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NOTAS SOBRE PRÁCTICA 4
Vamos a calcular la masa de una galaxia espiral a partir de su espectro. La masa se puede calcular a partir de las observaciones de cada uno de sus componentes (estrellas y gas) o dinámicamente, viendo el movimiento que presenta la galaxia. Nosotros lo vamos a hacer de esta última orma. !ara ello representamos su curva de rotaci"n V(#)$ velocidad de rotaci"n en unci"n de la distancia al centro de la galaxia. La velocidad de rotaci"n a un radio #, suponiendo que la galaxia está en equilibrio y su%eta a la ley de Ne&ton de gravitaci"n universal, será proporcional a la masa contenida en ese radio$ GmM R
'
mv =
'
R
donde es la masa de la galaxia contenida en un radio galactocntrico #. *+"mo sera la curva de rotaci"n- i estamos en un radio suicientemente grande para poder considerar que prácticamente toda la masa visible está incluida, despe%ando la velocidad$ GM R √ R /eberamos por tanto ver que la curva de rotaci"n disminuye con la rai0 cuadrada de #. *1s eso lo que observamosv
=
1n la práctica vamos a obtener la curva de rotaci"n a partir del espectro observado para la galaxia espiral$ stas tienen bastantes regiones de ormaci"n estelar que son brillantes (regiones 233) por lo que su espectro presenta las lneas de emisi"n caractersticas de estas regiones y se verán claramente. 1n este espectro, las abcisas nos da la direcci"n espectral y las ordenadas la direcci"n espacial (a lo largo de la rendi%a).
1spectro bidimensional de la galaxia
i hacemos un corte hori0ontal en el espectro bidimensional, veramos espectros en una dimensi"n, que serán de este tipo$
donde podemos identiicar las distintas lneas de emisi"n. i vemos cuál es la desviaci"n de la longitud de onda en la que aparecen estas lneas a cada radio galactocntrico con respecto al centro de la galaxia, podemos determinar cuál es su movimiento respecto a ste, es decir, cuál es la velocidad de rotaci"n a cada radio galactocntrico, y por tanto representar la curva de rotaci"n. 4 con la curva de rotaci"n podemos calcular la masa contenida en cada radio #. En realidad hay un paso previo a esto: en el espectro bidimensional observado, tanto en x como en y, tenemos píxeles (se recoge la información en un !"# $or tanto, lo primero %ue tendríamos %ue hacer es calibrar: el tama&o %ue corresponde a un pixel en la dirección espacial (lo sabemos en este caso" el intervalo en longitud de onda %ue corresponde a un pixel en el e'e de abcisas: para determinarlo usaremos el espectro de una lmpara de calibración# En )l vemos líneas %ue sabemos en %u) longitud de onda deben aparecer y las identificamos para establecer la relación *ngstrom+pixel# – –