AS 42A: Astrofísica de Galaxias Clase #5 Profesor: José Maza Sancho 23 Marzo 2007 Profesor: José...
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AS 42A: Astrofísica de Galaxias Clase #5 Profesor: José Maza Sancho 23 Marzo 2007
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AS 42A: Astrofísica de GalaxiasClase #5
AS 42A: Astrofísica de GalaxiasClase #5
Profesor: José Maza Sancho
23 Marzo 2007
Profesor: José Maza Sancho
23 Marzo 2007
BRAZOS ESPIRALESBRAZOS ESPIRALES
Al igual que las espirales externas, la Vía Láctea presenta evidencias de poseer estructura espiral en su disco delgado.
Trazadores de estructura espiral: Los brazos espirales tienen una concentración
de objetos luminosos, no una concentración de masa.
Las estrellas O, B viven muy corto tiempo y por ello no pueden estar muy lejos de donde nacieron.
Al igual que las espirales externas, la Vía Láctea presenta evidencias de poseer estructura espiral en su disco delgado.
Trazadores de estructura espiral: Los brazos espirales tienen una concentración
de objetos luminosos, no una concentración de masa.
Las estrellas O, B viven muy corto tiempo y por ello no pueden estar muy lejos de donde nacieron.
El Sol ha dado 19 vueltas al centro galáctico; una estrellas O, B, que viva 20 millones de años, a 8,5 kpc del centro girará
Si en 240x106 años gira 360º en 20x106 años gira 30º Una estrella O, B, gira 1/12 de vuelta (30º) en
toda su existencia.
El Sol ha dado 19 vueltas al centro galáctico; una estrellas O, B, que viva 20 millones de años, a 8,5 kpc del centro girará
Si en 240x106 años gira 360º en 20x106 años gira 30º Una estrella O, B, gira 1/12 de vuelta (30º) en
toda su existencia.
€
P =2π ⋅rv
=2π ⋅8.500 × 206.265 ×150 ×106
220= 7,5 ×1015(s) = 240 ×106(años)
El polvo interestelar dificulta o simplemente impide la observación de las estrellas en el óptico.
La radiación en 21 cm del Hidrógeno neutro ayuda a trazar la estructura espiral de la galaxia.
Trazadores de estructura espiral: Nubes moleculares densas Regiones HII Cúmulos abiertos jóvenes Asociaciones O, B.
El polvo interestelar dificulta o simplemente impide la observación de las estrellas en el óptico.
La radiación en 21 cm del Hidrógeno neutro ayuda a trazar la estructura espiral de la galaxia.
Trazadores de estructura espiral: Nubes moleculares densas Regiones HII Cúmulos abiertos jóvenes Asociaciones O, B.
Trazadores como regiones HII, nubes moleculares densas y cúmulos prominentes marcan, en la vecindad local, tres franjas paralelas
Por dentro el brazo de Sagitario - Carina El Sol en el brazo de Orión - Cygnus Por fuera el brazo de Perseo
Trazadores como regiones HII, nubes moleculares densas y cúmulos prominentes marcan, en la vecindad local, tres franjas paralelas
Por dentro el brazo de Sagitario - Carina El Sol en el brazo de Orión - Cygnus Por fuera el brazo de Perseo
No está claro si Orión es un brazo con todo derecho o sólo una interconección entre dos brazos mayores (Orion spur; “ramal” de Orión).
La siguiente figura muestra una visión artística de la Vía Láctea. Hay también evidencia de la presencia de una barra que aquí no se muestra.
No está claro si Orión es un brazo con todo derecho o sólo una interconección entre dos brazos mayores (Orion spur; “ramal” de Orión).
La siguiente figura muestra una visión artística de la Vía Láctea. Hay también evidencia de la presencia de una barra que aquí no se muestra.
Dilema del EnrollamientoDilema del Enrollamiento
Dado que la Galaxia no rota como un cuerpo rígido, si los brazos fuesen “materiales” se enrollarían.
La estrellas que hoy están en los brazos espirales no son población permanente de los brazos.
Dado que la Galaxia no rota como un cuerpo rígido, si los brazos fuesen “materiales” se enrollarían.
La estrellas que hoy están en los brazos espirales no son población permanente de los brazos.
Teoría de Ondas de DensidadTeoría de Ondas de Densidad C.C. Lin y Frank H. Shu, en los años sesenta,
propusieron la teoría de ondas de densidad para explicar los brazos espirales.
Lin y Shu suponen un disco suave, axisimétrico, en rotación diferencial. Ellos asumen que en tal disco surgen zonas de mayor densidad. Ellos argumentan que un patrón espiral puede ser autosostenido.
