Evolução de Galáxias

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Tema	5:	Evolución	de	galaxias	
1.  Introducción	
2.  Formación	de	estructura	
3.  Halos	de	materia	oscura	
4.  Gas	en	halos	de	materia	oscura	
5.  Reinionización	del	universo	
6.  Formación	de	galaxias	de	disco	y	elípticas	
7.  Simulaciones	cosmológicos	y	sus	resultados	
5.1	Introducción	
•  Hemos	observado	muchas	galaxias	en	un	gran	rango	de	z	(hasta	z~7	–	casi	la	época	
cuando	se	formaron	las	primeras	galaxias)	
•  Pero	es	difícil	sacar	conclusiones	sobre	la	evolución	de	galaxias	porque	
observamos	diferentes	tipos	de	galaxias	a	diferentes	redshifts.	
–  Galaxias	de	Lyman	Break	(LBG)	:	z	~2.5	-5,		galaxias	con	formación	activa	
–  EROS:	z~2,	galaxias	con	mucho	polvo	y	formación	estelar	o	galaxias	elípticas		
–  Submm	galaxias:	z~2.5,	mucho	polvo	y	formación	estelar	
•  Que	relación	tienen	estos	grupos?	Que	fracción	de	la	población	total	de	galaxias	
representan?	En	que	tipos	de	galaxias	evolucionan?	
•  Las	respuesta	se	tiene	que	basar	en	modelos	cosmológicos		(númericos	o	semi-
analíticos)	que	tienen	que	ser	capaz	de	explicar/reproducir:	
–  La	dependencia	de	z	de	funciones	de	luminosidad,	tasa	de	formación	estelar…	
–  Relaciones	de	escala:	Tully-Fisher	para	espirales,	plano	fundamental	para	elípticas,	
relación	entre	MBH	y	Mbulbo…..	
Algunas	preguntas	abiertas	
•  Cómo	se	ha	formado	la	estructura	en	el	universo?	
•  Porque	se	forman	las	galaxias?	
•  Porque	hay	dos	tipos	principales	de	galaxias	(de	disco	y	elípticas)?	Cuál	es	
su	historia	de	evolución?	Entendemos	la	abundancia	relativa	de	cada	tipo?		
•  Porque	han	cambiado	las	propiedades	de	galaxias	a	lo	largo	del	tiempo?	
•  Podemos	entender	la	relación	entre	propiedades	de	galaxias	y	su	
entorno?	
•  Cómo	están	relacionado	los	tipos	de	galaxias	que	observamos	a	alto	z	
(LBG,	EROS,	BzKs,	submm	galaxias…)	con	galaxias	locales?	
•  Entendemos	la	tasa	de	la	formación	estelar	en	función	del	tiempo?	Porque	
está	decreciendo	desde	z~2?	
•  De	donde	viene	la	estrecha	relación	entre	MBH	y	Mbulbo?	
•  Que	papel	tienen	AGNs	en	la	evolución	de	galaxias?	
Resumen	de	la	historia	del	Universo	
Reonización	
5.1	Formación	de	estructura	
Materia	oscura	
•  Al	final	de	la	inflación	el	universo	era	plano,	pero	había	pequeñas	fluctuaciones	de	
densidad.		
•  El	origen	de	estas	fluctuaciones	son	fluctuaciones	cuánticas		aumentan	mucho	durante	
la	inflación	
•  En	la	expansión	del	universo,	regiones	por	encima	de	la	densidad	media	son	cada	vez	
más	por	encima,	y	regiones	por	debajo	cada	vez	más	por	debajo	->	El	contraste	de	
densidades	aumenta;	se	forman	halos	de	materia	oscura	
•  Las	propiedades	de	los	halos	de	materia	oscura	dependen	del	tipo	de	materia	oscura	
	
Materia	barionica	
Antes	de	la	récombinación:	
•  La	materia	bariónica	y	los	fotones	están	estrechamente	ligados	debido	a	scattering	de	
electrones	con	fotones,	y	interacción	electromagnética	entre	protones	y	iones	de	helio	
(fluido	bariones-fotones).	
•  El	fluido	de	bariones+fotones	tiene	una	presión	alta	(debido	a	los	fotones	que	dominan	
la	densidad	de	energía)	y	no	sigue	el	potencial	de	materia	oscura.	
		
•  La	formación	de	estructura	(galaxias,	grupos	y	cúmulos	de	galaxias)	se	debe	
a	un	colapso	gravitacional	en	las	zonas	de	picos	de	densidad	de	materia	
oscura.	
•  Las	observaciones	del	Fondo	Cósmico	de	Microondas	(CMB)	nos	permiten	
medir	el	contraste	de	densidad	que	existía	en	el	momento	de	la	
recombinación	
•  Problema:	Este	contraste	pequeño	no	son	suficientes	para	explicar	la	
formación	de	galaxias	(haría	falta	un	contraste	de	10-3)	
•  Solución:	Materia	oscura	no	interactúa	con	fotones	y	ha	podido	formar	
irregularidades	antes.	En	el	momento	de	la	emisión	del	CMB	ya	son	
superiores	a	las	fluctuaciones	de	la	materia	bariónica.		
•  à	Las	galaxias	colapsan	en	las	zonas	de	sobre-densidad	creadas	por	la	
materia	oscura.	
•  à	La	materia	oscura	es	imprescindible	para	la	formación	de	galaxias		
Formación	de	galaxias	
≈10-5	
		
Modelo	de	materia	oscura	caliente	
•  Teoría	mas	aceptada	hace	algunos	años	
•  Candidato	para	materia	oscura:	Neutrino	
•  Materia	oscura	caliente:	Partícula	que	se	
mueve	casi	a	la	velocidad	de	la	luz.	Debido	a	su	
alta	energía	cinética,	no	están	ligados	
gravitacionalmente	a	los	máximos	de	
densidad,	sino	se	mueven	libremente.	
•  à	No	se	pueden	formar	estructuras	pequeñas	
porque	materia	oscura	caliente	no	colapsa	en	
estructuras	pequeñas.		
•  La	formación	de	estructura	es:	
–  Primero	grandes	estructuras,	después	
pequeñas:	“de	arriba	hacia	abajo”	
–  Se	formarían	primero	cúmulos,	galaxias	se	
formarían	por	desintegración	
–  La	estructura	a	gran	escala	produce	
demasiado	contraste	
Las	propiedades	de	los	halos	de	materia	oscura	dependen	del	tipo	de	materia	oscura	
		
Modelo	de	materia	oscura	frío	
•  Modelo	más	aceptado	ahora	
•  Materia	oscura	frío:	Partículas	con	gran	masa,	y	
baja	velocidad,	están	atrapados		facilmente	por	
los	potenciales	de	los	picos	de	densidad		
•  Candidatos:	WIMPS	(Weakly	Interacting	
Massive	Particle).	Más	prometedores:	
Partículas	predicho	por	la	teoría	de	la	
supersimetría	(predice	partículas	compañeras	
supersimétricas	con	gran	masa)	
La	formación	de	estructura	es:	
–  Primero	objetos	tienen	masa	de	unos	106	
Msol	
–  Objetos	más	grandes	se	forman	después	a	
través	de	interacciones,	grandes	
estructura:	“de	abajo	hacía	arriba”	
–  La	estructura	a	gran	escala	está	de	acuerdo	
con	las	observaciones	
5.2	Halos	de	materia	oscura	
•  Una	zona	con	con	ρ(t)	>	ρmedia(t)	expande	mas	lentamente	que	el	universo	
promedio.	
•  Si	el	contraste	de	densidad	es	superior	a	un	límite	δc,	esta	zona	no	solamente	
relantiza	su	expansión	sin	colapsa.	
•  Este	procesos	se	puede	modelar	como	un	proceso	de	colapso	esferico	y	deducir	el	
número	por	volumen	de	halos	de	DM	en	función	de	la	masa	y	redshift:	el	modelo	
Press-Schechter	(Press	&	Schechter	1974).	
•  Propiedades:		
•  El	número	de	halos	por	volumen	decrece	
con	el	aumento	en	masa	porque:	
•  Un	halo	de	masa	alta	se	forma	de	una		
contraste	de	densidad	con	una	escala	
grande	y	estos	son	menos	frecuentes.		
•  Esto	modelo	lleva	a	la	formación	de	
estructura	jerarquica:		La	estructuras	de	
baja	masa	se	forman	primero.	
Propiedades	de	halos	de	materia	oscura	
•  Una	zona	con	ρ(t)	>	ρmedia(t)	expande	mas	lentamente	que	el	universo	promedio.	
•  Si	el	contraste	de	densidad	es	superior	a	un	límite	δmin,	esta	zona	no	solamente	
relantiza	su	expansión	sin	colapsa.	
•  Este	procesos	se	puede	modelar	como	un	proceso	de	colapso	esférico	y	deducir	el	
número	por	volumen	de	halos	de	DM	en	función	de	la	masa	y	redshift:	el	modelo	
Press-Schechter	(Press	&	Schechter	1974).	
	
Propiedades:		
•  El	número	de	halos	por	volumen	decrece	
con	la		masa	alta	porque:	
•  Un	halo	de	masa	alta	se	forma	de	
una		contraste	de	densidad	con	una	
escala	grande	y	estos	son	menos	
frecuentes.		
•  Esto	modelo	lleva	a	la	formación	de	
estructura	jerarquica:		La	estructuras	de	
baja	masa	se	forman	primero.	
Línea	continuo:	Medido	en	simulaciones	
Línea	de	puntos:	predicción	Press-Schechter	
Propiedades	de	halos	de	materia	oscura	
•  Forma:	no	tienen	porque	ser	esférico,	pueden	tener	forma	elongado.	
•  Los	halos	tienen	momento	angular	debido	a	torques	de	marea.	
	
•  Se	define	el	parámetro	de	espin	como	la	relación	entre	momento	angular	y	
momento	angular	necesario	para	estar	en	compensar	la	gravitación	
•  Para	un	disco	en	equilibrio	λ		~0.4	
•  Para	un	halo	de	DM	λ	~0.05	
Halo	“biasing”	
•  Las	galaxias	(y	grupos	y	cúmulos	de	galaxias)	se	forman	dentro	de	los	halos	de	
materia	oscura.		
•  Es	interesante	comparar	la	distribución	espacial	de	galaxias,	grupos	y	
cúmulos	de	galaxias	(observables)		con	la	distribución	de	materia	obscura	de	
simulaciones.	
•  Sin	embargo,	la	distribución	de	galaxias	no	necesariamente	es	igual	que	la	de	
la	materia	total	(dominada	por	DM)	
•  Hay		“sesgos”	de	halos.	
Halos	de	DM	
Distribucion	de	contraste	de	densidad	
Ejemplo:	
•  Los	halos	se	forman	cuando	el	contraste	
de	la	distribución	es	materiaes	por	
encima	de	un	límite.	En	eso,	influye	tanto	
la	distribución	a	pequeña	como	a	gran	
escala.	
•  Hay	que	tomar	en	cuenta	este	efecto	
para	explicar	la	distribución	de	galaxias	a	
larga	escala,	por	ejemplo	la	existencia	de	
“voids”.	
		
Simulaciones	de	
halo	de	materia	
oscura	
•  Cálculos	analiticos	son	muy	
limitados,	y	hay	que	hacer	
modelos	numéricos.	
•  Primero	se	forma	la	
estructura	a	pequeña	
escala,	luega	la	estructura	
a	gran	escala.	
	
	
Evolución	temporal	de	halos	de	
DM	en	la	simulación	de	
Millenium-II	
Simulaciones	de	halo	de	materia	oscura	
•  Cálculos	anal’itico	son	muy	limitado,	y	hay	que	hacer	modelos	numéricos.	
•  Perfil	en	densidad:	Funcion	de	Navarro,	Frenk	&	White	(1997,	NFW-perfil)	
•  Comprobación	observacional	es	difícil	porque	DM	no	es	directamente	observable.	
En	las	zonas	centrales	de	las	galaxias	la	densidad	está	dominada	por	bariones.	
•  Es	cúspide	–	propiedad	que	no	se	ha	confirmado	observacionalmente	en	galaxias	
(menos	quizás	en	cúmulos)	
	
Comparación	entre	galaxias	y	halos	de	DM	
•  La	función	de	luminosidad	de	
galaxias	y	grupos	de	galaxias	
observada	tiene	una	forma	muy	
distinta	de	la	distribución	en	masa	
de	los	halos	de	DM.	
•  Solo	en	la	parte	en	medio	(M~1012	
Msun)		la	pendiente	es	parecida,	y	
M/L	tiene	el	valor	más	alto.	
•  Para	masas	pequeñas	y	masas	altas	
la	eficiencia	de	transformar	
bariones	en	estrellas	es	mucho	
más	bajo	que	para	M~1012	Msun.	
•  ¿Porqué?	
Función	de	luminosidad	de	galaxias	y	grupos	de	
galaxias	medido	por	el	survey	2dFG	(rojo)	y	
predicción	de	la	función	en	masa	y	suponiendo	
un	M/L	(constante,	línea	continua).	
~1012	Msun	
5.3	Gas	en	halos	de	materia	oscura	(DM)	
•  Al	comienzo	(cuando	el	contraste	en	densidad	era	pequeño)	la	distribución	de	
bariones	y	materia	oscura	era	parecida.	
•  Durante	el	colapso,	sus	propiedades	diferentes	causan	una	diferenciación	de	su	
distribución.	
•  Las	partículas	de	DM	tienen	poca	interacción	y	se	comportan	como	un	gas	sin	
colisiones.	Los	halos	de	DM	se	concentran	debido	al	aumento	del	contraste	de	
densidad	durante	la	expansión	del	universo	
•  Los	bariones	tienen	fricción	y	presión.		
•  Durante	el		colapso	de	bariones	la	perdida	de	energía	del	gas	es	a	través	de	
radiación.	
•  El	escenario	de	un	colapse	esférico	idealizado:		
–  Gas	colapsa	en	el	potencial	del	halo	de	DM.	
–  En	el	centro	se	concentra	gas	en	equilibrio	hidrostático	(presión	<->	fuerza	
gravitatoria).		
–  El	gas	de	las	afueras,	gas	sigue	cayendo	hacia	dentro	a	velocidades	
supersónico,	produciendo	choques,	que	calientan	el	gas		
Temperatura	virial	del	gas	
•  La	temperatura	virial	del	gas	se	puede	estimar	de	la	misma	forma	que	en	los	
cúmulos.	Suponemos	que	el	gas	que	se	ha	caido	al	halos	está	virializado	con	lo	que	
la	mitad	de	la	energía	potencial	se	ha	convertido	en	energía	cinética.	Con	eso	
tenemos	(ignoramos	factores	del	orden	de	unidad:	
	
