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Módulo 4: GALAXIAS Y COSMOLOGÍA 4.1 La Vía Láctea como Galaxia

Módulo 4: GALAXIAS Y COSMOLOGÍA 4.1 La Vía Láctea como Galaxia. Propiedades de nuestra galaxia en su conjunto (no en sus componentes individuales como estrellas, nebulosas, cúmulos de estrellas, etc.). Vía Láctea en el visible. LMC. C.G. SMC. Lund Observatory ~1940.

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Módulo 4: GALAXIAS Y COSMOLOGÍA 4.1 La Vía Láctea como Galaxia

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  1. Módulo 4: GALAXIAS Y COSMOLOGÍA4.1 La Vía Láctea como Galaxia • Propiedades de nuestra galaxia en su conjunto (no en sus componentes individuales como estrellas, nebulosas, cúmulos de estrellas, etc.) Vía Láctea en el visible LMC C.G. INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA SMC Lund Observatory ~1940

  2. ¿ Qué son GALAXIAS ? • Colecciónes enormes de  (≳1010), cúmulos, gas y polvo. • Unidas por su propia gravedad • Aisladas en el espacio (aunque pueden interactuar, fusionar con otras galaxias, acumularse) • Existen billones (≫1011 ) de galaxias PROBLEMA: vivimos dentro de un sistema gigante, ¿cómo podemos trazar un plano de un parque con sus caminos, lagos, restaurantes, árboles, pasto, etc. desde un banco fijo dentro del parque? INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  3. → mediciones dentro de la galaxia → comparación con otras galaxias (espirales) NGC 6744: “de cara” NGC 891: “de canto”  nuestra galaxia = galaxia espiral Vía láctea = banda luminosa alrededor del cielo = proyección del disco luminoso al cielo INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  4. LA GALAXIA • Descripción de la estructura general, las componentes principales de nuestra galaxia y su dinámica • La importancia de  variables para determinar la forma y el tamaño de la galaxia • Las órbitas de  de diferentes poblaciones y su relevancia para la comprensión de la formación de la galaxia • Teoría de la existencia y persistencia de brazos en galaxias espirales • Indicaciones de la masa total, la masa faltante y la posible naturaleza de la masa faltante • Algunos fenómenos del centro de nuestra galaxia INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  5. EL PROBLEMA DEL BANCO EN EL PARQUE . . . ES REAL: W. Herschel (siglo 18): deduce tamaño y forma de nuestra galaxia • Conteos de  en diferentes direcciones del cielo • suponiendo que todas  tienen ≈ misma luminosidad  Distribución poco aplanada con densidad uniforme de estrellas • Dimensiones: ~ 10 kpc x 2 kpc, con el Sol está casi en el centro = Vista heliocéntrica, hasta principios del siglo 20 (Shapley: medidas de distancias de cúmulos globulares de  en el halo  vista “galactocentrica”) Sol INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  6. Hoy: • 30 kpc x 300 pc; materia luminosa • Sol está lejos del centro: Rʘ ~ 8500 pc y ~15 a 20 pc “encima” del plano (hacia polo norte galáctico) 8 kpc INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  7. PROBLEMAS CON LAS MEDIDAS E INTERPRETACIÓNES DE HERSCHEL • Observación en la banda óptica • Desconocimiento del polvo interestelar y efectos de extinción • polvo alrededor del Sol: podemos ver ~ hasta las mismas distancias en cada dirección  Sol parece estar en el centro **hasta el primer cuarto del siglo XX: tamaño pequeño de la galaxia y Sol en el centro** INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  8. ¿POR QUÉ? • No se conocían las distancias (tamaño propio) de: - cúmulos globulares (estrellas rojas y viejas) - nebulosas espirales - No se podía medir paralaje: objetos demasiado distantes - Paralajes espectroscópicos: identificación y observación de  de la secuencia principal de H-R difícil con la tecnología de esa época. - No se sabía que las nebulosas espirales están afuera de nuestra galaxia (y por tanto son otras galaxias) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  9. P.e. imagen de la galaxia de Andrómeda (M31);interpretación errónea: formación de una estrella en un disco gaseoso Pero: no hay paralaje observable para d > 100 pc a distancias grandes no se puede resolver un sistema solar en formación INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  10. Nuevos métodos para determinar distancias Con estrellas variables: - estrellas binarias - variables cataclísmicas (nova, SN) - variables regulares → variables intrínsecas / variables pulsantes → cambio de luminosidad regular y predecible 2 tipos: RR Lyrae y Cefeidas INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  11. Estrellas Variables Pulsantes(nada que ver con pulsares) • Estructura de *  transporte de radiación del núcleo hacia la fotósfera  opacidad opacidad ↑ → radiación bloqueada → presión ↑ → r expande opacidad ↓ → radiación escapa → presión ↓ → r disminuye Teoría predice : durante la evolución de una , tras salir de la secuencia principal del diagrama H – R, pasan por una fase de inestabilidad: Flujo de radiación causa cambio en la opacidad → pulsaciones INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  12. DIAGRAMA H-R • RR – Lyrae: (protótipo) Estrellas de baja masa de la rama horizontal <luminosidad> ≈ igual L RRL≈ 100 L⊙ • Cefeidas (protót. δCep) son estrellas masivas con L Cep≈ 102 – 104 L⊙ INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  13. Curvas de Luz de Variables Regulares ← RR – Lyrae períodos cortos P: 0.5 – 1.0 días ← Cefeidas Períodos más largos P: 1 – 100 días (patrón de diente de