Patrones de larga vida, de aumento de densidad en el disco se han dado en llamar ONDAS de DENSIDAD ESPIRAL.
C.C. Lin y Frank H. Shu, en los años sesenta, propusieron la teoría de ondas de densidad para explicar los brazos espirales.
Lin y Shu suponen un disco suave, axisimétrico, en rotación diferencial. Ellos asumen que en tal disco surgen zonas de mayor densidad. Ellos argumentan que un patrón espiral puede ser autosostenido.
Patrones de larga vida, de aumento de densidad en el disco se han dado en llamar ONDAS de DENSIDAD ESPIRAL.
Una versión simplificada la constituyen órbitas elípticas pero donde los ejes mayores de las órbitas van girando lentamente
Una versión simplificada la constituyen órbitas elípticas pero donde los ejes mayores de las órbitas van girando lentamente
Las ondas de densidad rotan como un sólido rígido pese a que todas las estrellas y las nubes giran en forma diferencial.
El patrón espiral gira más lento que la mayoría de las estrellas de la Galaxia.
Sólo en las partes externas del disco puede haber co-rotación.
En la mayor parte del disco las estrellas alcanzan al patrón espiral, entran en él por la parte cóncava y salen por la parte convexa.
Las ondas de densidad rotan como un sólido rígido pese a que todas las estrellas y las nubes giran en forma diferencial.
El patrón espiral gira más lento que la mayoría de las estrellas de la Galaxia.
Sólo en las partes externas del disco puede haber co-rotación.
En la mayor parte del disco las estrellas alcanzan al patrón espiral, entran en él por la parte cóncava y salen por la parte convexa.
Es gas es comprimido cuando entra en el brazo y eso gatilla formación estelar. Las estrellas así formadas dan un brillo extra a los brazos espirales.
Los brazos espirales son el lugar geomético de las zonas de formación estelar.
Es gas es comprimido cuando entra en el brazo y eso gatilla formación estelar. Las estrellas así formadas dan un brillo extra a los brazos espirales.
Los brazos espirales son el lugar geomético de las zonas de formación estelar.
Halo estelar y Bulbo de laVía Láctea
Halo estelar y Bulbo de laVía Láctea
En el halo y en el bulbo la formación estelar cesó hace mucho tiempo. Ahí se encuentran las estrellas más viejas de la Galaxia.
El halo estelar consiste en estrellas de población II antigua, de muy baja metalicidad, con órbitas de gran inclinación respecto al plano galáctico.
Las órbitas cortan el plano galáctico pero las distancias entre las estrellas son tan grandes que una colisión con estrellas del disco es muy improbable.
En el halo y en el bulbo la formación estelar cesó hace mucho tiempo. Ahí se encuentran las estrellas más viejas de la Galaxia.
El halo estelar consiste en estrellas de población II antigua, de muy baja metalicidad, con órbitas de gran inclinación respecto al plano galáctico.
Las órbitas cortan el plano galáctico pero las distancias entre las estrellas son tan grandes que una colisión con estrellas del disco es muy improbable.
Recuentos estelares en el halo, en un plano perpendicular a la dirección al centro galáctico han mostrado que el halo es un esferoide achatado.
La razón de ejes es: 1,0:1,0:0,8 El halo es un esferoide oblato.
Recuentos estelares en el halo, en un plano perpendicular a la dirección al centro galáctico han mostrado que el halo es un esferoide achatado.
La razón de ejes es: 1,0:1,0:0,8 El halo es un esferoide oblato.
Cúmulos globularesCúmulos globulares
Alrededor del 1% de la masa del halo estelar está en la forma de cúmulos globulares.
Los cúmulos globulares contienen entre 104 y 106 estrellas.
Tienen un diámetro menor o igual a 50 pc Hay entre 150 y 200 cúmulos globulares
en la Vía Láctea.
Alrededor del 1% de la masa del halo estelar está en la forma de cúmulos globulares.
Los cúmulos globulares contienen entre 104 y 106 estrellas.
Tienen un diámetro menor o igual a 50 pc Hay entre 150 y 200 cúmulos globulares
en la Vía Láctea.
La densidad estelar en el centro de un cúmulo globular es de 104 estrellas/pc3, una 105 veces la densidad estelar en la vecindad solar (0,1 estrellas/pc3)
Problema: A) Calcule la distancia promedio entre dos
estrellas en el centro de un C.G. B) Calcule la distancia media entre dos
estrellas en la vecindad solar. Compare su resultado con la respuesta anterior.