•  En	halos	de	tamaño	de	galaxias,	el	gas	tiene	temperatura	del	orden	106	K	que	es	
difícil	de	observar	porque:	
–  La	emisión	en	rayos	x	es	a	bajas	energías	(~0.1	keV).	El	gas	en	la	Vía	Láctea	es	
opaco	para	estas	energías.	
–  Casi	todo	los	átomos	están	totalmente	ionizado	y	no	emiten	líneas	
•  Existe	este	gas	caliente	alrededor	de	la	Vía	Láctea?	Si.	Se	ha	podido	confirmar	a	
través	de	líneas	de	absorpción	(en	luz	proveniente	de	cuásares)	en	líneas	de	
algunos	átomos	altamente	(pero	no	totalmente)	ionizado	(como	p.e.		OVI).	
Enfriamiento	del	gas	
Curvas	de	enfríamiento	de	gas	
•  Para	formar	una	galaxia	y	estrellas,	el	gas	
tiene	que	enfriarse	más.		
•  Lo	hace	a	través	de	la	emisión	de	fotones	
(tiene	que	ser	ópticamente	delgado)		
•  Los	siguientes	procesos	son	importantes:	
•  Emisión	de	bremsstrahlung	(radiación	
libre-libre)	debido	al	scattering	de	
electrones	y	protones	o	iones.	
•  Excitación	colisional	de	átomos	en	
estado	excitado.	El	átomo	después	
vuelvo	al	estado	básico	emitiendo	un	
fóton.	
•  Ionización	colisional.	En	la	
recombinación	se	emite	un	foton.	
•  Todos	los	procesos	son	proporcionales	a	la	
densidad	al	cuadrado.	
	
Se	define:	tasa	de	enfríamiento:	C	,			función	de	enfríamiento:		Λ(T)	=	C	/n2H	
Enfriamiento	del	gas	
Propiedades	de	la	curva	de	enfriamiento:	
•  A	alta	T,	todos	los	átomos	están	
completamente	ionizado,	y	solo	hay	
enfríamiento	a	través	de	
bremsstrahlung	(Λ(T)	α	T1/2)	
Para	metalicidad	Z=0:		
•  Solamente	hay	H	y	He.	
•  El	primer	pico	se	debe	a	H.	El	gas	
empieza	a	tener	suficiente	energía	
para	excitar	y	ionizar	H.	Después	del	
pico,	la	eficiencia	baja	porque	H	está	
totalmente	ionizado.	
•  El	segundo	pico	se	debe	a	He	por	el	
mismo	motivo.	
Para	metalicidad	Z>0:	
•  Otros	átomos	son	eficiente	para	el	
enfriamiento	porque	tienen	muchas	
líneas		
A	T	<	104	K:		
•  Átomos	(casi)	no	pueden	enfríar.	
•  Móleculas	tienen	líneas	con	transiciones	de	
baja	engería	y	son	eficientes	enfriadores	
Condiciones	para	enfriamiento	eficiente	
•  Tiempo	característico	de	enfriamiento	
•  Tiempo	de	caída	libre	(tiempo	que	tarda	una	partícula	de	caer	en	el	halo	hasta	el	
centro):	
•  Si	tcool	>>	t	ff	:	El	gas	no	puede	colapsar	a	en		t	ff	,	como	mucho	lo	hace	en	un	tiempo	
tcool	
•  Si	tcool	<<	t	ff	:	El	gas	colapsa	en		t	ff		
;	fg	=	ρg/ρ	
Condiciones	para	enfriamiento	eficiente	
Linea	continua:	Curvas	de	
tcool	=	t	ff	que	es	equivalente	
a:	
	
	
Línea	de	puntos:	densidad	
media	de	halos	de	DM	
colapsado	a	diferentes	z	
	
Líneas	discontinuas:	Mgas	
(suponiendo	fg=0.15)	de	la	
ecuación	Tvir	
Condiciones	para	enfriamiento	eficiente	
Conclusiones:	
	
