Conferencia impartida por Jorge Iglesias el 13 de abril de 2012 en el marco de los Viernes Científicos, actividad organizada por la Facultad de Ciencias Experimentales
13. Interacciones entre galaxias
Fuerzas de marea
…los puentes y colas que se
Fuerzas de marea
observan en algunas galaxias
son reliquias de encuentros
Producidas por la fuerza de la
cercanos…
gravedad y responsables de las
mareas en la Tierra
Toomre & Toomre (1972)
14. Interacciones entre galaxias
Fuerzas de marea
¡Primera simulación por ordenador de galaxias en interacción!
Toomre & Toomre (1972)
16. Interacciones entre galaxias
Fusión de galaxias: observaciones
NRAO/AUI
& NGC7252
J. Hibbard Z=0.016
NGC520
Z=0.008
NGC3921
Z=0.020
17. Interacciones entre galaxias
Galaxias anilladas
Formación estelar reciente a lo
largo del anillo pero no en el
interior.
El anillo se expande a una
velocidad de 53km/s.
El impacto ocurrió hace unos 300
mill. de años.
¡La colisión ocurrió con la
galaxia más lejana de las tres
compañeras!
Cartwheel
Z=0.030
22. Cúmulos de galaxias
“Acoso galáctico” (Galaxy harassment)
El acoso galáctico es responsable de la transformación morfológica de las galaxias
dentro de los cúmulos (Moore et al. 1996)
4000 millones de años
23. Cúmulos de galaxias
“Acoso galáctico” (Galaxy harassment)
El acoso galáctico es responsable de la transformación morfológica de las galaxias
dentro de los cúmulos (Moore et al. 1996)
Abell 851 Coma
Z=0.4 Z=0.025
4000 millones de años
27. Cúmulos de galaxias
El medio intergaláctico
visto visto
Ram Pressure
de canto (presión de ariete)
de cara
t = 100 mill. años
Barre el gas externo de las galaxias.
Depende de la velocidad relativa al centro del cúmulo y de la
densidad.
t = 500 mill. años
Kronberger et al. (2008)
Mori & Burkert (2000)
28. Cúmulos de galaxias
El medio intergaláctico
Cúmulo de Virgo
Chung et al. (2009)
29. Cúmulos de galaxias
El medio intergaláctico
NGC4522
NGC4522
NGC4254
NGC4299 NGC4294
NGC4694
NGC4438
Kenney et al. (2004)
Chung et al. (2009)
NGC4299 NGC4294
NGC4438
Chung et al. (2009)
NGC4694 Kenney et al. (2004)
Chung et al. (2009)
Chung et al. (2009)
Haynes et al. (2007)
Chung et al. (2009) Chung et al. (2009)
30. Cúmulos de galaxias
Efecto global del entorno
Relación morfología – densidad
En las zonas interiores del cúmulo las galaxias
son de tipos morfológicos más tempranos.
Relación formación estelar – densidad
En las zonas interiores del cúmulo las galaxias
muestran una menor actividad de formación
estelar.
31. Y a nosotros ¿qué?
Formación estelar
NGC4038 (Antennae)
Z=0.005
32. Y a nosotros ¿qué?
Formación estelar
C D
Z=0.013
A
HST (Conti et al. 1996) B
Más de 10000 estrellas O en las galaxias A
y C (Conti et al. 1996)
¡Formación estelar simultánea en los
últimos 100 mill. de años!
López-Sánchez et al. (IAC)
35. Y a nosotros ¿qué?
Andrómeda y la Vía Láctea: ¿Lactómeda?