sierra) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  14. Cefeida WW Cygni ← Fáciles de detectar placas fotográficas tomadas en diferentes épocas (comparadores de visión alternada) ← Fáciles de identificar - períodos son muy estables - período de una variable no varía de un ciclo a otro Importancia: período y amplitud de la curva de luz es constante y depende SOLO de la luminosidad L; medir el brillo aparente → obtener distancias INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  15. Determinar distancias con ** variables requiere: • Reconocer a un tipo de variable • Medir su período • Medir de su brillo aparente RR – Lyrae (rama horizontal): < luminosidad> ~100 Lʘ Cefeidas dentro de ~1000 pc Cefeidas: tienen relación lineal período – luminosidad (Henrietta Leavitt 1908) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  16. Cefeidas de período corto ↔ menos luminosas Cefeidas de período largo ↔ más luminosas (m – M) = 5 log (d/pc) – 5 = lg (d/10pc) = módulo de distancia = DM → calibración con paralaje trigonométrico y “espectroscópica” de las variables (dentro de ~ 1000 pc) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  17.  Próximo escalón en la escala de distancias : • RR – Lyrae : hasta r ≤ 1.5 Mpc: no tan lejos, menos brillantes, pero muy comunes • Cefeidas : r ≤ 15 Mpc (distancias hasta otras galaxias) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  18. Dimensión y forma de la Galaxia determinada por Harlow Shapley (1917) • Estudio de la distribución de 93 cúmulos globulares (CG) • Distancias de RR – Lyrae → frecuentemente en CG Conclusiones: • CG a grandes distancias (muchos kpc) • distribución en el espacio (α, δ, r): en volumen esférico (ligeramente aplanado) con D ≃ 30 kpc ⇒El centro de la distribución de CGs está lejos del Sol INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  19. Shapley notó que: • El centro de la galaxia está definido por los CG • Se encuentra en la constelación de Sagitario • El Sol no se encuentra en el centro, sino a RCG = 8.5 kpc • Los CGs definen el tamaño verdadero de la galaxia • Existe un halo enorme de estrellas viejas en los CGs  Evolución histórica: Sist. geocéntrico → Sist. heliocéntrico → Sist. Galactocéntrico (Copernicus) (Shapley) Shapley “aumentó” tamaño de Galaxia por factor 10 . . . sin embargo Shapley todavía no creía que las nebulosas espirales se encontraran fuera de la galaxia (“no podían existir objetos tan grandes”) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  20. Tamaño y Forma de la Galaxia (basado en radiación visible, IR, radio, X, gamma…) Disco circular de materia luminosa, estrellas, gas y polvo - diámetro D = 30 kpc (~100 mil años luz) (detección de gas, p.e. HI, se extiende hasta diám. = 100 kpc) - Rʘ= 8.5 kpc (distancia Sol del centro galáctico) - espesor del disco = 300 pc (cerca ) ~ 1 % de diám. Bulbo Galáctico (mejor “visible” en IR): D x d ≃ 6 x 4 kpc (esferoide de estrellas viejas) Halo esférico D ≃ 50 – 80 kpc (estrellas viejas, cúmulos globulares) satelite COBE ~1992, 30−90 GHz INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  21. INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  22. Diferencias entre los componentes principales • Disco: estrellas O, B de la secuencia principal más brillantes y azules que enanas tipo G, K, M; luz azul domina, aúnque enanas son mucho más numerosas; estrellas recién formadas el disco tiene mucho gas y polvo • Halo y bulbo: estrellas más viejas (todos: ≳ 109 años) Halo NO contiene ni gas ni polvo  sin gas ni polvo no se pueden formar estrellas nuevas Bulbo tiene gas y polvo sólo en su parte interior Estas propiedades se observa en todas las galaxias espirales INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  23. Composición química diferente • Halo: ** tienen pocos “metales” (> He)  no hubo más que un ciclo de formación de **; se formaron de “materia primordial” • Disco: ** tienen composición rica en metales  con cada ciclo de formación estelar se enriquece el medio interestelar. (explosiones de SN, etc) → más elementos pesados que se incrementan con el tiempo Pocos metales: formación hace mucho tiempo (al inicio de la formación de la galaxia)  más metales → más joven INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  24. Poblaciones Estelares ~ 1930: clasificación de estrellas en dos categorías (“Pop” = population) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  25. 1940 – 1945 Walter Baade Usando el telescopio de Mt. Wilson y aprovechando el oscurecimiento de L. A. en la segunda guerra mundial: → Descubrió las mismas poblaciones en el disco y en el halo de la galaxia en Andrómeda (M31) Bulbo difícil de observar (>28 mag de extinción por polvo !!) → “Baade’s window”: ventana con poca extinción hacia el bulbo galáctico (b = −3.9o; línea de visión pasa a ~550pc del centro galáctico). ⇒  en el bulbo: pop II INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  26. Orbitas y movimientos de estrellas Movimientos regulares o aleatorios dependiente de • Componentes (disco, halo, bulbo) • Materia (, nubes interestelares, gas, polvo) Disco: a gran escala (>100 pc): movimiento bien definido y regular local (≲100 pc): velocidades peculiares o aleatorias ⇒medidas de velocidades radiales con efecto Doppler INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  27. Movimientos típicos en los componentes de la Vía Láctea Halo, bulbo y disco: Efecto Doppler en el disco galáctico ℓ = 180o ℓ = +40o ℓ =−40o=+320o INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA ℓ = 0o

