galaxias

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Temario
n Tipos de galaxias 
n Escala de distancias 
• Distancias 
• Movimientos y tiempos 
• La Radiación 
• Los Planetas 
• Las Estrellas 
• Las Galaxias 
• El Universo Sala Examen: E11 
Viernes 17/6 Modulo 5
• Catálogo de Messier: 
 Charles Messier (1790) hizo un 
catálogo de 110 “nebulosas” brillantes del hemisferio norte, 
incluyendo 29 galaxias. Los nombres de las galaxias más 
brillantes tienen número Messier. E.g. M31 = galaxia de 
Andrómeda 
• Nuevo Catálogo General: 
 John Dreyer (1888) hace el 
New General Catalogue (NGC), conteniendo 7840 
galaxias. Unos 5 años más tarde publicó la extensión 
llamada Index Catalogue (IC) con 5836 objetos. E.g. Cen A 
= NGC 5128. 
Catálogos de Galaxias
al
gu
no
s 
ob
je
to
s 
M
es
si
er
Clasificación de Hubble
tempranas tardías 
1926: simple tenedor 1936: agrega las S0 & SB0s 
Clasificación de Hubble - Sandage (1961-1995) 
La idea de Hubble era que las galaxias espirales evolucionaban hacia 
las galaxias elípticas. Estaba equivocado.
Galaxias Elípticas
Masa 
Diámetro
106-1013 Mo 
1-200 kpc
Forma Elipsoides, no tienen disco. Diversos grados de 
achatamiento
Estructura Estrellas distribuídas suavemente. Rango desde 
esféricas hasta muy achatadas. Sin estructura obvia, 
salvo por el núcleo.
E0 a E7, 
donde N= 
10(1-b/a)
Contenido 
estelar
Mayormente estrellas viejas. Espectros contínuos, sin 
emisión.
PopII
Gas y polvo Contienen poco o nada de polvo y gas.
Cinemática Las estrellas tienen órbitas desordenadas en 3D. 
Escaso momento angular.
Formación 
estelar
Sin ninguna formación estelar activa.
Ambiente Cúmulos o grupos de galaxias
Nota: 1 kpc = 1000 pc = 3300 años luz
Galaxias Elípticas
Algunas galaxias 
elípticas se forman 
por colsiones de 
galaxias espirales
M87 en el 
Cúmulo Virgo
M49
M59
La Galaxia dE M32
Galaxias Lenticulares S0
Masa 
Diámetro
106-1013 Mo 
10-100 kpc
Forma Elipsoides, tienen disco, achatadas.
Estructura Estrellas distribuídas suavemente. S0
Contenido 
estelar
Mayormente estrellas viejas. Espectros contínuos, sin 
emisión.
PopII
Gas y polvo Contienen poco o nada de polvo y gas.
Cinemática El disco contiene momento angular.
Formación 
estelar
Sin ninguna formación estelar activa.
Ambiente Cúmulos y grupos ricos
Galaxias Lenticulares S0
G
al
ax
ia
 d
el
 S
om
br
er
o 
M
49
Elípticas
Lenticulares
Galaxias Espirales
Masa 
Diámetro
109 -1012 Mo 
5-50 kpc
Forma Disco muy achatado de estrellas y gas, con un “bulge” 
central.
Estructura Contienen brazos espirales. Las Sa y Sba tienen los 
cocientes bulge/disco más grandes, menos estructura 
espiral, y halos esféricos. Barradas o no.
Sa,Sb,Sc,
Sd,SBa,S
Bb, SBc
Contenido 
estelar
Los discos contienen estrellas de todas las edades, 
ricas en metales, y los halos sólo estrellas viejas.
PopI + 
PopII
Gas y polvo Muy abundantes en los discos, ausentes en los halos.
Cinemática Estrellas y gas tienen órbitas circulares alrededor del 
centro. En el halo es más caótico. Mom angular alto.
Formación 
estelar
Continua en los brazos espirales. Espectros con 
algunas líneas de emisión.
