Tema4:Evolucióndegalaxias

1.  Introducción2.  Gasenhalosdemateriaoscura3.  Reinionizacióndeluniverso4.  Formacióndegalaxiasdedisco5.  FormacióndegalaxiaselípDcas

4.1Introducción•  Hemosobservadomuchasgalaxiasenungranrangodez(hastaz~7–casilaépoca

cuandoseformaronlasprimerasgalaxias)•  PeroesdiOcilsacarconclusionessobrelaevolucióndegalaxiasporque

observamosdiferentesDposdegalaxiasadiferentesredshiQs.–  GalaxiasdeLymnaBreak(LBG):z~2.5-5,galaxiasconformaciónacDva–  EROS:z~2,galaxiasconmuchopolvoyformaciónestelarogalaxiaselípDcas–  Submmgalaxias:z~2.5,muchopolvoyformaciónestelar

•  QuerelaciónDenenestosgrupos?Quefraccióndelapoblacióntotaldegalaxiasrepresentan?EnqueDposdegalaxiasevolucionan?

•  LasrespuestaseDenequebasarenmodeloscosmológicos(númericososemi-analíDcos)queDenenquesercapazdeexplicar/reproducir:–  Ladependenciadezdefuncionesdeluminosidad,tasadeformaciónestelar…–  Relacionesdeescala:Tully-Fisherparaespirales,planofundamentalparaelípDcas,

relaciónentreMBHyMbulbo…..

Algunaspreguntasabiertas

•  Porqueseformanlasgalaxias?•  PorquehaydosDposprincipalesdegalaxias(dediscoyelípDcas)?

Cúalessuhistoriadeevolución?EntendemoslaabundanciarelaDvadecadaDpo?

•  PorquehancambiadolaspropiedadesdegalaxiasalolargodelDempo?

•  Podemosentenderlarelaciónentrepropiedadesdegalaxiasysuentorno?

•  CómoestánrelacionadolosDposdegalaxiasqueobservamosaaltoz(LBG,EROS,BzKs,submmgalaxias…)congalaxiaslocales?

•  EntendemoslatasadelaformaciónestelarenfuncióndelDempo?Porqueestádecreciendodesdez~2?

•  DedondevienelaestecharelaciónentreMBHyMbulbo?•  QuepapelDenenAGNsenlaevolucióndegalaxias

ResumendelahistoriadelUniverso

Reonización

4.2Gasenhalosdemateriaoscura

Materiaoscura•  Alfinaldelainflacióneluniversoeraplano,perohabíapequeñasfluctuacionesde

densidad.•  ElorigendeestasfluctuacionessonfluctuacionescuánDcasaumentanmuchodurante

lainflación•  Enlaexpansióndeluniverso,regionesporencimadeladensidadmediasoncadavez

másporencima,yregionespordebajocadavezmáspordebajo->Elcontrastededensidadesaumenta;seformanhalosdemateriaoscura

•  LaspropiedadesdeloshalosdemateriaoscuradependendelDpodemateriaoscuraMateriabarionicaAntesdelarécombinación:•  Lamateriabariónicaylosfotonesestánestrechamenteligadosdebidoascameringde

electronesconfotones,yinteracciónelectromagnéDcaentreprotonesyionesdehelio.•  Elfluidodebariones+fotonesDeneunapresiónaltaynosigueelpotencialdemateria

oscura.

Modelodemateriaoscuracaliente

•  Teoríamasaceptadahacealgunosaños•  Candidatoparamateriaoscura:Neutrino•  Materiaoscuracaliente:Paroculaquese

muevecasialavelocidaddelaluz.DebidoasualtaenergíacinéDca,noestánligadosgravitacionalmentealosmáximosdedensidad,sinosemuevenlibremente.

•  àNosepuedenformarestructuraspequeñasporquemateriaoscuracalientenocolapsaenestructuraspequeñas.