La densidad estelar en el centro de un cúmulo globular es de 104 estrellas/pc3, una 105 veces la densidad estelar en la vecindad solar (0,1 estrellas/pc3)
Problema: A) Calcule la distancia promedio entre dos
estrellas en el centro de un C.G. B) Calcule la distancia media entre dos
estrellas en la vecindad solar. Compare su resultado con la respuesta anterior.
Distribución de Cúmulos Globulares
Distribución de Cúmulos Globulares
Los cúmulos globulares no se distribuyen simétricamente alrededor del Sol; se concentran hacia Sagitario.
Esto lo notó Harlow Shapley. En 1917 Shapley propuso que el Sol estaba lejos del centro galáctico, que se encontraba en la dirección de Sagitario.
Los cúmulos con metalicidades bajas, Z < 0,003, están asociados con el halo.
Los cúmulos globulares no se distribuyen simétricamente alrededor del Sol; se concentran hacia Sagitario.
Esto lo notó Harlow Shapley. En 1917 Shapley propuso que el Sol estaba lejos del centro galáctico, que se encontraba en la dirección de Sagitario.
Los cúmulos con metalicidades bajas, Z < 0,003, están asociados con el halo.
Harlow Shapley (1885-1972)Harlow Shapley (1885-1972)
Los cúmulos con metalicidades Z > 0,003 están asociados con el disco grueso y presentan una fuerte concentración hacia el centro galáctico (bulbo) y el disco.
La mayoría de los C.G. están a menos de 20 kpc; hay unos pocos más allá de 37 kpc. No hay cúmulos entre ambas distancias.
Se toma 20 kpc como una indicación del radio del halo, pero es incierto.
Los C.G. ricos en metales (Z > 0,003) pertenecen al disco grueso. Constituyen ~1/3 de los C.G. de la Vía Láctea.
Los cúmulos con metalicidades Z > 0,003 están asociados con el disco grueso y presentan una fuerte concentración hacia el centro galáctico (bulbo) y el disco.
La mayoría de los C.G. están a menos de 20 kpc; hay unos pocos más allá de 37 kpc. No hay cúmulos entre ambas distancias.
Se toma 20 kpc como una indicación del radio del halo, pero es incierto.
Los C.G. ricos en metales (Z > 0,003) pertenecen al disco grueso. Constituyen ~1/3 de los C.G. de la Vía Láctea.
Edades de los Cúmulos Globulares
Edades de los Cúmulos Globulares
Las estrellas del halo son las estrellas más viejas de la Vía Láctea.
Las estrella de los cúmulos globulares son particularmente importantes pues su edad puede ser estimada con relativa facilidad.
Los C.G. se formaron muy temprano en la formación de la Vía Láctea.
La edad de los C.G. constituye un límite inferior a la edad del Universo.
Las estrellas del halo son las estrellas más viejas de la Vía Láctea.
Las estrella de los cúmulos globulares son particularmente importantes pues su edad puede ser estimada con relativa facilidad.
Los C.G. se formaron muy temprano en la formación de la Vía Láctea.
La edad de los C.G. constituye un límite inferior a la edad del Universo.
El análisis de los diagramas de Hertzsprung-Russell (H-R) de los cúmulos globulares proporciona una edad para los cúmulos globulares.
Modelos teóricos de estrellas de distintas masas y diferentes edades permiten construir ISOCRONAS en los diagramas H-R.
El análisis de los diagramas de Hertzsprung-Russell (H-R) de los cúmulos globulares proporciona una edad para los cúmulos globulares.
Modelos teóricos de estrellas de distintas masas y diferentes edades permiten construir ISOCRONAS en los diagramas H-R.
Diagrama H-R de un cúmulo globular
Diagrama H-R de un cúmulo globular
Diagrama H-R de un cúmulo joven
Diagrama H-R de un cúmulo joven
Diagrama H-R de un cúmulo intermedio
Diagrama H-R de un cúmulo intermedio
Diagrama H-R de un cúmulo viejo
Diagrama H-R de un cúmulo viejo
Isócronas para un diagramaH-R de un cúmulo Globular.Isócronas para un diagramaH-R de un cúmulo Globular.
Las edades resultantes son: 10x109 < edad [años] < 18x109
Cálculos mejorados permiten acotar aún más las edades de los cúmulos globulares:
12x109 <edad [años] < 15x109
Las edades resultantes son: 10x109 < edad [años] < 18x109
Cálculos mejorados permiten acotar aún más las edades de los cúmulos globulares:
12x109 <edad [años] < 15x109
Estrellas RR LyraeEstrellas RR Lyrae
Las RR Lyrae son estrellas variables de tipo pulsante, comunes en el halo y en los cúmulos globulares de baja metalicidad.