En	halos	masivos	(M>varios	
1012	Msun)	el	enfriamiento	es	
ineficiente	y	no	se	forman	
galaxias.	
Este	límite	es	más	o	menos	la	
línea	que	separa	grupos	y	
cúmulos	y	galaxias.		
El	gas	en	cúmulos	es	el	gas	que	
no	se	ha	podido	enfriar.	
Eso	explica	la	alta	M/L	en	
cúmulos.	
Halos	de	baja	masa		(M<	108	
Msun)	solo	se	han	podido	
formar	a	muy	altos	redshift.	Las	
estrellas	en	estos	objetos	
tienen	que	ser	muy	viejas.	
5.4	Reionización	
•  Después	de	la	recombinación	(z~1100)	el	universo	era	lleno	de	átomos	de	H	y	He	
neutro,	con	una	fracción	de	ionización	residual	muy	pequeña	(10-4).	
•  En	estos	momentos	el	universo	era	opáco	para	la	radiación	emitida	con	lambda	<	
1216	A.	
•  En	el	universo	local	eso	ya	no	es	el	caso,	así	el	medio	intergaláctico	tiene	que	tener	
una	muy	baja	fracción	de	gas	neutro	(y	de	hecho	todo	el	universo	visible)	
•  ¿	Que	proceso	puede	haber	causado	la	reionización?		
–  Ionización	colisional	debido	a	gas	(ionizado)	caliente	intergaláctico	(T>105	K):	
La	presencia	de	gas	intergaláctico	de	esta	T	se	puede	excluir	porque	el	
scattering	entre	su	electrones	y	fontones	de	CMB	cambiaría	el	espectro	del	
CMB	(efecto	Sunyaev-Zeldovich).	Eso	no	ha	sido	observado.	
–  Fotoionización	de	estrellas.	
–  AGN		
•  El	colapso	de	una	nube	de	gas	tiene	lugar	cuando	|Egrav|	>	Etherm.	Con	esta	condición,	se	
puede	deducir	la	masa	de	Jeans	como	masa	límite	
•  Tomando	en	cuenta	la	dependencia	de	la	densidad	media	y	la	tempertura	del	gas	del	
redshift	se	puede	calcular	MJ(z),	y	salen	valores	entre	5x103	Msun	(local)	y	105	Msun	(alto	
z	).	Por	debajo	de	estos	valores	gas	no	puede	colapsar.	
•  M>	MJ	es	una	condición	necesaria	para	el	colapso	del	gas,	pero	no	es	suficiente.	El	gas	
tiene	que	enfriarse	–	sino,	al	reducir	el	radio,	aumenta	la	temperatura	y	presión	y	
expande	otra	vez.	
•  En	el	momento	de	la	formación	de	las	primeras	estrellas,	los	halos	de	DM	eran	poco	
masivos	->	baja	Tvirial	->	el	gas	atómico	no	tiene	líneas	que	pueden	enfríar.	
•  El	enfríamiento	pasa	debido	al	gas	molecular,	H2,	que	se	ha	formado	en	pequeñas	
cantidades	debido	a	colisiones	entre	átomos	(si	hay	polvo,	H2	se	forma	en	las	
superficies	de	polvo	que	es	mucho	más	eficiente).	Eso	permite	al	gas	enfriarse	para	
Mhalo	>	5x104	Msun	(Tvirial	~1000	K)	a	z	~20	y	se	podián	formar	estrellas	de	populación	III	
con	propiedades	muy	diferentes	a	las	estrellas	que	conocemos:	
–  Muy	masivas,	opacidad	pequeña	(no	hay	metales)	
–  Muy		luminosasy	calientes	->	alto	flujo	en	fotones	ionizantes.	
–  Vida	muy	corta.	
Las	primeras	estrellas:	Populación	III	
Con	la	velocidad	de	sonido:		
El	proceso	de	reonización	
Los	fotones	de	estas	primeras	estrellas:	
•  Ionizan	HI	en	su	vecindad	(fotones	E	>	13.6	eV)	–	pero	la	mayor	parte	del	universo	
queda	neutro	
•  Destruyen	H2	(fotones	E	>	11.26	eV).	Este	proceso	es	muy	eficiente	porque	fotones	
con	11.26eV<E<13.6eV	pueden	propagar	grandes	distancias	(HI	no	les	absorbe)	y	
dissocian	H2.	
Las	primeras	estrellas	explotan	en	breve	tiempo	en	supernovae	
•  Enriquezen	el	gas	en	metales	
•  Posiblemente	la	energía	inyectada	por	los	SN	es	superior	a	la	energía	gravitatoria	y	
el	gas	está	expulsado	de	los	halos	de	DM	->	pueden	quedarse	halos	de	DM	de	baja	
masa	huérfanos	de	gas	e	incapaz	de	formar	estrellas	otra	vez	
En	z~10	halos	con	M~107	Msun	se	forman	en	gran	cantidad	con	Tvir	>	104	K	
–  Enfriamiento	es	eficiente,	también	debido	a	metales	
–  Se	forman	proto-galaxias	
–  Las	estrellas	ionizan	su	entorno	(regiones	HII),	regiones	HII	sobrelapan	cada	vez	
más	hasta	que	la	reinoización	está	completa	
Resumen	de	los	pasos	de	reinonización		
Al	final	de	la	reionización	de	H…	
•  El	gas	intergaláctico	tiene	una	temperatura	de	~104	K.	Está	calentado	por	el	exceso	de	
energía	de	fotones	ionizantes	(si	tienen	E>	13.6	eV).	
•  La	presión	de	gas	a	estas	temperaturas	impide	que	el	gas	se	concentre	en	halos	de	baja	masa	
(con	VC	<	30	km/s).	Estos	halos	tienen	poco	gas	->	pocas	estrellas	->	alta	masa/luminosidad	y	
baja	fracción	de	bariones	fb	=	ρbariones/ρmateria.	
•  La	radiación	ionizante	intergaláctica	tiene	dos	efectos:	
–  Calienta	el	gas	intergálactico	
–  Aumenta	la	fracción	de	ionización,	lo	que	reduce	el	número	de	átomos	neutros	que	
pueden	enfriar	el	gas.	
->	el	gas	no	puede	enfriar	bien	y	no	forma	estrellas	con	eficiencia		
•  Este	efecto	es	importante	para	halos	de	baja	masa	(en	halos	de	alta	masa,	la	radiación	
galáctica	domina	sobre	radiación	intergaláctica)	
->	Gas	en	halos	de	baja	masa	no	puede	enfriar	bien	y	no	forma	estrellas	con	eficiencia	(después	
de	la	reonización).	
•  Con	He	intergaláctico	un	proceso	de	reionización	similar	ha	tenido	lugar,	pero	necesita	
fotones	de	más	alta	energía	(E>	24.6	eV).		Terminó	despúes,	cuando	la	densidad	de	fotones	
con	esta	energía	era	suficientemente	alta.	Los	fotones	vienen	de	cuásares.			
•  Del	análisis	de	los	espectros	de	absorpción	de	cuasares	(bosque	de	Ly-alpha	y	efecto	Gunn	
Peterson)	se	determina		z~3.	
Cuantas	estrellas	hacen	falta	para	reionizar	
el	universo?	
Es	incierto,	pero	hay	que	tomar	en	cuenta:	
•  El	balance	energético	general	es	favorable:	En	una	fusion	de	4H->	4He	se	liberan	7	
MeV,	pero	para	una	ionización	hacen	falta	solamente	13.6	eV	
•  Se	reoniza	casi	todo	de	gas	intergaláctico,	pero	no	el	gas	dentro	de	las	galaxias	
La	cantidad	de	estrellas	necesarias	depende	de:	
•  La	fracción	de	fotones	ionizante	que	puede	escapar	de	las	protogalaxias	y	ionizar	
el	medio	intergaláctico.	Depende	de	la	geometría	y	de	la	grumosidad	del	medio	
interestelar	en	las	protogalaxias.	
•  La	grumosidad	del	medio	intergaláctico	que	influye	en	la	tasa	de	recombinación.	Si	
es	muy	grumoso,	la	densidad	puede	ser	alta,	y	una	alta	densidad	favorece	a	la	
recombinación.	
Observando	la	reionización	
•  Efecto	Gunn-Peterson	(Gunn	&	Peterson	
1965):	Si	todo	el	gas	intergaláctico	es	
neutro,	toda	la	emisión	emitida	a	λ	<	λ(Ly𝝰)	
es	absorbida.	
Espectros	de	cuásares	con	z>	5.7	
Esquema	del	efecto	Gunn-Peterson.	Absorpción	total	a	partir	
de	un	z	determinado	
•  Espectros	de	cuásares	demuestran	absorpción	
variable	–	pero	no	completa	-	para	λ0	<	912	Å		
•  La	variación	puede	ser	debido	a	la	distribución	
de	H,	o	debido	a	variaciones	en	el	grado	de	
ionización.	
Observando	la	reionización	
•  El	efecto	Gunn-Peterson	no	se	ha	
observado	hasta		z~7	(~maxima	distancia	
de	observación).		
•  Algunos	cuásares	tienen	fuerte	absorpción	
para	λ0	<	1216	Å	,	pero	eso	ya	es	posible	
con	bajas	fracciones	de	gas	neutro	(1%	de	
gas	neutro	es	suficiente	de	bloquear	
completamente	la	radiación	a		λ0	<	1216	Å.		
•  Teóricamente,	se	espera	la	reionización	en	
z~10,	pero	aún	no	se	ha	observado	–	pero	
se	observa	un	aumento	en	la	fracción	del	
gas	neutro	con	z.	
	