•  Laformacióndeestructuraes:–  Primerograndesestructuras,después

pequeñas:“dearribahaciaabajo”–  Seformaríanprimerocúmulos,

galaxiasseformaríanpordesintegración

LaspropiedadesdeloshalosdemateriaoscuradependendelDpodemateriaoscura

Modelodemateriaoscurafrío•  Modelomásaceptadoahora•  Materiaoscurafrío:Paroculascongran

masa,ybajavelocidad,estánatrapadosfacilmenteporlospotencialesdelospicosdedensidad

•  Candidatos:WIMPS(WeaklyInteracDngMassiveParDcle).Másprometedores:Paroculaspredichoporlateoríadelasupersimetría(prediceparoculascompañerassupersimétricascongranmasa)

Laformacióndeestructuraes:–  PrimeroobjetosDenenmasadeunos

106Msol–  Objetosmásgrandesseforman

despuésatravésdeinteracciones,grandesestructura:“deabajohacíaarriba”

Estructuraagranescalapredicho

Materiaoscuracaliente:Producedemasiadoestructuraagranescalaencomparaciónconlasobservaciones

Materiaoscurafría:Mejordeacuerdoconobservaciones

•  Laformacióndeestructura(galaxias,gruposycúmulosdegalaxias)sedebeauncolapsogravitacionalenlaszonasdepicosdedensidaddemateriaoscura.

•  LasobservacionesdelFondoCósmicodeMicroondas(CMB)nospermitenmedirelcontrastededensidadqueexisoaenelmomentodelarecombinación

•  Problema:Estecontrastepequeñonosonsuficientesparaexplicarlaformacióndegalaxias

•  Solución:Materiaoscuranointeractúaconfotonesyhapodidoformarirregularidadesantes.EnelmomentodelaemisióndelCMByasonsuperioresalasfluctuacionesdelamateriabariónica.

•  àLasgalaxiascolapsanenlaszonasdesobre-densidadcreadasporlamateriaoscura.

•  àLamateriaoscuraesimprescindibleparalaformacióndegalaxias

Formacióndegalaxias

≈10-5

Gasenhalosdemateriaoscura(DM)•  Alcomienzo(cuandoelcontrasteendensidaderapequeño)ladistribuciónde

barionesymateriaoscuraerahomogéneo.•  Duranteelcolapso,suspropiedadesdiferentescausanunadiferenciacióndesu

distribución•  LasparoculasdeDMDenenpocainteracciónysecomportancomoungassin

colisiones.LoshalosdeDMseconcentrandebidoalaumentodelcontrastededensidaddurantelaexpansióndeluniverso

•  LosbarionesDenenfricciónypresión.•  Duranteelelcolapsodebarioneslaperdidadeenergíadelgasatravésde

radiación.•  Elescenariodeuncolapseesféricoidealizado:

–  GascolapsaenelpotencialdelhalodeDM.–  EnelcentroseconcentragasenequilibriohidrostáDco(presión<->fuerza

gravitatoria).–  Elgasdelasafueras,gassiguecayendohaciadentroavelocidades

supersónico,produciendochoques,quecalientanelgas

Temperaturavirialdelgas•  LatemperaturavirialdelgassepuedeesDmardelamismaformaqueenlos

cúmulos.SuponemosqueelgasquesehacaidoalhalosestávirializadoconloquelamitaddelaenergíapotencialsehaconverDdoenenergíacinéDca.Conesotenemos(ignoramosfactoresdelordendeunidad:

•  Enhalosdetamañodegalaxias,elgasDenetemperaturadelorden106Kquees

diOcildeobservarporque:–  Laemisiónenrayosxesabajasenergías(~0.1keV).ElgasenlaVíaLácteaes

opacoparaestasenergías.–  Casitodolosátomosestántotalmenteionizadoynoemitenlíneas

•  ExisteestegascalientealrededordelaVíaLáctea?Si.Sehapodidoconfirmaratravésdelíneasdeabsorpción(enluzprovenientedecuásares)enlíneasdealgunosátomosaltamente(peronototalmente)ionizado(comop.e.OVI).

Enfriamientodelgas

Curvasdeenfríamientodegas

•  Paraformarunagalaxiayestrellas,elgasDenequeenfriarsemás.

•  Lohaceatravésdelaemisióndefotones(DenequeserópDcamentedelgado)

•  Lossiguientesprocesossonimportantes:•  Emisióndebremsstrahlung(radiación

libre-libre)debidoalscameringdeelectronesyprotonesoiones.

•  Excitacióncolisionaldeátomosenestadoexcitado.ElátomodespuésvuelvoalestadobásicoemiDendounfóton.

•  Ionizacióncolisional.Enlarecombinaciónseemiteunfoton.

•  Todoslosprocesossonproporcionalesaladensidadalcuadrado.