Las RR Lyrae tienen baja masa y baja metalicidad.
Poseen una magnitud absoluta bien definida: Mv ~ 0,5
Se encuentra que las RR Lyrae disminuyen como 1/r3 c/r a la distancia al centro galáctico.
Las RR Lyrae son estrellas variables de tipo pulsante, comunes en el halo y en los cúmulos globulares de baja metalicidad.
Las RR Lyrae tienen baja masa y baja metalicidad.
Poseen una magnitud absoluta bien definida: Mv ~ 0,5
Se encuentra que las RR Lyrae disminuyen como 1/r3 c/r a la distancia al centro galáctico.
Las RR Lyrae en dirección al centro galáctico (ventana de Baade) permiten medir la distancia al centro galáctico.
Se encuentra d ~ 8,7 ± 0,6 kpc, consistente con los 8,5 kpc que se usa con
frecuencia. El perídodo de oscilación de las RR Lyrae
depende del contenido de Helio, Y. Estudiando RR Lyrae del halo se estima que Y ~ 0,24 a 0,25. Para la Población I (el Sol) se estima un monto mayor (0,27 a 0,28).
El enriquecimiento químico de la Galaxia explica ese aumento.
El Helio primordial debe haber sido Y~ 0,24
Las RR Lyrae en dirección al centro galáctico (ventana de Baade) permiten medir la distancia al centro galáctico.
Se encuentra d ~ 8,7 ± 0,6 kpc, consistente con los 8,5 kpc que se usa con
frecuencia. El perídodo de oscilación de las RR Lyrae
depende del contenido de Helio, Y. Estudiando RR Lyrae del halo se estima que Y ~ 0,24 a 0,25. Para la Población I (el Sol) se estima un monto mayor (0,27 a 0,28).
El enriquecimiento químico de la Galaxia explica ese aumento.
El Helio primordial debe haber sido Y~ 0,24
Problema:Problema:
¿Hasta qué distancia se pueden ver RR Lyrae con un telescopio que llegue a magnitud V=25,5? [MV (RRLyrae) = +0,5].
R: m - M = 5 log r - 5 25,5 - 0,5 = 5 log r - 5 5 = log r - 1 log r = 6 r = 106 pc = 1 Mpc
¿Hasta qué distancia se pueden ver RR Lyrae con un telescopio que llegue a magnitud V=25,5? [MV (RRLyrae) = +0,5].
R: m - M = 5 log r - 5 25,5 - 0,5 = 5 log r - 5 5 = log r - 1 log r = 6 r = 106 pc = 1 Mpc
El Bulbo GalácticoEl Bulbo Galáctico
El bulbo ocupa la parte central del halo (unos pocos kpc).
Nuestra visión del bulbo está oscurecidad por el polvo interestelar. Puede estudiarse mejor en el infrarojo.
El radio del bulbo es ~ 3 kpc. Las estrellas del bulbo son tan viejas como las
estrellas del halo pero son tan metálicas como el Sol.
El bulbo ocupa la parte central del halo (unos pocos kpc).
Nuestra visión del bulbo está oscurecidad por el polvo interestelar. Puede estudiarse mejor en el infrarojo.
El radio del bulbo es ~ 3 kpc. Las estrellas del bulbo son tan viejas como las
estrellas del halo pero son tan metálicas como el Sol.
Las órbitas alrededor del centro galáctico de las estrellas del bulbo no son circulares como las órbitas de las estrellas del disco.
Sus velocidades, en la parte externa del bulbo, alcanzan a los 100 kms-1.
El bulbo parece ser un esferoide tri-axial.
Las órbitas alrededor del centro galáctico de las estrellas del bulbo no son circulares como las órbitas de las estrellas del disco.
Sus velocidades, en la parte externa del bulbo, alcanzan a los 100 kms-1.
El bulbo parece ser un esferoide tri-axial.
La Distribución de Luz Estelar Difusa.
La Distribución de Luz Estelar Difusa.
Observaciones infrarojas en 2,4 m revela luz estelar difusa de la población vieja, en dirección al centro galáctico.
Las observaciones muestran un abrillantamiento hacia un lado del centro galáctico, que sugiere una asimetría.
Esta asimetría se interpreta como evidencia de una estructura tipo barra, en la región central del bulbo.
Observaciones infrarojas en 2,4 m revela luz estelar difusa de la población vieja, en dirección al centro galáctico.