Notas del editor
Mi nombre es Jorge Iglesias y soy Científico Titular en el Instituto de Astrofísica de Andalucía, dependiente del Consejo Superior de Investigaciones Científicas. En primer lugar quiero dar las gracias a la Asociación Astronómica Hubble por haber tenido la amabilidad de invitarme a participar en estas jornadas, y por haber tenido el gusto de contar con su presencia durante varios años en las jornadas de puertas abiertas del Observatorio de Sierra Nevada. Carrera espacial: 1957 , 4 Octubre (URSS): Sputnik 1, primer satélite artificial de la historia. 1957 , 3 Noviembre (URSS): Sputnik 2, con la perra Laika. 1958 , 31 Enero (EEUU): Explorer 1. 1958, (EEUU): se inaugura la NASA. 1959 , (URSS): Plan Lunik (Lunik II y III en la Luna). 1961 , 12 Abril (URSS): Vostok con Yuri Gagarin, primer hombre en el espacio. 1961 , (EEUU): Alan Shepard al espacio. 1961 (EEUU): Plan Apolo. 1964 , (URSS): Vosjod con 3 hombres en órbita. 1966 , (URSS): Lunik IX alunizó. 1969 , 20 Julio (EEUU): primeros hombres en la Luna. Neil Armstrong: “un pequeño paso para el hombre y un gran salto para la humanidad”. 1970 , (URSS): Lunik XVI trae suelo lunar. 1960 , (EEUU): Pioneer V a Venus (Sondas espaciales) 1973 , (EEUU): Mariner X a Mercurio Neil Armstrong, Michael Collins y Buzz Aldrin. Misiones espaciales - Las sondas Voyager 1 y 2 Indice del artículo Misiones espaciales La carrera espacial Las sondas Voyager 1 y 2 Misiones espaciales actuales Todas las páginas Página 3 de 4 Vogayer 1 y Vogayer 2 las misioneros del espacio interestelar La misiones espaciales Vogayer 1 y Vogayer 2 fueron lanzadas al espacio el 5 de Septiembre y el 20 de Agosto de 1977, respectivamente. El objetivo original era que ambas naves exploraran los planetas Júpiter y Saturno. El increíble éxito de los dos primeros encuentros y las excelentes condiciones de las naves hicieron que la NASA extendiera la misión del Vogayer 2 a Urano y Neptuno. A lo largo del viaje del Vogayer 2 por el Sistema Solar, su reprogramación a control remoto desde la Tierra, permió aumentar notablemente las funciones que tenía cuando despegó de nuestro planeta. El Vogayer 1 llegó a Júpiter el 5 de Marzo de 1979 y a Saturno el 12 de Noviembre de 1980. Su trayectoria fue diseñada para volar cerca de Titán, que es la luna mas grande de Saturno. Sin embargo la trayectoria original fue modificada por la gravedad de Saturno que desvió la nave hacia el norte, lanzándola fuera de la eclíptica, es decir, fuera del plano en el que se encuentran todos los planetas del Sistema Solar, a excepción de Plutón. El Vogayer 2 llegó a Júpiter el 9 de Julio de 1979 y a Saturno el 25 de Agosto de 1981. Fue enviado a Urano el 25 de Enero de 1986 y a Neptuno el 25 de Agosto de 1989. En este caso la fuerzad de gravedad ejercida por Neptuno sobre la nave espacial desvió la trayectoria del Voyager 2 hacia el sur, mandando a la nave espacial también fuera del plano de la eclíptica, hacia el espacio interestelar. Desde 1989 cuando el Vogayer 2 pasó por Neptuno, ambas naves han estado estudiando el medio espacial en la vecindad del Sistema Solar. Los instrumentos científicos abordo de las naves han medido señales que los científicos creen que provienen de la heliopausa . La heliopausa es una frontera invisible que separa nuestro Sistema Solar del espacio interestelar. MISIÓN NACIONALIDAD LANZAMIENTO OBJETIVO Planet-C-Venus Climate Orbiter Japón Febrero 2007 Orbitador de Venus. Phoenix-Scout 2007 EE.UU 2007 Aterrizador polar en Marte. Chandrayan-1 