Sedefine:tasadeenfríamiento:C,funcióndeenfríamiento:Λ(T)=C/n2H

EnfriamientodelgasPropiedadesdelacurvadeenfriamiento:•  AaltaT,todoslosátomosestán

completamenteionizado,ysolohayenfríamientoatravésdebremsstrahlung(Λ(T)αT1/2)

ParametalicidadZ=0:•  SolamentehayHyHe.•  ElprimerpicosedebeaH.Elgas

empiezaatenersuficienteenergíaparaexcitaryionizarH.Despuésdelpico,laeficienciabajaporqueHestátotalmenteionizado.

•  ElsegundopicosedebeaHeporelmismomoDvo.

ParametalicidadZ>0:•  Otrosátomossoneficienteparael

enfriamientoporqueDenenmuchaslíneas

AT<104K:•  Átomos(casi)nopuedenenfríar.•  MóleculasDenenlíneascontransicionesde

bajaengeríaysoneficientesenfriadores

Condicionesparaenfriamientoeficiente•  TiempocaracterísDcodeenfriamiento

•  Tiempodecaídalibre(Dempoquetardaunaparoculadecaerenelhalohastaelcentro):

•  Sitcool>>tff:Elgasnopuedecolapsaraentff,comomucholohaceenunDempotcool

•  Sitcool<<tff:Elgascolapsaentff

;fg=ρg/ρ

Condicionesparaenfriamientoeficiente

LineaconAnua:Curvasdetcool=tffqueesequivalentea:Líneadepuntos:densidadmediadehalosdeDMcolapsadoadiferenteszLíneasdisconAnuas:Mgas(suponiendofg=0.15)delaecuaciónTvir

CondicionesparaenfriamientoeficienteConclusiones:Enhalosmasivos(M>varios1012Msun)elenfriamientoesineficienteynoseformangalaxias.Estelímiteesmásomenoslalíneaqueseparagruposycúmulosygalaxias.Elgasencúmuloseselgasquenosehapodidoenfriar.EsoexplicalaaltaM/Lencúmulos.Halosdebajamasa(M<108Msun)solosehanpodidoformaramuyaltosredshiQ.LasestrellasenestosobjetosDenenquesermuyviejas.

4.2Reionización•  Despuésdelarecombinación(z~1100)eluniversoerallenodeátomosdeHyHe

neutro,conunafraccióndeionizaciónresidualmuypequeña(10-4).•  EnestosmomentoseluniversoeraopácoparalaradiaciónemiDdaconlambda<

1216A.•  Eneluniversolocalesoyanoeselcaso,asíelmediointergalácDcoDenequetener

unamuybajafraccióndegasionizado(ydehechotodoeluniversovisible)•  ¿Queprocesopuedehabercausadolareionización?

–  Ionizacióncolisionaldebidoagas(ionizado)calienteintergalácDco(T>105K):LapresenciadegasintergalácDcodeestaTsepuedeexcluirporqueelscameringentresuelectronesyfontonesdeCMBcambiaríaelespectrodelCMB(efectoSunyaev-Zeldovich).Esonohasidoobservado.

–  Fotoionizacióndeestrellas.

•  ElcolapsodeunanubedegasDenelugarcuando|Egrav|>Etherm.Conestacondición,sepuedededucirlamasadeJeanscomomasalímite

•  TomandoencuentaladependenciadeladensidadmediaylatemperturadelgasdelredshiQsepuedecalcularMJ(z),ysalenvaloresentre5x103Msun(local)y105Msun(altoz).Pordebajodeestosvaloresgasnopuedecolapsar.

•  M>MJesunacondiciónnecesariaparaelcolpsodelgas,peronoessuficiente.ElgasDenequeenfriarse–sino,alreducirelradio,aumentalatemperaturaypresiónyexpandeotravez.

•  Enelmomentodelaformacióndelasprimerasestrellas,loshalosdeDMeranpocomasivos->bajaTvirial~2x102K->elgasatómiconoDenelíneasquepuedenenfríar.

•  Elenfríamientopasadebidoalgasmolecular,H2,quesehaformadoenpequeñascanDdadesdebidoacolisionesentreátomos(sihaypolvo,H2seformaenlassuperficiesdepolvoqueesmuchomáseficiente).EsopermitealgasenfriarseparaMhalo>5x104Msun(Tvirial~1000K)ysepodriánformarestrellasdepopulaciónIIIconpropiedadesmuydiferentesalasestrellasqueconocemos:–  Muymasivas,opacidadpequeña(nohaymetales)–  Muyluminosasycalientes->altoflujoenfotonesionizantes.–  Vidamuycorta.

Lasprimerasestrellas:PopulaciónIII

Conlavelocidaddesonido: