µ(r) = −2.5 log(

I(r))


Flujo integrado:

F (r) =

∫ r

0

∫ 2π

0I(r ′, φ) r ′ dr ′ dφ = 2π

∫ r

0I(r ′) r ′ dr ′

Magnitud integrada:

m(r) = −2.5 log(

F (r))

+ Cm




Brillo superficial:

µ(r) = −2.5 log(

I(r))


Flujo integrado:

F (r) =

∫ r

0

∫ 2π

0I(r ′, φ) r ′ dr ′ dφ = 2π

∫ r

0I(r ′) r ′ dr ′

Magnitud integrada:

m(r) = −2.5 log(

F (r))

+ Cm



Parámetros obtenidos del perfil de brillo

Dependen de la banda fotométrica usada

brillo superf. central: µ0

radios isofotales: r25, r27

mag. isofotales: m25, m27



Parámetros totales y efectivos

mag. total integrada:

mT = −2.5 log (FT) + Cm




radio efectivo: reFT

2= 2π

∫ re

0I(r ′) r ′ dr ′




Brillo superficial efectivo: µe = µ(re)




Brillo superficial efectivo promedio:

〈µe〉 = −2.5 log(

F (re)

πr2e

)

+C = mT +2.0+5 log(re)




Parámetro de concentración: (Trujillo et al. 2001, MNRAS 326, 869)

Cre(α) =F (αre)

F (re)(α = 0.3 − 0.5)

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