Evolución	con	z	de	la	fracción	de	gas	
neutro	determinado	de	los	espectros	
de	absorpción	de	cuasares	a	alto	z	
5.5	Formación	de	galaxias	
Colapso	monolítico:	
El	colapse	de	una	una	gran	nube	de	gas	resulta	de	forma	natural	en	una	galaxia	de	disco:	
•  El	colapso	de	los	bariones	tiene	lugar	en	un	halo	de	DM.	
•  Los	halos	de	DM	tienen	momento	angular.	
•  Al	comienzo	del	colapso	la	distribución	de	DM	y	bariones	es	igual,	luego	es	diferente	
porque	el	gas	es	disipativo.	Pero	el	gas	sigue	teniendo	momento	angular.	
•  Durante	el	colapso,	el	momento	angular	se	conserva.		
•  Eso	imposibilita	el	colapso	en	el	plano	de	
la	rotación	porque:			r	menor	->	ω	
aumento	->	Fcent	aumento	->	expansión		
•  El	colapso	termina	en	un	disco	
perpendicular	al	momento	angular.	
	
•  En	el	disco,	el	gas	es	mucho	más	denso	que	en	una	esfera,	lo	que	facilita	el	
enfríamiento	del	gas	y	la	formación	estelar.	
Formación	de	galaxias	de	disco	
Modelo	de	colapso	para	la	Vía	Láctea	(VL)	de	Eggen,	Lynden-Bell&	Sandage	(1962):	
•  La	VL	se	forma	en	un	rápido	colapso	de	una	nube	proto-galáctica.	
•  Va	formando	estrellas	durante	el	colapso		
•  El	colapso	se	frena	cuando	colisones	entre	gas	y	polvo	se	hacen	más	frecuentes.	
•  La	conservación	de	momento	angular	explica		la	formación	de	un	disco	en	
rotación.	
•  El	modelo	puede	explicar:	
–  La	presencia	de	estrellas	con	baja	metalicidad	en	el	halo	con	componentes	de	
su	velocidad	en	dirección	radial.	
–  La	presencia	de	formación	estelar	y	una	metalicidad	más	alta	en	el	disco.	
•  El	modelo	no	puede	explicar:	
–  Movimiento	retrogrado	de	algunas	estrellas/cúmulos	de	estrellas	en	el	halo.	
–  Las	estrellas	y	cúmulos	en	el	halo	tienen	un	rango	de	edades	de	unos	2	Gyr	–	
10x	más	de	la	duración	del	colapso	estimado	por	ELS.	
–  Distribución	de	los	cúmulos:	Algunos	asociado	con	el	bulbo	y	los	otros	con	el	
disco	grueso	–	en	el	modelo	de	ELS	no	queda	explicado	por	que	es	asi.	
•  Parece	que	la	formación	de	galaxias	ha	sido	un	proceso	más	complejo	
Formación	de	galaxias	de	disco	
La	DM	es	necesario	para	que	el	colapso	pueda	terminar	en	un	tiempo	corto:	
•  Parámetro	de	espin	λspin~0.05	para	halo	de	DM	y	λspin~0.42	para	disco	estable.	
	
Colapso	de	bariones:			
•  |E|	~r-1	->	halo	tiene	que	disminuir	un	factor	(0.42/0.05)2	~50->	tiempo	de	caida	
libre	para	valores	típicas	de	Vía	Láctea:	>	1010	yr	->	largo,	no	explicaría	la	presencia	
de	estrellas	más	viejas	que	eso.	
	
Colapso	de	halo	de	DM:		
•  En	un	halo	con	ρ	~r-2	(halo	isothérmico,	caso	idealizado)	->	velocidad	de	rotación		
es	constante,	Vc,	en	equilibrio	(Fc=Fg).	
•  Si	el	halo	tiene		λspin	=	0.05	,		V	≈	Vc/8			
•  En	el	colapso	se	conserva	momentum	angular	J	~MRV	–>	R	tiene	que	haber	
disminuido	un	factor	8	->	tiempo	de	free-fall	~109	yr.	
Recordamos:	parámetro	de	espin:	
Formación	de	galaxias	de	disco	
Aunque	un	colapso	de	gas	tiene	que	haber	sido	el	comienzo	de	todas	las	galaxias,	otros	
efectos	son	relevantes	para	la	evolución	de	galaxias	de	disco:	
•  Interacciones	y	fusiones	entre	galaxias	
•  Caída	continua	de	gas	intergaláctico	en	las	galaxias	ya	formadas	
•  Efectos	dinámico	
–  Discos	delgado	en	rotación	sufren	inestabilidades	dinámicas	debido	a	pequeñas	
perturbaciones	gravitacionales	
–  Se	forman	barras	y	brazos	espirales	
–  Barras	pueden	causar	que	estrellas	y	gas	se	muevan	hacia	en	centro	->	se	forman	“pseudo-
bulbos”	
•  ”Feedback”	debido	a	formación	estelar	
–  Supernova	y,	en	menor	medida,	vientos	de	estrellas	masivas,	inyectan	mucha	energía	al	
medio	interestelar.		
–  Causan	el	calentamiento	del	gas	y	expulsarlo	del	disco	al	halo	(o	fuera	de	la	galaxia)	
–  Eso	impide	o	retrasa	la	formación	estelar,	sobre	todo	en	galaxias	pequeñas.	
•  Feedback	debido	a	AGN	
–Inyectan	energía	a	gran	escala	y	puede	ser	importante	en	grupos	y	cúmulos	
–  Procesos:	Calentamiento	de	gas	intergaláctico	debido	a	chorros	de	radio	o	calentamiento	de	
gas	debido	a	la	radiación	del	QSO	
	
