CINEMÁTICA Y DINÁMICA DE GALAXIAS ESPIRALES Por María Paz Agüero Presentado ante la Facultad de Matemática, Astronomía y Física como parte de los requerimientos para la obtención del grado de Doctor en Astronomía de la UNIVERSIDAD NACIONAL DE CORDOBA Marzo, 2010 ©FaMAF – UNC 2010 Director: Rubén J. Díaz 98.52.Nr Spiral Galaxias 98.62.Dm Kinematics, dynamics, and rotation 98.62.Hr Spiral arms 98.62.Qz Magnitudes and colors; luminosities 98.62.Ck Masses and mass distribution A mi familia CINEMÁTICA Y DINÁMICA DE GALAXIAS ESPIRALES Uno de los mayores desafíos de la astronomía del siglo XXI es la determinación precisa del origen, naturaleza y distribución de la materia en sus formas visible y oscura. El modelo cosmológico más aceptado en la actualidad, aquel que postula que la masa del Universo está dominada por la materia oscura fría, ha logrado con mucho éxito reproducir la estructura a gran escala del Universo. Sin embargo, las observaciones de la estructura interna de las galaxias presentan algunas dificultades a la hora de ser confrontadas con el modelo. Por ejemplo, el modelo cosmológico predice que los centros de los halos de materia oscura que circundan las galaxias espirales presentan perfiles de masa con fuertes gradientes de densidad de masa hacia el centro, mientras que las observaciones favorecen regiones centrales con perfiles de masa más planos. Para salvar estas diferencias, por un lado, se han postulado teorías alternativas que pueden explicar la distribución de masa en las galaxias espirales pero tienen dificultades para describir las grandes estructuras. Por otro lado, la obtención e interpretación de las observaciones sufren de varias fuentes de incertezas que provocan cambios sustanciales en los resultados que deben tenerse en cuenta para poder realizar una correcta comparación con los modelos. La relación entre cinemática y luminosidad, llámese cociente de masa-luminosidad, y principal tema de estudio en esta tesis, representa el factor observable más importante para poder entender el origen de la estrecha relación que existe entre el subsistema dominante de materia oscura y la cantidad de estrellas que se formaron dentro del mismo. Por lo tanto, las distribuciones de masa en todas sus formas resultan cruciales para poder confrontar los modelos de formación y evolución de las galaxias. Al analizar la relación entre la cinemática y la luminosidad en las galaxias espirales, se puso especial atención en las incertezas involucradas para poder interpretar las observaciones en términos de propiedades físicas intrínsecas de los objetos. En cuanto a la distribución de brillo, la extinción por el polvo presente en las galaxias espirales introduce complicaciones que sólo son minimizadas en las recientes observaciones en el rango infrarrojo, por lo que basamos nuestro análisis fotométrico en la banda K del infrarrojo cercano. Sin duda los sesgos más comunes que debimos analizar se relacionan con el efecto del apartamiento de la velocidad circular producto de las perturbaciones presentes en los discos galácticos (brazos espirales, barras y alabeos). Otro factor que puede modificar sustancialmente la dinámica y distribución de masa en las galaxias son las interacciones y fusiones galácticas. El tratamiento requirió enfocar distintos aspectos. Por un lado, la cinemática y fotometría detalladas de objetos individuales permitió entender el efecto de los sesgos observacionales más comunes, y por otro lado los análisis estadísticos permitieron inferir propiedades generales. En el Capítulo 1 se resume el estado del conocimiento básico acerca de la estructura de las galaxias, especialmente enfocado hacia el estudio de la distribución de luz y masa en las galaxias espirales. El Capítulo 2 introduce al lector en la complejidad tanto física como observacional del estudio de los movimientos internos de las galaxias espirales, y cómo ésta dificulta la determinación de las distribuciones de masa en galaxias. Este resumen será de utilidad para aquellos que se inician en el estudio de la cinemática de galaxias. La última sección de este capítulo se dedica a un análisis propio de los efectos de algunas perturbaciones tales como barras, alabeos y ondas de densidad en las determinaciones de masas. El Capítulo 3 se centra en trabajos específicos sobre cinemática y estructura de algunos estadios evolutivos de galaxias espirales. Se analiza el caso de Messier 83, una galaxia espiral aislada que por su condición de núcleo doble parece haber sufrido una fusión menor con una galaxia satélite enana. También estudiamos la estructura de tres objetos fuertes emisores en el Infrarrojo que se encuentran en distintas etapas de fusión. Estos estudios se realizaron a fin de comprender mejor los sesgos observacionales producto de las interacciones que afectan a la determinación de las distribuciones de masa y luz en las galaxias. El