India 2008 Orbitador lunar. Europa Orbiter EE.UU 2008 Orbitador del satélite Europa. Bepi Colombo 1585 Europa y Japón 2012 Orbitador doble de Mercurio. JIMO-Jupiter Icy Moon Orbiter EE.UU 2015 Lunas de Júpiter. Chang'e2 2 China 2010-2011 Orbitador de la Luna Juno EEUU 2011 Orbitador polar de Júpiter MSL Curiosity EEUU 2011 Laboratorio y vehículo para el estudio de Marte Yinghuo I China 2011 Orbitador de Marte Probos - Grunt Rusia 2011 Orbitador de Fobos, uno de los satélites de Marte Chang'e 3 China 2012 Vehículo para desplazarse por la superficie lunar Hayabusa-2 Japón 2012 Tomar muestras de un asteroide
Dado que vamos a hablar de la influencia del entorno en la evolución de las galaxias, primeramente tenemos que tener una idea clara de qué es una galaxia y cuáles son sus componentes principales. Una galaxia es un sistema compuesto por estrellas, gas y polvo, unidos gravitacionalmente. Estas componentes no se encuentran mezcladas homogéneamente sino que se estructuran de la siguiente forma: Primeramente tenemos un disco que contiene estrellas, gas neutro, molecular, ionizado, además de polvo. Su característica principal es que se soporta por rotación, con una velocidad que en las partes externas puede llegar a ser del orden o superior a los 200 km/s en galaxias como la nuestra y menor en galaxias más pequeñas. A menudo los discos dibujan brazos espirales. En el disco tiene lugar en mayor o menor medida la formación estelar reciente y podemos encontrar estrellas masivas, que son aquellas que mueren jóvenes explotando como supernovas. A continuación tenemos el bulbo, que se trata de un sistema que contiene estrellas viejas y prácticamente no contiene gas ni polvo. Es la zona de mayor densidad estelar de la galaxia. El bulbo no rota sino que se soporta por presión gravitatoria. Finalmente está el halo, donde podemos encontrar un gas de muy baja densidad y alta temperatura y los cúmulos globulares que son sistemas estelares muy antiguos. En el halo se supone que hay grandes cantidades de materia oscura.
La secuencia de Hubble es una clasificación morfológica de galaxias establecida por el astrónomo estadounidense Edwin Hubble en 1936 que está basada básicamente en la proporción en que vienen mezclados los componentes de las galaxias anteriormente mencionados. Así tenemos las galaxias elípticas, que se caracterizan por la ausencia del disco y podemos decir que son básicamente un bulbo estelar sin ninguna formación estelar reciente. A continuación tenemos las galaxias lenticulares ó S0. Estas galaxias muestran un pequeño disco pero sin estructura espiral. A continuación tenemos la secuencia de las galaxias espirales que se caracterizan por tener un disco con cierta estructura espiral y con un tamaño creciente a medida que nos desplazamos hacia la derecha del diagrama. Esta secuencia se desdobla en dos, según la existencia o no de una estructura barrada atravesando las partes centrales del disco. Finalmente tenemos las galaxias peculiares. Se trata de galaxias de muy baja masa y pequeño tamaño, que también se les llama enanas. No es fácil hacer una clasificación de este tipo de galaxias porque suelen tener una forma irregular, de ahí que se les llame a veces irregulares o peculiares. Resumiendo, la secuencia de Hubble consta de galaxias dominadas por bulbos, por discos, con o sin barra y galaxias irregulares. Por convención se llama galaxias tempranas las que están a la izquierda del diagrama y galaxias tardías a las que están más a la derecha.