Ambiente Regiones de baja densidad, grupos pequeños
Andrómeda (M31)
Galaxias Espirales 
bulge + (barra) + (anillo) 
 + disco + brazos 
Criterio de clasificación 
1.bulbo/disco (B/D) 
2.Enrollamiento de los 
brazos espirales 
3.Resolución de los brazos 
en regiones HII
M74
M89
M83
Espirales
Agregando las irregulares
Galaxias Irregulares
Masa 
Diámetro
108-1011 Mo 
1-10 kpc
Forma Irregular, sin simetría ni forma bien definida, en 
general son enanas.
Estructura Sin estructura obvia, algunas son barradas, sin 
núcleo.
Irr
Contenido 
estelar
Contienen estrellas de todas las edades, ricas en 
metales. Espectros con líneas de emisión intensas.
PopI
Gas y polvo Muy abundantes.
Cinemática Órbitas irregulares
Formación 
estelar
Continua e intensa.
Ambiente Regiones de baja densidad
Nube Mayor de Magallanes
FIA 0111- Astronomia Nelson Padilla (P. U. Catolica)
Nube Menor de Magallanes
La Galaxia dIrr IC10
NGC1313
Galaxias 
Peculiares
Galaxias de anillo: Pasaje de una galaxia a través del 
centro de una galaxia espiral
Galaxia rueda de carreta: choque frontal
La Antena 
(NGC4038/39)
Colisiones 
cósmicas
FIA 0111- Astronomia Nelson Padilla (P. U. Catolica)
• Las galaxias en grupos están muy cerca con respecto a su tamaño. 
• Es muy difícil que las estrellas dentro de una galaxia choquen entre 
ellas, pero las galaxias sí lo hacen. 
• Las galaxias sufren interacciones, colisiones, canibalismo, y fusiones 
(mergers). 
• El tipo de colisión depende de: 
• tipo de galaxias involucradas, 
• sus masas, 
• sus separaciones, 
• sus velocidades 
• sus ángulos de incidencia. 
• Las colisiones son normales en grupos de galaxias, pero mucho más 
frecuentes en cúmulos de galaxias.
Colisiones
FIA 0111- Astronomia Nelson Padilla (P. U. Catolica)
Colisiones en un grupo de galaxias
Interacciones: 
n Perturbaciones 
n Pasajes cercanos 
n Choques, colisiones 
n Canibalismo 
n Fusiones 
n …
FIA 0111- Astronomia Nelson Padilla(P. U. Catolica)
Galaxias Interactuantes
M51
La clasificación de Hubble no incluye algunos tipos 
especiales de galaxias: 
• Galaxias de bajo brillo superficial (LSB) ………(e.g. Malin1) 
• Galaxias cD en cúmulos densos …….(e.g. M87, NGC1399) 
Qué galaxias nos faltan?
• Radiogalaxia: galaxia con radio jets y lobes por agujero 
negro central que al adquirir masa en el pasado dejó su 
medio circundante alterado, y visible en Radio. 
• AGN: galaxias con núcleos activos, es decir agujero 
negro central adquiriendo masa 
• QSO: quásares, o AGN muy brillantes lejanas. 
Cúmulos de 
galaxias
FIA 0111- Astronomia Nelson Padilla(P. U. Catolica)
• Los grupos de galaxias más cercanos son: 
– Cúmulo de Sculptor: similar al Grupo Local a D = 2 Mpc, tiene una 
treintena de galaxias, incluyendo 4 espirales dominantes: NGC300, 
NGC47, NGC55, NGC7793, aunque ninguna es tan masiva como 
Andrómeda. 
– Cúmulo de Centauro: más masivo que el Grupo Local a D = 4 Mpc, 
contiene el doble de galaxias, y está dominado por la galaxia elíptica 
gigante peculiar NGC5128 (CenA), 10 veces más masiva que la MW. 
– Grupo de M81: similar al Grupo Local, con una docena de galaxias, a D = 
3 Mpc.
Algunos Cúmulos Vecinos de Galaxias
 
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B. Moore
Galaxias cD
n Las galaxias cD son las galaxias más masivas del 
universo, son unas 100 veces más masivas que la MW. 
n Alcanzan 1Mpc de tamaño, casi como todo el Grupo 
Local. 
n Residen en el centro de cúmulos de galaxias. 
n Se formaron canibalizando decenas de galaxias más 
pequeñas. 
n Contienen >10000 cúmulos globulares.
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Cúmulo de Galaxias Abell 2218
Galaxia cD supermasiva Arcos de lentes gravitacionales
Cúmulos de galaxias
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100 mil millones de galaxias en todo el cielo
¿Cómo medir 
distancias 
astronómicas?
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Escala de 
Distancias
Sistema Solar
Radar
Sirve para objetos muy cercanos: 
- la Luna, asteroides, Venus. 
- Se mide el tiempo que tarda la onda de radio en 
volver, viajando a la velocidad de la luz. 
- E.g., para la Luna a d=380000 km, la onda tarda 2.5 sec. 
- No es muy útil para distancias astronómicas.
FIA 0111 Nelson Padilla
Más allá: la vecindad Solar
Si se conoce el tipo espectral de la estrella, se conoce su magnitud absoluta. 
Por lo tanto, midiendo su magnitud aparente sale el módulo de distancia. 
Problemas: absorción interestelar, variaciones en composición química.
Paralajes Espectroscópicas
Distancias a escala galáctica
n Similar a la paralaje 
espectroscópica, pero 
usando fotometría. 
n Se usan diagramas color-
magnitud de cúmulos. Como 
se conoce la posición de la 
secuencia principal en el 
diagrama HR, se puede 
estimar la distancia con 
precisión. 
n El vector de distancia en ese 
diagrama es vertical. Cuánto 
más distante el cúmulo, más 
débil sus estrellas de 
secuencia principal.
Fit de la Secuencia Principal
Estrellas Pulsantes (no pulsares)
n La variabilidad hace que sea 
fácil encontrar estas estrellas. 
n Grandes amplitudes y 
luminosidades altas también 
ayudan. 
n Variables clásicas: Cefeidas en 
Pob I y RRLyrae en Pob II.
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Pulsantes y Escala de Distancia
n La importancia fundamental de las estrellas pulsantes en astronomía es la medición de 
distancias. 
n Existe una relación entre el período de la estrella y su brillo intrínseco: cuanto más 
largo el período, más brillante es la estrella. 
n Esa relación período-luminosidad nos permite obtener distancias precisas para 
objetos lejanos.
El Grupo Local de Galaxias
Y más allá…
Relación de 
Tully-Fisher
n Empíricamente se encontró 
que la amplitud de la curva de 
velocidad de rotación de una 
galaxia espiral es 
proporcional a su tamaño. 
n Esto se puede usar como 
indicador de distancia a 
grandes distancias.
Método tipo 
“Standard Candle””
El Universo profundo
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Ley de Hubble
Se descubrió observacionalmente que las galaxias distantes 
se están alejando de la nuestra: expansión del Universo. 
Además, cuánto más lejos está una galaxia, su velocidad de 
recesión es más elevada. 
Este “redshift cosmológico” es la ley de Hubble, que sirve 
para medir distancias a las escalas más grandes.
Ley de Hubble
V = Ho D 
Ley de Hubble
Debate sobre el valor de la constante de Hubble.
Hasta hace menos de 20 años, el valor de la constante de 
Hubble Ho se debatía entre dos valores:
• Ho = 100 km/s/Mpc – de Vaucouleurs et al.
• Ho = 50 km/s/Mpc – Sandage et al.
Esto significa que no conocíamos la escala del Universo con 
un factor de dos!
Ahora se mide un valor intermedio Ho = 70 km/s/Mpc.
V = Ho D 
V = c z Medir de manera
independiente
(1 + z) = λo/λe D = cz/Ho 
Supernovae Tipo I y II
n SN tipo I provienen de estrellas binarias que intercambian masa. Son las mas luminosas, 
y no queda nada de la explosión. No tienen líneas de H, y sus curvas de luz tienen un 
peak muy brillante, para luego decaer lentamente. 
n SN tipo II son estrellas jóvenes y masivas que colapsan y explotan, quedando una NS o 
un BH como resto. Las SN II tienen líneas de H, y sus curvas de luz tienen un plateau, 
antes de decaer lentamente. 
n Las SN I son las “standard candles” mas importantes a grandes distancias (escalas 
cosmológicas). Las SN II también pueden ser usadas para medir distancias.
Las escalas más grandes del Universo
Escala de Distancias
redshift
n Resumen: La escala de distancia es de importancia fundamental en la 
Astronomía. Las incertezas se acumulan a medida que nos vamos más 
lejos.
El Universo