	
Que	necesitamos	explicar	
•  Diferentes	tipos	de	galaxia:	
–  Galaxias	espirales	con	disco	exponential,	brazos	espirales,	barras	y	bulbos	
(mas	o	menos	grandes)	
–  Galaxias	S0	con	bulbo	grande	y	disco	pequeña	sin	brazos	espirales	
–  Galaxias	elípticas	de	diferentes	tipos	
•  Similitud	entre	bulbos	clásicos	y	galaxias	elípticas	
•  La	relación	en	masa	entre	galaxias	de	diferentes	masa	(abundancia	de	galaxias	
enanas,	“missing	satélite	problema”)	
•  Eficiencia	de	formación	estelar	y	evolución	química	de	galaxias	
•  Relación	entre	masa	de	bulbo	y	masa	de	BH	
•  Relaciones	de	escala.	Son	relaciones	entre	parámetros	globales	de	galaxias	
(luminosidad,	tamaño,	brillo	superficial,	velocidad	de	rotación…..),	por	ejemplo		la	
relación	Tully-Fisher.	
Interacciones	entre	galaxias	
Imágenes	del	HST	
Son	un	proceso	fundamental	para	entender	la	evolución	de	galaxias.	
Son	capaces	de	cambiar	la	morfología	y	provocar	brotes	de	formación	estelar.	
Interacciones	de	galaxias:	
Simulaciones	y	observaciones	
•  Enseñar	simulaciones	
Interacciones	entre	galaxias	
•  Estrellas	y	DM	se	compartan	como	un	gas	sin	colisiones	–	solo	experimentan	el	
campo	gravitatorio	general,	no	el	de	partículas	individuales.	Eso	hace	que	en	una	
interacción	de	cara,	las	estrella	(y	DM)	pasan	sin	alteración	mayor	
•  Condiciones	para	una	fusión:	vrel	<	vescape	
•  En	una	fusión	fusionan	tanto	los	halos	de	DM	como	los	bariones	dentro.	
•  Se	distinguen	fusión	de	dos	galaxias	de	una	masa	similar	(”major	merger”)	y	con	
masas	diferentes	(“minor	merger”,	m1/m2	<1/3)	
El	gas,	al	contrario,	interacciona	hidrodinamicamente	
y	pierde	energía	
estrellas	
Gas	molecular	y	atómico	
Minor	merger	
•  Minor mergers son muy frecuentes. No 
cambian la morfología de la galaxia 
mayor. 
•  Aumentan la masa de la galaxia mayor 
•  Pueden ser responsable para la 
formación del disco grueso (con 
estrellas viejas con baja metalicidad). 
•  En la Vía Láctea está teniendo lugar 
actualmente la fusión con la galaxia 
enana Sagitarius. 
•  Los Nubes de Magellanes también 
serán absorbido por la VL. 
NGC 1531 
Crédito: Robert Gendler, Jan-Erik Ovaldsen, Allan Hornstrup, 
Arp 188 
(Tadpole) 
Image Credit: Hubble Legacy Archive, ESA, NASA; Processing - Bill 
Snyder (Heavens Mirror Observatory) 
Major	merger	
•  El	resultado	de	la	fusión	de	2	galaxias	espirales	de	
masa	parecida	(major	merger)	es	una	galaxia	
elíptica.	
•  Indicios	observacionales:		
•  El	resultado	de	una	fusión	se	parece	a	una	
galaxia	elíptica	
•  Morfológicas	en	galaxias	elípticas:	”Conchas”	
que	son	el	resultado	de	una	interacción.	
•  Cinemáticas	peculiar,	como	contrarotación	de	
estrellas	en	el	centro	
NGC	7252	
NGC	4365,	observado	en	el	proyecto	SAURON:	rotación	ortogonal	en	el	centro	
Formación	de	elípticas	
	
•  Las	simulaciones	dan	como	resultado	de	un	major	merger		una	galaxia	elíptica.	
•  Sin	embargo,	si	se	toma	en	cuanta	solamente	estrellas	y	DM,	las	propiedades	de	la	
elíptica	resultante	es	diferente	de	las	observadas:		
–  La	forma	no	es	correcta	(p.e	radios	son	demasiados	grandes)		
–  La	cinemática	no	es	correcta	(p.e.	velocidad	de	rotación	demasiado	pequeña).	
•  Tomando	en	cuenta	también	el	gas	en	las	
galaxias	espirales	da	resultados	muy	diferentes:	
–  El	gas	pierde	energía	relativamente	fácil	
mediante	radiación	
•  Se	enfría	y	concentra	en	los	centros.	
•  La	acumulación	de	gas	en	los	centros	provoca	
un	brote	de	formación	estelar.	
–  Las	estrellas	formadas	de	esta	manera	tienen	
una	densidad	alta	y	cinemática	diferente,	
compatible	con	las	estrella	en	galaxias	
elíptica	medianas.	
–  Galaxias	ULIRGS	son	ejemplos,	son	elípticas		
en	el	proceso	de	formación	
–  …y	tienen	con	frecuencia	también	un	AGN	
Formación	de	elípticas	
Comparación	de	simulación	con	y	sin	gas	disipativo	
	
Con	gas:	
-  Los	radios	son	mucho	más	pequeños	
-  La	relación	Vrot/sigma	es	mayor	y	más	cerca	
del	límite	de	soporte	rotacional.	
La	línea	negra	indica	el	valor	
Vrot/σ	que	explicaría	la	
elipticidad	debido	a	rotación	
(similar	a	la	Tierra	o	el	Sol).	
	