Capítulo 4 presenta el estudio central de la tesis, la determinación de la distribución de masa y luminosidad infrarroja en una muestra final de 22 galaxias espirales cercanas. En la primera parte se discute la selección de la muestra en la cual se han minimizado los sesgos observacionales estudiados en los Capitulos 2 y 3. En la segunda parte se determinan las variaciones del Cociente masa-luminosidad a cada radio y se estudian las correlaciones entre los distintos parámetros estructurales y dinámicos. Finalmente se determina un perfil universal de masa-luminosidad para galaxias espirales, que permitió derivar una ley de densidad para el halo de materia oscura. El Capítulo 5 resume y discute las conclusiones dentro del escenario general que describe la estructura y evolución de las galaxias espirales como sistemas dominados por una componente de materia oscura no bariónica. ÍNDICE Capítulo 1: Introducción 1.1 Las Galaxias. 1 1.1.1 Tipos de Galaxias . 2 1.1.2 Medio Interestelar . 6 1.1.3 Los centros galácticos. 10 1.2 Determinación de Masas . 14 1.2.1 A partir de la Curva de Rotación . 14 1.2.2 A partir de la Fotometría . 17 1.2.3 La perspectiva del Infrarrojo Cercano . 19 Capítulo 2: Cinemática 2.1 Hipótesis de los Movimientos Circulares. 41 2.1.1 Desarrollo Observacional . 45 2.1.2 Técnicas de Muestreo del Campo de Velocidades. 52 2.1.3 La Curva de Rotación . 65 2.2 Movimientos no Circulares. 69 2.2.1 Ondas de Densidad. 77 2.2.2 Barras . 83 2.2.3 Alabeos. 91 2.3 Conclusiones . 101 Apéndice 2.A . 102 Capítulo 3: Estudios Específicos 3.1 La Rotación de M83 de los 50 pc a los 50 Kpc. 107 3.1.1 La Región Nuclear de M83. 107 3.1.2 La Curva de Rotación de M83 . 114 3.2 Galaxias Espirales en Proceso de Fusión . .121 3.1.1 NGC 2623 . 121 3.1.2 NGC 5514. 126 3.1.2 NGC 3256. 128 3.3 Distribuciones Anulares de Materia en las Regiones Centrales. 131 3.3.1 Catálogo. 132 3.3.2 Galaxias de Comparación. 139 3.3.3 Resultados. 143 3.3.4 Conclusiones. 149 Apéndice 3.A: Tablas . 154 Capítulo 4: Relación Masa Luminosidad en Galaxias Espirales 4.1 Relevancia de la Relación Masa-Luminosidad . 163 4.2 Procedimiento . 164 4.2.1 La Muestra . 167 4.2.2 Densidades de Brillo Superficial. 168 4.2.3 Las Curvas de Rotación y Densidades de Masa. 174 4.2.4 Cociente Masa-Luminosidad. 190 4.3 Resultados. 203 4.3.1 Índice de Color. 203 4.3.2 M/L Integrada. 209 4.3.3 Correlaciones . 214 4.3.4 Perfil Universal de M/L . 220 4.4 Componente Oscura de Masa. 223 4.4.1 Densidad Superficial de Masa. 223 4.4.2 Densidad Volumétrica de Masa. 227 4.5 Conclusiones . 229 Apéndice 4.A: La Muestra. 234 Apéndice 4.B: Tablas. 245 Apéndice 4.C: Cocientes M/L . 249 Apéndice 4.D: Ajuste Exponencial. 271 Capítulo 5: Conclusiones y Comentarios Finales . .277 1 Introducción NGC 4321 Las Galaxias 1 1.1 Las Galaxias En 1845, William Parsons utilizó un telescopio con un área colectora de luz sin precedentes (72 pulgadas), el cual le permitió observar las nebulosas catalogadas por William Herschell con mucho mayor detalle de lo que había sido posible anteriormente. El examen de estas nebulosas reveló que la mayoría podía clasificarse en dos categorías: algunas se percibían más homogéneas, con distribuciones de luz elípticas muy regulares; mientras que otras eran menos simétricas, exponiendo una estructura espiral distintiva. La apariencia de torbellino en estas nebulosas dió peso a la sugerencia de Immanuel Kant, a mediados del siglo XIIX, de que estos universos islas eran sistemas rotantes sobre un eje perpendicular al disco. La galaxia en la que vivimos, la Vía Láctea, corresponde a este último grupo, una galaxia cuya apariencia está dominada por brazos con forma de espiral. Nuestra galaxia, al igual que todas las galaxias espirales , presenta la mayoría de sus estrellas viajando en órbitas circulares formando una estructura aplanada y aproximadamente axisimétrica, a la cual llamamos el disco galáctico y que contiene a los brazos espirales. Este disco tiene una extensión aproximada de 10 Kilopársecs (Kpc) y una 10 masa en estrellas de 5 ×10 M ☼. Nuestro Sol se encuentra a una distancia de 8 Kpc del centro de la Galaxia y se está moviendo con una velocidad circular de 220 km/s. En la dirección perpendicular al disco, la densidad de estrellas sigue una distribución 1 exponencial cuya altura típica ( zd) dependerá de la edad de las estrellas que utilicemos como trazadoras. En la vecindad solar esta altura va de ≤ 100 pársecs para las estrellas jóvenes O y B, hasta ~300 pc para las estrellas con edades del orden de 10 Gyr que constituyen el grueso de la masa del disco 2. El disco también contiene gas, mayormente hidrógeno neutro y molecular, concentrado en nubes con un amplio rango de masas y tamaños, así también como pequeñas partículas sólidas (polvo), las cuales hacen que el gas interestelar se vuelva opaco en longitudes de onda visibles a la distancia de varios Kpc.