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Astronomía Extragaláctica y Cosmología Observacional

Depto. de Astronomía (UGto). 2006. Astronomía Extragaláctica y Cosmología Observacional. Clase 4 Cúmulos de Galaxias. Definición de Grupos y Cúmulos de Galaxias sistemas de galaxias el catálogo de G. Abell otros catálogos grupos Morfología y Clasificación Medio Intra-Cúmulo

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Astronomía Extragaláctica y Cosmología Observacional

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  1. Depto. de Astronomía (UGto) 2006 Astronomía Extragaláctica y Cosmología Observacional Clase 4 Cúmulos de Galaxias • Definición de Grupos y Cúmulos de Galaxias • sistemas de galaxias • el catálogo de G. Abell • otros catálogos • grupos Morfología y Clasificación Medio Intra-Cúmulo Efectos Ambientales • Relación Morfología-Densidad • galaxias cDs La Masa de Cúmulos de Galaxias • Teorema del Virial • Emisión en rayos-X • Lentes Gravitacionales

  2. Catálogos: otros catálogos clásicos • 1992 – Lumsden et al. [MNRAS 258, 1]: Edinburgh-Durham Cluster Catalog (EDCC) • maquina de digitalización COSMOS (Coordinates and Magnitudes Object Survey) • Nc = 737 • 1997 – Dalton et al. [MNRAS 289, 263]: • APM Cluster Catalogue (APMCC) • maquina de digitalización APM (Automatic Plate Measuring) • Nc = 937

  3. Sistemas de Galaxias: Riqueza Par → 2 galaxies (~ 1012M) Grupo → ~ 10 galaxies (~ 1012-1013M) Cúmulo Pobre → ~ 100 galaxies (~ 1013-1014M) Cúmulo Rico → ~ 1000 galaxies (~ 1014-1015M) Supercúmulo→ ~ 10000 galaxies (~ 1015-1016M) Hercules/A2151 (Cúmulo) Quinteto de Stephan (Grupo Compacto) M51 (Par)

  4. Catálogos: Abell-ACO • 1958 – G. Abell [ApJS 3, 211]: primera busca sistematica (por inspección visual) de cúmulos ricos • Hemisferio Celeste Norte (Palomar Observatory Sky Survey, EUA, 879 placas fotográficas) • criterios: • riqueza→Ngal  50 galaxias, entre m3y m3+2 mag (substracción del cielo local) • compactación→ r < RA = 1.5 h-1 Mpc = (1.72/zest)’ zest = f(m10) • distancia→0.02 (tamaño de las placas) < z < 0.2 (mag limite – m3 ≤ 17.5) • Nc = 2712 Clases de Riqueza (R ) 0 30 – 49 1 50 – 79 2 80 – 129 3 130 – 199 4 200 – 300 5 300 o más R (Ngal) Clases de Distancia (D) 1 13.3 – 14.0 0.0283 2 14.1 – 14.8 0.0400 3 14.9 – 15.6 0.0577 4 15.7 – 16.4 0.0787 5 16.5 – 17.2 0.1310 6 17.3 – 18.0 0.1980 D (rango de m10) (zest promedio) • 1989 – Abell, Corwin & Olowin [ApJS 70, 1]: extensión al Hemisferio Celeste Sur • ESO/UKST Southern Sky Survey (Chile y Australia, 606 placas fotográficas) • mismos criterios (excepto por la substracción de un cielo promedio “universal”) • Nc = 1361 (ricos) + 1174(suplementares, R = 0, or D > 6)

  5. Catálogos: Abell-ACO Abell ACO Nc = 4073 Completo hasta z ~ 0.2 (zmax ~ 0.4) n(R 1) = 105h3 Mpc3  <r> ~ 50 h1 Mpc

  6. Catálogos: Grupos Compactos: • Dispersos: • generalmente detectados por análisis de percolación • riqueza  Ngal 3 • 1982 – Hickson [ApJ 255, 382]: el más conocido y estudiado • catalogo de grupos compactos (HCG) • criterios: • riqueza→Ngal 4, en un rango de ≤ 3 mag • concentración → <Σgal> ≤ 26 μR • aislamiento → ninguna galaxia con m < m1+3 • dentro de 3Rcg • Ngc = 100 (1948) (1877)