Sin	gas,	los	resultados	de	las	
simulaciones	tienen	muy	poca	
rotación.	
•  Las	isofotas	de	las	elípticas	no	
son	siempre	elípticas	
•  Algunas	tienen	forma	más	
cuadrada,	boxy	
•  Otras	tienen	exceso	de	lux	
en	el	eje	mayor,	disky		
•  La	forma	de	los	isofotas	está	
relacionado	a	otras	
propiedades,	que	permite	
clasificar	elípticas	en	dos	
grupos.	
•  Esto	dos	grupos	parece	tener	
procesos	de	formación	
diferentes.	
Boxy
Las más	luminosas	
Parte	interna:	‘core’	
Problablemente	triaxiales	
Poca	rotación	
En	los	centros	de	cúmulos	
Disky	
Medianas	
Parte	interna:	cúspide	
Esferoides	oblatos	
Rotan	rápido	
En	el	campo	o	afueras	
de	cúmulos	
Diferentes	tipos	de	elípticas	
Perfil	de	luminosidad	
Simulación		 Observación	
Con	gas:	más	luz	en	la		
parte	central	en	
comparación	la	
simulación	sin	gas	
Sin	gas	
Observaciones	en	el	cúmulo	de	Virgo	demuestran	que:	
•  Las	10	galaxias	más	brillantes	(ejemplo:	NGC	4472)	tiene	un	core	->	resultado	de	
fusión	sin	gas	
•  Los	17	galaxias	menos	luminosas	(ejmplos	NGC	4458	y	NGC	4459)	tienen	un	exceso	
de	luz	en	la	parte	central	->	resultado	de	fusión	con	gas	
Línea	continua:	
perfil	de	Sersic	
Formación	de	elípticas	mediante	fusión	
•  La	formación	de	elípticas	ha	tenido	dos	vías	(fusión	sin	o	con	gas),	explicando	las	
propiedades	observadas	de	diferentes	clases	de	elípticas.	
•  Fusión	“mojada”	(Wet	merger):		
–  Fusión	de	dos	galaxias	espirales	con	gas	produce	elípticas	compatibles	con	las	
observadas	elípticas	medianas	de	hoy	día.		
–  La	fusión	tiene	que	haber	pasado	a	z~2	para	que	las	estrellas	jóvenes	se	hayan	
muerto	y	la	elíptica	se	queda	roja.	
•  Fusión	“seca”	(Dry	merger):	
–  Fusión	de	dos	galaxias	elípticas	sin	gas	produce	una	galaxias	elíptica	grande	
compatible	con	las	propiedades		de	elípticas	gigantes	observadas	en	regiones	
densa	(grupos,	cúmulos)	
–  En	una	fusión	seca,	no	se	forman	estrellas	nuevas.	Por	eso,	incluso	una	fusión	
reciente	puede	tener	estrellas	viejas.	
		
Esquema	de	la	evolución	de	galaxias	
El	escenario	más	probable:	
•  Primero	se	forman	galaxias	de	disco	
•  Las	galaxias	elípticas	se	forman	en	
fusiones.	
•  Si	una	galaxias	elíptica	no	interacciona	
con	otra	galaxias	durante	algún	tiempo	
puede	formar	un	disco	mediante	
acreción	de	gas	intergaláctica	y	fusiones	
menores		->	Se	forma	una	galaxias	de	
disco	con	un	bulbo.	
•  Eso	explica	la	formación	de	los	bulbos	y	
porque	los	bulbos	de	galaxias	son	tan	
parecidos	a	galaxias	elípticas.		
5.6	Modelos	cosmológicas	
•  La	evolución	de	galaxias	es	un	proceso	complejo.	Hacen	falta	simulaciones	
numéricas	para	comparar	la	teoría	con	las	observaciones.	
•  Las	simulaciones	tienen	dos	tipos	de	desavío:	
•  Númericos:	Tienen	que	describir	un	gran	rango	de	escalas		
–  desde	(por	lo	menos)	el	tamaño	de	cúmulos	de	galaxias	(~100	Mpc),	porque	
el	entorno	es	importante	para	la	evolución	de	una	galaxia			
–  hasta	escalas	por	debajo	del	tamaño	de	galaxias	(formación	estelar	ocurre	
en	escalas	de	1-10	pc,	altura	del	disco	es	~100pc,	grosor	de	brazos	espirales	
~1kpc)	
•  Físicos:	Aparte	de	describir	la	DM	(solamente	gravitación)	hay	que	describir	la	
física	bariones:		
–  calentamiento	y	enfriamiento	del	gas,		
–  proceso	de	formación	estelar,		
–  efecto	de	SNe	al	gas	
–  formación	de	AGN,	efecto	de	AGN	al	entorno	
	
	
Modelos	cosmológicos	
Procesos	físicos	a	escalas	pequeñas	
•  Formación	estelar:	Ley	de	Kennicutt-Schmidt:	SFR/Area		~	Mmol/Area	
–  	El	exponente	es	incierto	
–  	Hay	un	offset	entre	galaxias	“normales”	y	galaxias	starburst		
•  Explosiones	de	SN	inyectan	gas	en	su	alrededor.	Las	consecuencias	dependen	del	
entorno:		
–  si	el	gas	es	frío	y	denso,	pierde	la	energía	rápidamente,		
–  si	es	caliente	y	difuso,no	se	enfría	sino	expande,	puede	escapar	al	halo	y	tarde	
mucho	en	enfriarse.	
•  Crecimiento	y	efecto	de	los	AGN:	Cuál	es	la	tasa	de	acreción,	la	luminosidad	y	el	
calentamiento	del	gas	alrededor?	
•  Todo	estos	procesos	son	complejos	y	se	incorporan	en	las	simulaciones	en	forma	
de	recetas,	por	ejemplo:	
–  Si	la	densidad	del	gas	es	por	encima	de	un	límite,	se	forman	estrellas.	
–  Los	SNe	inyectan	una	cierta	fracción	de	su	energía	en	gas	frío	o	caliente	
–  La	luminosidad	de	un	AGN	es	una	cierta	fracción	de	la	luminosidad	de	
Eddington	
•  Los	resultados	de	simulaciones	dependen	de	la	receta	usada	y	del	método	
numérico.	
•  Se	modifica	la	receta	intentando	conseguir	acuerdo	con	todas	las	observaciones	
	
Ley	de	Schmidt-Kennicutt	para	la	formación	estelar	
Modelos	cosmológicos	
Hay	dos	metodos	principales	(y	complementarios)	para	los	modelos:	
•  Simulaciones	hidrodinámicas	pueden	describir	el	gas	mediante	las	ecuaciones	
hidrodinámicas.	
–  Un	paramétro	clave	es	el	tamaño	de	la	red	(grid)	y	si	es	adaptable	o	no	
–  La	físca	a	pequeña	escala	(formación	estelar,	SN,	AGN)	se	incluye	mediante	
recetas.	
–  Ventaja:	describalae	hidrodinámica	del	gas	bien	
–  Desventaja:	necesitan	mucho	tiempo	y	no	se	puede	simular	regiones	muy	grande	
o	explorar	muchos	parámetros	
•  Modelos	semi-analíticos:	
–  Simulaciones	n-body	para	la	distribución	de	DM	
–  Una	descripción	simplificada	para	la	evolución	de	bariones	dentro	de	los	halos	de	
DM,	tomando	procesos	como	enfriamiento	del	gas,	formación	estelar,	acreción	
para	formar	un	BH,	feedback	en	forma	de	recetas	
–  Ventaja:	Se	pueden	simular	grandes	volúmenes	y	explorar	muchos	parámetros.	Se	
puede	simular	la	historia	de	fusiones	de	las	galaxias	y	la	estructura	a	gran	escala	
–  Desventaja:	No	son	tan	preciso	como	la	simulaciones	hidrodinámicas		
	
Millenium	
simulation		
Ejemplo	de	una	gran	simulación	n-
body	con	1010	partículas	“Millenium”	
terminado	en	2005.	
Luego	había	más	simulaciones	con	
más	partículas	(Millenium	II	en	2009	
y	Millenium	XXL	en	2010)		
	