Como ejemplo se muestra una imagen artística de la Vía Láctea. Se insiste en lo de artística porque no se trata de una foto. Pensad que si vivimos en el interior de un objeto, no podemos hacer fotos de él que muestren en exterior. *** Mirar tamaño del sistema solar comparado con la Galaxia *** El tamaño del sistema solar es aproximadamente 1/800 años luz. El sistema solar está más o menos a 28000 años luz del centro de la galaxia
Cuando hablamos del entorno de las galaxias nos referimos a la cantidad y cercanía de sus vecinos. Este es un parámetro importante en el estudio de su evolución porque no todas las galaxias viven en entornos parecidos. Para tener una idea general de lo que hablamos les voy a mostrar una película basada en la mayor simulación del Universo que se ha desarrollado. Como se puede ver, las galaxias no están todas agrupadas homogéneamente a la misma distancia unas de otras sino que se agrupan en especies de filamentos y especialmente en los vértices en los que confluyen varios filamentos. Entre los filamentos hay zonas de vacíos en los que no hay casi galaxias. Esta es la forma de agruparse de la materia en el Universo y es consecuencia de lo que llamamos las inhomogeneidades que se producen en las primeras etapas de la evolución del Universo. Con esta visión general que hemos adquirido vamos a pasar ahora al detalle de las galaxias individuales y sus principales formas de agruparse.
Para revisar los diferentes tipos de entorno donde viven las galaxias voy a hacer una similitud con el entorno en el que se mueve el ser humano. El ser humano puede estar solo, y seguramente nada comparable a la soledad de estar solo en medio del desierto o del océano, donde no encontramos otro ser humano en muchos quilómetros a la redonda. Pues también encontramos galaxias que no tienen ninguna compañera en muchos años-luz a la redonda, se llaman las galaxias aisladas. Estas galaxias suelen mostrar una morfología muy regular siguiendo alguna de las categorías de la secuencia de Hubble. Como ejemplo se muestra en la figura la galaxia M64, y que no tiene galaxias vecinas en sus alrededores. Como hemos visto antes, las galaxias aisladas se encuentran más fácilmente en los vacíos de galaxias que existen entre los filamentos de la gran estructura.
La sociedad humana de menor tamaño que conocemos en prácticamente todas las culturas es la pareja, ya sea matrimonio o de otro tipo. El análogo para las galaxias es lo que llamamos pares de galaxias. Los pares de galaxias son sistemas de dos galaxias que se encuentran realmente cercanos, no sólo en la distancia proyectada sino también a una profundidad similar. Para que se entienda lo que quiero decir les voy a mostrar un ejemplo con esta figura: nosotros sabemos que no es cierto pero la impresión óptica de la foto sugiere que el joven está cogiendo el Sol con las manos. Esto se debe a que la distancia proyectada entre el joven y el Sol es muy pequeña pero en realidad están a una profundidad muy diferente. Pues lo mismo puede pasar con los pares y otras agrupaciones de galaxias cuando se seleccionan sin conocer sus distancias totales, algunos pueden ser engañosos y luego veremos un ejemplo de los que estoy diciendo. Este no es el caso del par de galaxias conocido como M51.
La siguiente estructura social del ser humano por número de invididuos es la familia, o simplemente grupos de amigos o compañeros que se juntan para alguna actividad concreta. También encontramos grupos de galaxias en el Universo local. Se trata de agrupaciones de unas pocas galaxias, del orden de las decenas de galaxias, que evolucionan juntas como es el caso del grupo HCG7.
Finalmente, con frecuencia los seres humanos nos reunimos en multitudes bien para celebrar algún acontecimiento o para ver algún espectáculo. El análogo de estas grandes reuniones se conoce con el nombre de cúmulos de galaxias, y son las estructuras autogravitantes más masivas del Universo. La imagen muestra el famoso cúmulo de Coma, también conocido como Abell 1656. Como se aprecia en la figura, la mayor parte de los puntos son galaxias. Generalmente los cúmulos cuentan con entre 100 y 1000 galaxias. No hay una frontera claramente definida entre los grupos y los cúmulos. En cualquier caso, para ilustrar los posibles efectos que tiene cada uno en la evolución de las galaxias nos referiremos a casos extremos. Los grandes cúmulos de galaxias se encuentran principalmente en los vértices donde confluyen varios filamentos de la estructura global del Universo.