  7. Catálogos: Grupos y Cúmulos (los más representativos) Catalogo Ngr zlim mlim Area Ref. • Hickson 100 POSSI Hickson et al. 1989 • P-PS 188 0.05 B ≤ 15.5 P-P Trasarti-Battistoni et al. 1998 • WBL 732 0.03 mph≤ 15.7 POSSI White et al. 1999 • UZC-SSRS 1 168 0.04 B ≤ 15.5 4.7 sr Ramella et al. 2002 • ESP 231 0.16 bJ≤ 19.4 0.01 sr Ramella et al. 1999 • LCRS 1 495 0.15 R ≤ 17.5 0.21 sr Tucker et al. 2000 • 2PIGG (2dFGRS) 12 566 0.20 bJ≤ 19.5 0.61 sr Eke et al. 2004 • C4CC (SDSS-DR2) 748 0.17 r ≤ 17.7 1.01 sr Miller et al. 2005 • Abell/ACO 4 073 0.20 mph≤ 20.0~8.2 sr Abell 1958, ACO 1989 • EDCC 737 0.19 bJ≤ 20.5 0.5 sr Lumsden et al. 1992 • APMCC 937 0.13 bJ≤ 20.5 1.31 sr Dalton et al. 1997 • NoSOCs 16 546 0.25 rF≤ 19.5 3.35 sr Gal et al. 2006

  8. Morfología y Clasificación • Bautz & Morgan: • I → galaxia cD central • II → intermediaria entre E/cD • III → no tiene galaxias dominantes • también tipos intermedios I-II y II-III • Criterios: • riqueza (Abell R ) • forma de la distribución de galaxias (Abell) • concentración (Zwicky) • distribución de los miembros más brillantes (10, RS) • presencia o falta de una galaxia cD (BM) • morfología de la galaxia dominante (BM) • sub-estructuración • contenido de galaxias... Rood & Sastry: • Abell: • regular • irregular • Zwicky: • compacto • semi-compacto • abierto • cD → galaxia cD • B → dos galaxias dominantes • L → línea de galaxias dominantes • C → carozo central de galaxias • F → distribución achatada • I → distribución irregular

  9. Morfología y Clasificación

  10. Morfología y Clasificación [Geller & Beers 1982, PASP 94, 421]

  11. Medio Intra-Cúmulo (MIC) • Gas ionizado caliente: • La formación de galaxias en cúmulos es poco eficiente – la mayor parte de la matéria barionica (cerca de 80%) esta en la forma de gas en el MIC (entre las galaxias, concentrado hacia el centro) • este gas es calentado por la compresión del potencial gravitacional del cúmulo, por el movimiento de las galaxias y posiblemente por AGNs y supernovas • la temperatura del MIC es muy alta (107108 K) y él emite en rayos-X, el H está completamente ionizado y son encontrados también metales altamente ionizados (como FeXXVI) • Bremsstrahlung térmico: • El mecanismo de producción de rayos-X en los cúmulos es el bremsstrahlung térmico (o emisión libre-libre de los electrones) [Felten et al. 1966, ApJ 146, 955] • e–libres son espallados por íones y radian la energía que pierden • el gas enfría muy de espacio por esta radiación

  12. Observación del MIC • El MIC puede ser observado de 4 formas: • por su emisión en rayos-X • por el efecto Sunyaev-Zeldovich (microondas) • por la presión de arrastre del MIC sobre el HI • de espirales y chorros/lobos • de AGNs (radio) • por emisión radio del campo • magnético del cúmulo NGC 1265 (Cúmulo de Perseus)

  13. Espectro de rayos-X

  14. Catálogos de Cúmulos en rayos-X (los más representativos) Catalog Nc zlim Fmin Area Ref. (erg s-1 cm2) • XBACS 283 0.2 5.010-12~8.2 sr Ebeling et al. 1996 • BCS 206 0.3 4.410-12 3.96 sr Ebeling et al. 1998 • eBCS 107 0.3 2.810-12 3.96 sr Ebeling et al. 2000 • REFLEX 447 0.3 3.010-12 4.24 sr Bohringer et al. 2004 • CIZA 151 0.3 3.010-12 4.39 sr Kocevski & Ebeling 2006 • La emisión en rayos-X de cúmulos es menos sujetada a efectos de proyección • La emisión en rayos-X es útil para detectar cúmulos de galaxias hasta z ~ 1