	
Simulaciones	cosmológicas	
Los	resultado	dependen		del	método	numérico	
Las	condiciones	iniciales	y	las	recetas	para	formación	estelar	y	feedback	son	
iguales	en	las	dos	simulaciones	
AREPO	
mueve	el	
grid	con	
el	fluido	y	
lo		su	
densidad	
del	fluido		
Resultados	de	las	simulaciones	
AGN	y	galaxias	
•  Se	puede	simular	el	crecimiento	de	los	agujeros	negros		supermasivos	en	
los	centros	de	galaxias	
•  Para	empezar	se	necesitan	un	BH	con	masa	moderada	(unos	105	Msun,	
aunque	el	valor	exacto	no	importa	mucho).	No	está	totalmente	claro	como	
se	pueden	haber	formado.	Se	supone	que	en	todo	los	halos	por	encima	de	
un	limite	de	masa	hay	uno.	
•  Se	simula	el	crecimiento	con	acreción	desde	un	medio	esférico	estático.	
•  Los	modelos	demuestran	que	
–  BH	crecen	rápidamente	
–  El	crecimiento	de	los	BH	y	estrellas	está	relacionado	
–  El	crecimiento	de	los	BH	va	en	episodios	
–  Hay	una	correlación	entre	sigma	y	MBH	
Resultados:	AGN	
Simulación	
hidrodinámica	de	la	
densidad	de	bariones	y	
el	crecimiento	de	
agujeros	negros	
(círculos	amarillos)	
Resultados:	AGN	
•  La	masa	de	SMBH	crece	más	
rápidamente	que	la	masa	de	
estrellas.	
•  Las	dos	tasas	de	crecimiento	tienen	
un	máximo	alrededor	de	z	=	2-4.	
•  El	máximo	para	los	SMBH	es	más	
pronunciado.	
La	escala	en	y	está	
movida	para	M*		
Resultados:	AGN	
•  Crecimiento	de	los	6	
SMBHs	más	masivos.	
•  Se	ve	que	el	crecimiento	
tiene	lugar	en	episodios	
•  La	tasa	de	crecimiento	es	
máximo	en	algunos	
episodos	para	los	SMBH	
más	masivos	
Resultados:	AGN	
La	relación	ajuste	muy	bien	la		relación	local	observada	(línea	gris	gorda)	a	partir	de	z	~4.	
Resultados:	AGN	
La	relación	ajuste	muy	bien	la		relación	local	observada	(línea	gris	gorda)	a	partir	de	z	~4.	
-Sigma	es	para	todo	el	disco	
Resultados:	Feedback	
•  Sin	feedback	la	distribución	de	gas	es	más	compacto,	gas	caliente	está	solamente	
en	las	zonas	más	densas.	
•  Feedback	es	necesario	para	distribuir	metales	en	el	medio	intergaláctico.	
Densidad	de	gas											Temperatura																Metalicidad	
Resultados:	Historia	de	formación	estelar		
•  Con	parámetros	adecuados	se	puede	
explicar	la	historia	de	formación	
estelar.	
•  Algunos	modelos	se	pueden	excluir:	
–  No	feedback:	produce	
demasiado	estrellas	
(“overcooling	problem”)	
–  Fast	winds:	demasida	perdida	de	
gas	que	impide	la	formación	
estelar		
Curva	azul:	Mejor	módelo	
La	relación	de	Tully-Fisher	
Galaxias	en	Ursa	Mayor	
L	α	Vmax
4	
La	relación	es	más	
estrecha	para	bandas	
en	el	IR	porque:	
•  Están	menos	
afectados	por	
extincción	de	polvo	
•  Trazan	mejor	la	masa	
estelar	de	la	galaxias	
Si	las	galaxias	las	galaxias	no	tendrían	materia	oscura,	se	entendería	la	relación	Tully-
Fisher	relativamente	fácil.	
Con	materia	oscura	es	sorprendente	porque:	
•  Vmax	está	determinado	por	la	materia	oscura	
•  Luminosidad	está	determinado	por	la	materia	visible	
La	relación	Tully-Fisher	nos	dice	que	hay	una	estrecha	relación.	
La luminosidad de una galaxia	espiral	está	fuertemente	correlacionada	con	su		
velocidad	de	rotación	:	L	∝	Vmaxα con		α	∼3-4)													(Tully	&	Fisher	1977)	
	
Resultados:	Relación	Tully-Fisher	
•  Se	puede	reproducir	la	relación	
Tully	Fisher	relation	
•  Modelos	sin	feedback	no	lo	
preproducen	(dan	una	relación	
más	pendiente)	
~1012	Msun	
Resultado:	Masa	de	
halo	y	masa	estelar		
Resultado	de	un	modelo	semi-analítico:		
•  Sin	feedback	la	masa	en	estella	está	
muy	sobreestimado	
•  Sin	feedback	de	AGN:	El	modelo	
funciona	bien	para	masas	bajas	pero	
no	para	masas	altas.	
	
->	Feedback	de	SN	suprime	la	formación	estelar	en	masa	bajas,	y	feedback	de	AGN	en	
masas	altas.	
	
Conclusiones	de	los	modelos	
•  Los	modelos	son	capaces	de	reproducir	muchas	observaciones.	
•  Los	resultados	de	simulaciones	hidrodinámicas	y	modelos	semi-analíticas	
son	complementarios.	
•  La	formación	de	estructura	a	gran	escala	está	bastante	bien	entendida.	
•  Procesos	del	gas	y	feedback	de	SNs	y	AGNS	son	esenciales	y	son	
seguramente	las	claves	para	mejorar	los	modelos.	
Tenemos	respuestas	a	esta	preguntas?		
•  Porque	se	forman	las	galaxias?	
•  Porque	hay	dos	tipos	principales	de	galaxias	(de	disco	y	elípticas)?	
Cuál	es	su	historia	de	evolución?	Entendemos	la	abundancia	
relativa	de	cada	tipo?		
•  Porque	han	cambiado	las	propiedades	de	galaxias	a	lo	largo	del	
tiempo?	
•  Podemos	entender	la	relación	entre	propiedades	de	galaxias	y	su	
entorno?	
•  Cómo	están	relacionado	los	tipos	de	galaxias	que	observamos	a	alto	
z	(LBG,	EROS,	BzKs,	submm	galaxias…)	con	galaxias	locales?	
•  Entendemos	la	tasa	de	la	formación	estelar	en	función	del	tiempo?	
Porque	está	decreciendo	desde	z~2?	
•  De	donde	viene	la	estrecha	relación	entre	MBH	y	Mbulbo?	
•  Que	papel	tienen	AGNs	en	la	evolución	de	galaxias?	
•  Existe	materia	oscura?