Las observaciones muestran un abrillantamiento hacia un lado del centro galáctico, que sugiere una asimetría.
Esta asimetría se interpreta como evidencia de una estructura tipo barra, en la región central del bulbo.
Barra CentralBarra Central
La distribución de estrellas AGB en la dirección del centro galáctico es consistente con la barra que se infiere de las observaciones infrarojas.
No es necesario explicar la existencia de barras. Simulaciones numéricas de galaxias con discos muestran que es muy fácil que en un par de giros aparezcan inestabilidades tipo barra.
Lo raro de explicar es la ausencia de barras en otras galaxias espirales.
La distribución de estrellas AGB en la dirección del centro galáctico es consistente con la barra que se infiere de las observaciones infrarojas.
No es necesario explicar la existencia de barras. Simulaciones numéricas de galaxias con discos muestran que es muy fácil que en un par de giros aparezcan inestabilidades tipo barra.
Lo raro de explicar es la ausencia de barras en otras galaxias espirales.
Centro GalácticoCentro Galáctico
El centro galáctico tiene dos objetos prominentes:
La radiofuente Sagitario A (Sgr A) La radiofuente Sagitario B2 (Sgr B2) La radiofuente Sgr A encierra una
radiofuente intensa, no resuelta, llamada Sgr A*. Este objeto se cree marca el Centro Galáctico.
El centro galáctico tiene dos objetos prominentes:
La radiofuente Sagitario A (Sgr A) La radiofuente Sagitario B2 (Sgr B2) La radiofuente Sgr A encierra una
radiofuente intensa, no resuelta, llamada Sgr A*. Este objeto se cree marca el Centro Galáctico.
Dentro de 0,04 pc (1 segundo de arco) de Sgr A* hay un cúmulo estelar joven, que incluye estrellas masivas, cuya edad puede ser ~ 107 años.
Se ha medido el movimiento de una estrellas alrededor del centro galáctico con un período de ~15 años.
Dentro de 0,04 pc (1 segundo de arco) de Sgr A* hay un cúmulo estelar joven, que incluye estrellas masivas, cuya edad puede ser ~ 107 años.
Se ha medido el movimiento de una estrellas alrededor del centro galáctico con un período de ~15 años.
Además se ha medido dispersión de velocidades en esa zona cercana a Sgr A*
Además se ha medido dispersión de velocidades en esa zona cercana a Sgr A*
La masa encerrada a distintos radios muestra que debe haber una masa central (hoyo negro) de 2,6 106 Mo
Esa es la masa a la que se tiende asintóticamente hacia r igual a cero.
Sólo un objeto compacto masivo puede explicar las observaciones.
Actualmente existe una sólida evidencia de la presencia de hoyos negros en muchos núcleos galácticos.
La masa encerrada a distintos radios muestra que debe haber una masa central (hoyo negro) de 2,6 106 Mo
Esa es la masa a la que se tiende asintóticamente hacia r igual a cero.
Sólo un objeto compacto masivo puede explicar las observaciones.
Actualmente existe una sólida evidencia de la presencia de hoyos negros en muchos núcleos galácticos.
Hoyo negro en el núcleo Galáctico
Hoyo negro en el núcleo Galáctico
Evolución del M.I.E.Evolución del M.I.E.
La Galaxia se formó por el colapso gravitacional de una gran nube de gas primordial.
En el halo se formaron estrellas en grandes cúmulos (C.G.) hasta que la rotación hace que la nube colapse a un disco.
En el disco se forman nubes densas.
La Galaxia se formó por el colapso gravitacional de una gran nube de gas primordial.
En el halo se formaron estrellas en grandes cúmulos (C.G.) hasta que la rotación hace que la nube colapse a un disco.
En el disco se forman nubes densas.
En las nubes densas se forman estrellas. Parte de las nubes se dispersa y vuelve a
integrar el MIE. Parte de la nube forma estrellas. Las estrellas producen elementos
químicos pesados que en parte vuelven al MIE (supernovas, novas, nebulosas planetarias, vientos estelares, etc.)
El MIE así enriquecido en metales continúa formando estrellas.
En las nubes densas se forman estrellas. Parte de las nubes se dispersa y vuelve a
integrar el MIE. Parte de la nube forma estrellas. Las estrellas producen elementos
químicos pesados que en parte vuelven al MIE (supernovas, novas, nebulosas planetarias, vientos estelares, etc.)
El MIE así enriquecido en metales continúa formando estrellas.
Enriquecimiento Químico de la Galaxia.
Enriquecimiento Químico de la Galaxia.