  15. Efectos ambientales • Efectos de los cúmulos sobre las galaxias • relación morfología-densidad • formación de una galaxia dominante (cD) • fusiones (por fricción dinámica) • efectos de marea • pierda de gas (por presión de arrastre) • efecto Butcher-Oemler • Efectos de las galaxias sobre los cúmulos • enriquecimiento de metales del MIC • calentamiento del MIC • inyección de partículas relativistas

  16. Relación Morfología-Densidad • Efectos ambientales en la morfología: • hay más elípticas en regiones más densas que en regiones menos densas • la fracción de elípticas en un cúmulo cae rapidamente con la distancia al centro • hay más espirales en regiones menos densas que en regiones más densas • casi no hay espirales en los centros de cúmulos de galaxias • la fracción de espirales en un cúmulo aumenta con la distancia al centro • la fracción de lenticulares también cae con la distancia al centro, pero menos rapidamente que la de las elípticas [Dressler1980, ApJ 236, 351]:

  17. Relación Morfología-Densidad • Interpretaciones posibles: • herencia: ciertos tipos de galaxias no se forman en regiones que van a tornarse cúmulos ricos de galaxias • cambios de morfología: ciertos tipos de galaxias no se mantienen inalteradas en algunos ambientes • S pueden tener su gas arrancado tanto por interacción • directa (efectos de marea) como por presión de arrastre • del gas intra-cúmulo. La disminución del disco y aumento • del bulbo puede cambiar un S en un S0 • los bulbos pueden ser aumentados por añadidura de • pequeñas galaxias satélites ricas en gas y sucesivos brotes de formación estelar • S pueden cambiarse en E por fusiones

  18. cD del cúmulo A496 • Galaxias cD • Galaxia dominante: • son las galaxias más brillantes que se conoce, mucho más brillantes que galaxias normales (MV ≈ -24, con una dispersión estrecha de 0.3 – 0.35 mag) • se ubican únicamente en el centro (o cerca de él) de cúmulos ricos (no hay cDs donde n ≤ 1 gal Mpc-3) • presentan un envoltorio extenso de estrellas (que no se sabe se es parte de la galaxia o del cúmulo) • muchas presentan núcleos dobles (25 – 50%) • son generalmente achatadas y alineadas a la distribución de galaxias del cúmulo (o a cúmulos vecinos)

  19. cúmulo de Perseus • Galaxias cD • Escenarios de formación propuestos: • fusión de la galaxias más brillantes o acreción de galaxias más pequeñas por fricción dinámica (canibalismo galáctico) [Ostrike & Tremaine 1975] • acumulación de estrella perdidas que calen en el potencial del cúmulo, retiradas de las galaxias por efectos de marea [Merritt 1984] • acumulación de gas en el potencial del cúmulo por flujos de resfriamiento[Mushotzky et al. 1981] cD del cúmulo de Perseus cD del cúmulo A2199

  20. La Masa de Cúmulos de Galaxias • Teorema del Virial (suponiendo que el sistema es gravitacionalmente ligado y dinámicamente relajado, esférico y aislado) • Emisión en rayos-X (a partir de la luminosidad y la temperatura) • Lentes Gravitacionales Mvir = (3π/2G) σLOS2 Rvir M(r) = – kB T r2 dlnρ + dlnT GμmH  dr dr 

  21. Lentes Gravitacionales A1689 • el efecto de lentes gravitacionales puede ser clasificado en 4 tipos: • cuando la fuente y la lente están alineadas, • se produce un “anillo de Einstein” • cuando el efecto es más intenso se producen • múltiplas imágenes, y llamamos efecto • fuerte de lente gravitacional • cuando el efecto es intermedio, sólo una imagen es • producida (estirada tangencialmente, formando un arco) • y llamamos efecto débil de lente gravitacional • cuando el efecto produce apenas pequeñas distorsiones • (imágenes de galaxias apenas más alongadas), llamamos shear Cruz de Einstein MG1131+0456 (VLA) Cl0024+16

  22. La Tercera Componente de Masa: Materia Obscura • Proporción de masa en cúmulos de galaxias • estrellas 2% • gas 15% • materia obscura 83%

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