Como se puede comprobar de estas figuras hechas con placas fotográficas en la época. Entre paréntesis, en aquella época no había todavía los detectores electrónicos que usamos hoy día para las observaciones astronómicas en los telescopios, que se conocen como CCDs y que son muy similares a los que ustedes usan en sus cámaras digitales. En aquella época se trabajaba con placas fotográficas. Podemos observar que estos ejemplos de galaxias peculiares del Atlas de Arp no cuadran con la clasificación de Elípticas a espirales de Hubble. Se aprecia de las figuras que cada galaxia tiene algún rasgo morfológico que se sale de la clasificación canónica de Hubble. Las primeras especulaciones que se hacían los astrónomos de la época sobre los posibles orígenes de estas galaxias ya contemplaban la posibilidad de que fueran debidas a la presencia de galaxias compañeras pero sugerían que el mecanismo físico podía estar asociado con campos magnéticos. (revisar…)
Lógicamente, el avance de la informática y sobre todo el aumento de la capacidad de cálculo y de almacenamiento de datos de los ordenadores han mejorado mucho nuestro conocimiento de las interacciones entre las galaxias. No sólo porque nos permiten incluir más puntos para cada galaxia, con lo que aumenta la resolución del cálculo y su exactitud. Además nos permite calcular no sólo la evolución de la componente estelar del disco sino también la del gas, que se comporta de forma diferente. Les muestro la película de una simulación por ordenador donde se puede ver gráficamente lo que con muchísimo mérito los hermanos Toomre ya sugirieron con mucha menos tecnología. (Pasar la película y comentar): se puede ver cómo parte de las estrellas como del gas son expulsadas fuera de las galaxias. Algunas de ellas volverán a caer al final de la interacción por la gravedad de la galaxia resultante. Además, se producen condensaciones de gas que producirán nueva formación estelar tanto en las partes centrales como en los apéndices de marea de la interacción. Es importante resaltar que los detalles del proceso dependen, como veremos a continuación, de los principales parámetros geométricos de la interacción. Hay que tener en cuenta que esta simulación que acabamos de ver ha durado del orden de 1 minuto. Pues bien, la duración de una interacción real entre dos galaxias es del orden de 100 millones de años. Eso quiere decir que cuando nosotros observamos dos galaxias en interacción estamos haciendo una foto instantánea de ella pero nunca tendremos acceso a toda la información. El mérito de las simulaciones por ordenador es que conociendo los datos en un instante preciso nos ayudan a comprender todo el proceso de la interacción, desde el pasado cuando las galaxias todavía no se han acercado hasta el destino final de las dos galaxias.
Comentar la simulación.
Una vez les he mostrado los casos más interesantes de interacciones entre pares de galaxias, vamos a pasar ahora aumentar un poco más la densidad del entorno y ver qué ocurre con los grupos de galaxias. En principio se puede pensar que se trata simplemente del mismo caso que el de los pares de galaxias pero sumando los efectos de todas las interacciones, tal y como muestra esta simulación realizada en la década de los 90. El resultado final de nuevo es una sola galaxia de tipo más bien elíptico y con una gran cantidad de material difuso producto de las sucesivas interacciones entre las galaxias. De hecho, eso es lo que se esperaba hasta que a principios de los años 80, Paul Hickson presentó un catálogo de grupos compactos. La gran cantidad de grupos compactos chocaba con la idea de que estos objetos desaparecerían por efecto de las interacciones y se convertirían en galaxias elípticas muy masivas, como las que hemos visto en la simulación. Sin embargo ahora vamos a ver que eso no siempre es así con un par de ejemplos.
Una vez les he mostrado los casos más interesantes de interacciones entre pares de galaxias, vamos a pasar ahora aumentar un poco más la densidad del entorno y ver qué ocurre con los grupos de galaxias. En principio se puede pensar que se trata simplemente del mismo caso que el de los pares de galaxias pero sumando los efectos de todas las interacciones, tal y como muestra esta simulación realizada en la década de los 90. El resultado final de nuevo es una sola galaxia de tipo más bien elíptico y con una gran cantidad de material difuso producto de las sucesivas interacciones entre las galaxias. De hecho, eso es lo que se esperaba hasta que a principios de los años 80, Paul Hickson presentó un catálogo de grupos compactos. La gran cantidad de grupos compactos chocaba con la idea de que estos objetos desaparecerían por efecto de las interacciones y se convertirían en galaxias elípticas muy masivas, como las que hemos visto en la simulación. Sin embargo ahora vamos a ver que eso no siempre es así con un par de ejemplos.
Pasamos finalmente a los cúmulos de galaxias que son las agrupaciones de galaxias más masivas que están ligadas gravitatoriamente. Los cúmulos de galaxias tienen del orden de entre los cientos y el millar de galaxias masivas y se caracterizan por tener una galaxia muy brillante de apariencia elíptica en el centro. Esta galaxia se formaría en las etapas iniciales de la vida del cúmulo debido a la fusión de galaxias masivas. Una vez formada la galaxia central masiva se sigue acreciendo masa de las galaxias que siguen orbitando mediante un mecanismo conocido como fricción dinámica, pero la aportación de estas galaxias a la masa total de la galaxia central es pequeña comparada con la aportación de las primeras fusiones de las épocas iniciales del cúmulo.
Otro fenómeno que se produce en los cúmulos es lo que se conoce como Acoso galáctico y vamos a ver lo que es. Comparamos dos cúmulos uno en el Universo local, el cúmulo de Coma, y otro a un redshift de z=0.4, que corresponde a una época cuando el Universo tenía 4000 millones de años menos que los que tiene hoy día. Vemos que el primero está dominado por galaxies elípticas y/ o lenticulares, es decir, que no se ven galaxias espirales con grandes discos. Sin embargo, el otro está domingo por galaxias espirales con discos algunos de ellos deformados. Es decir, que suponiendo que los dos cúmulos sean prototípicos, durante los 4000 millones de años que pasan desde una foto a la siguiente, muchas de esas galaxias espirales se han transformado en elípticas o lenticulares. El acoso galáctico consiste en el efecto continuado de muchos encuentros entre galaxias mientras avanzan dentro del cúmulo e incluso al efecto del propio potencial del cúmulo sobre las galaxias espirales.
Una característica muy importante de los cúmulos de galaxias que les diferencia de otros entornos menos densos es la existencia de un medio intergaláctico. El medio intergaláctico es un gas caliente a temperaturas del orden de los millones de grados, que se observa en rayos X, y con densidades muy altas comparadas con el que se encuentra en otros entornos como los grupos. Cuando observamos un cúmulo con telescopios ópticos observamos sus galaxias, lo que llamamos la componente estelar porque no vemos el gas asociado. Pero cuando lo observamos en rayos X lo que vemos es una aglomeración centrada más o menos en el máximo de la distribución de galaxias cuya intensidad va disminuyendo hacia el exterior. El origen del medio intergaláctico es el barrido de material de las galaxias que van cayendo al centro del cúmulo en las primeras etapas. Este gas se calienta por sucesivos choques a altas temperaturas y por ese motivo es observado en rayos X.
Pero el medio intergaláctico en cúmulos puede tener estructura y no se simplemente una pelota de emisión de forma regular. La estructura puede deberse a la propia estructura del cúmulo, o sea, que haya pequeñas condensaciones de galaxias que se están incorporando al cúmulo. Cuando la estructura es más o menos compacta y regular decimos que el cúmulo está relajado o virializado, cercano al equilibrio.
En algunas ocasiones podemos encontrarnos dos cúmulos que están en interacción o bien en proceso de fusión, igual que las galaxias, y eso se refleja también en la estructura del medio intergaláctico. En la figura se muestran dos cúmulos de galaxias y sus respectivas emisiones en rayos X. Al igual que las interacciones entre galaxias, las interacciones entre cúmulos parece que alteran la evolución de las galaxias, debido a los bruscos cambios de presión del medio intergaláctico.
