Anteproyecto de Tesis Doctoral Sistemas de cúmulos ... - UNAM
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Comparó las propieda<strong>de</strong>s <strong>de</strong> estos objetos con los reportados en otras galaxias<br />
y sospecho su ubiquidad. Ahora sabemos que, en efecto, se localizan en sistemas<br />
esferoidales como las galaxias elípticas (<strong>de</strong>s<strong>de</strong> enanas hasta gigantes), y<br />
en el halo y el bulbo <strong>de</strong> galaxias espirales.<br />
Dado que los CGs son objetos muy compactos, su gravedad es suficiente<br />
para que mantengan su forma, aún durante interacciones galácticas. A<strong>de</strong>más,<br />
estudios espectroscópicos han revelado que son objetos muy viejos, por lo<br />
que tuvieron que haberse formado durante las primeras etapas <strong>de</strong>l ensamblaje<br />
galáctico (Burstein et al. 1984). Este hecho los convierte en las herramientas<br />
i<strong>de</strong>ales para reconstruir la historia <strong>de</strong>l ensamblaje galáctico.<br />
Función <strong>de</strong> luminosidad<br />
Una propiedad importante <strong>de</strong> los sistemas <strong>de</strong> CGs (tal vez la que los hace<br />
tan interesantes) es su función <strong>de</strong> luminosidad (GCLF, por sus siglas en inglés),<br />
la cual es bien representada por una distribución gaussiana:<br />
N(m) =<br />
1<br />
√<br />
2πσ<br />
2 N 0e −(m−m0 )<br />
2σ 2 , (1)<br />
don<strong>de</strong> N 0 es la <strong>de</strong>nsidad numérica total, m 0 es la magnitud aparente promedio<br />
(turnover) y σ es la dispersión <strong>de</strong> la distribución.<br />
Aún más, la magnitud absoluta <strong>de</strong>l turnover, MV<br />
0 ∼ −7.3, y la dispersión,<br />
σ∼1.4 (Harris 1991), parecen ser in<strong>de</strong>pendientes <strong>de</strong>l tipo morfológico, la<br />
luminosidad y el ambiente <strong>de</strong> la galaxia, al menos en el universo local. Estas<br />
propieda<strong>de</strong>s convierten a los sistemas <strong>de</strong> CGs en buenos indicadores <strong>de</strong><br />
distancia.<br />
Bimodalidad <strong>de</strong> color<br />
Evi<strong>de</strong>ncia observacional apoya la conclusión <strong>de</strong> que los cúmulos estelares<br />
masivos se forman en ambientes don<strong>de</strong> se perturba gran<strong>de</strong>s cantida<strong>de</strong>s <strong>de</strong> gas,<br />
como en interacciones galáticas. En estos casos, el número <strong>de</strong> GCs es proporcional<br />
a la cantidad <strong>de</strong> gas involucrado en la interacción. Con base en lo anterior,<br />
y suponiendo que estos cúmulos masivos son los precursores <strong>de</strong> cúmulos<br />
globulares, Ashman & Zepf (1992) predijeron que las galaxias <strong>de</strong>bían mostrar<br />
dos (o más) subpoblaciones, es <strong>de</strong>cir, CGs viejos (o pobres en metales) y CGs<br />
jóvenes (o ricos en metales).<br />
En 1996, Elson & Santiago reportaron que la distribución <strong>de</strong> color <strong>de</strong> los<br />
CGs en M87 (galaxia elíptica dominante en el Cúmulo <strong>de</strong> Virgo) era bimodal,<br />
confirmando la predicción <strong>de</strong> Ashman & Zepf. En los años siguientes, diversos<br />
autores reportaron el mismo comportamiento en la mayoría <strong>de</strong> las galaxias<br />
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