Cinematica y dinamica de las galaxias

1. Cinemática y dinámica de
las galaxias
Laurent Chemin
astro.chemin@gmail.com

2. Cinemática y dinámica de LTGs
Idea principal:
Obtener datos cinemáticos (velocidad LOS y dispersión de
velocidad) para restringir dinámica, masa, distribución de
masa, parámetros orbitales, anisotropía, momento angular,
etc.
→ Es útil para restringir la formación de galaxias, la
evolución, el ensamblaje masivo

3. Cinematica de galaxias
Dominio óptico/visible
Líneas de absorción de
poblaciones estelares Líneas de
emisión de gas ionizado
Pasado: espectroscopia de
hendidura (hasta principios de
2000)
→ alineado con el eje mayor
fotométrico

4. Técnicas de observación
Dominio óptico/visible
Líneas de absorción de
poblaciones estelares Líneas de
emisión de gas ionizado
Pasado: espectroscopia de hendidura
(hasta principios de 2000)
→ alineado con el eje mayor fotométrico
Por qué ? Veje mayor (LOS) = Vsys+Vrot
sin i (LTG)

5. Dominio óptico/visible
Líneas de absorción de poblaciones estelares
Líneas de emisión de gas ionizado
Pasado: espectroscopia de hendidura (hasta
principios de 2000)
→ alineado con el eje mayor fotométrico
Presente: espectroscopia de campo integral
obtener espectros sobre la integralidad del
campo
Técnicas de observación

6. Dominio óptico/visible
Líneas de absorción de poblaciones estelares
Líneas de emisión de gas ionizado
Pasado: espectroscopia de hendidura (hasta
principios de 2000)
→ alineado con el eje mayor fotométrico
Presente: espectroscopia de campo integral
obtener espectros sobre la integralidad del campo
Técnicas de observación

7. •
Y
X
x-y-λ or x-y-velocity = 3D spectroscopy
¿Por qué utilizar la espectroscopia
de campo integral?
Kam
et
al.
2017
f(x,y)
v(x,y)
σ(x,y)

8. x-y-λ
velocidad x-y
= datos 3D
= cubo de datos
Mapas de canales
= distribución de
flujo en función de
RA-DEC en cada λ
o velocidad
Ej: mapas de canales
HI de M33
Cam et al. 2017

9. Espectroscopia 3D óptica/visible
IFS: alimentado con fibra, Lenslet,
Slicer
→ R~500-3000, más apropiado para
poblaciones estelares y galaxias
lejanas
campo de visión pequeño (≲1’)
Interferometría: Fabry-Perot (FP),
Michelson (espectrógrafo de
transformada de Fourier, FTS)
→ R~5000-15000, más apropiado
para gas ionizado
FOV grande (~5-10')
Tecnicas de observación

10. Espectroscopía 3D mm-cm = Radio
interferometría
Gas molecular (CO@1.3-2.6mm)
Hidrógeno neutro (HI @ 21cm) FOV
grande ~5-30’ = 1.22 λ/D
D=diámetro de la antena~ 10-20 m
Resolución angular baja y alta
0,5”-1’ = 1,22 λ/B
B = línea de base de la antena
(distancia)
Técnicas de observación

11. Messier 33: gas Hα (interferometría FP), gas HI (21 cm,
radiointerferometría)

12. Modelos cinemáticos de campos de velocidad
Cinemática regular: el eje principal de la cinemática es recto
Modelo simple = proyección de la velocidad axisimétrica a lo largo de la línea
de visión
contornos de isófotas de emisión HI contornos de isovelocidad = diagrama
de araña
Chemin et al. 2006

13. Modelos cinemáticos de campos de velocidad
Cilíndrico referencial R,Ф,z (R,θ,z)
Modelo axisimétrico simple
●
i = inclinación del disco
Θ = ángulo azimutal dentro del plano del disco (=ángulo desproyectado, depende de i y P.A. del eje
mayor) Vsys= velocidad sistémica
VR= componente radial (también llamada velocidad radial, para no confundir con la velocidad radial
en la línea de visión)
Vθ= VФ =componente azimutal o tangencial = curva de rotación Vz = componente vertical
●
●
●
●
●
X
Z
Y
X
VR
Vθ
Vz

14. Modelos cinemáticos de campos de velocidad
Modelo aximetrico simple
● Los discos son planos y aproximadamente circulares → Vθ >>VR~Vz ~0
●
Efecto de la forma de la curva de rotación en el campo de baja velocidad proyectado y el diagrama de araña

15. El eje principal cinemático no es recto = cinemática perturbada debido a la presencia de una
deformación o un giro cinemático
→ la inclinación y/o P.A. de parentesco el eje mayor varía en función del radio
→ modelo warp con i y P.A. dejar libre = modelo de anillo inclinado (se aplica principalmente
al disco HI, rara vez estelar
o discos de gas ionizado)
Modelos cinemáticos de campos de velocidad
Chemin et al. 2006

16. Modelos cinemáticos de campos
de velocidad
Chemin et al. 2006
yo ~ cst, Pensilvania varía = giro

17. Modelos cinemáticos de campos
de velocidad
Urdimbres interiores y exteriores
Más cara a cara, más ventaja fuera
→ Efectos en datacube: disco HI doblado
si

18. Modelos cinemáticos de campos de velocidad
Las curvas de rotación para los lados que se acercan y se alejan son consistentes
(excepto la región interior)

19. Modelos cinemáticos de campos de
velocidad
Kam et al. 2017
Validación del modelo cinemático → campo de velocidad residual
● Campo de velocidad residual = Observado – modelo (contornos)
● Modelo correcto si los residuos se centran en ~0
km s-1 y no hay un patrón obvio
Residuales más grandes en la deformación de M33 y
regiones exteriores perturbadas
→ el modelo no es bueno en estas regiones debido a
supuestos simétricos y circulares: los movimientos son
asimétricos y no circulares aquí