  28. velocidad radial observada en función de su lugar en el plano galáctico, es decir, en función de la “longitud galáctica” = ángulo entre línea de vista y el centro galáctico (vértice Sol) ⇒movimiento en el disco Materia en el disco galáctico está rotando alrededor del centro galáctico de forma diferencial : Sol se mueve con vʘ= 220 km/s arCG= 8.5 kpc Período de rotación P = un “año Galáctico” = 225 millones de años INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  29. Halo Los movimientos no son ni regulares ni circulares • CGs y estrellas giran alrededor del centro galáctico • Movimientos aleatorios • Velocidades similares a velocidades en el disco a distancias galactocéntricas equivalentes • Atraviesan el disco regularmente Bulbo: ligera rotación, pero dominado por el movimiento aleatorio INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  30. M31: la galaxia de Andrómeda 30 kpc 15 pc Muestra los colores típicos de las componentes de espirales Doble núcleo (inexplicado) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  31. Distribución y movimiento del gas;estructura espiral • Gas: 75% en H (H + He hacen 96 – 99% de la masa del gas) en un disco muy extenso, pero más aplanado gas hasta rCG≲ 50 kpc (más extenso que materia luminosa) espesor ∆hʘ ≃ 125 pc (menos grueso que materia luminosa) mayor parte del gas está frío: 30 – 100 K → en forma atómica y neutra → observable en 21 cm (HI) < 30 K → en nubes de gas, moléculas de hidrógeno (H2) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  32. Ventaja: • A λ=21 cm → longitud de onda grande → absorción por polvo insignificante • Hidrógeno (H) es muy abundante • Se puede cartografiar el disco gaseoso fácilmente con radiotelescopios Determinación de velocidades orbitales interiores al Sol: • Velocidad máxima del gas en el punto tangencial a una órbita circular de radio Rorb • Determinación geométrica de Rorb = RCG senℓ • OJO: con R > Rʘes más dificil, no vemos un máximo, no sabemos donde se localiza el gas con las velocidades medidas INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  33. ℓ = 0° Detección de los brazos espirales a 21 cm Sol ℓ = 90° vrot • Atravesando un brazo, mayor contenido de H • Mapear las velocidades de los brazos • Sin efectos de absorción λ0= 21.106 cm sin velocidad relativa ℓ = 180° INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  34. Vista global de los brazos espirales • Cuatro brazos espirales • El Sol está en el interior del brazo de Orión, que es un brazo incompleto • En promedio, espesor del gas muy angosto (~125 pc) • Centro del gas = centro del sistema de cúmulos globulares INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  35. Propiedades generales INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  36. Formación de la galaxia • Nacimiento de la galaxia hace ~ 10 – 15 109 años (de acuerdo a la edad de las  más viejas) • Contracción de una nube de gas intergaláctico y formación de las primeras  ( cúmulos globulares futuros) • El gas y polvo caen al plano debido al aumento de la rotación (conservación del momento angular) • En el halo no se pueden formar nuevas estrellas, las masivas han muerto, quedan las de baja masa que se desarrollan lentamente, i.e. enanas rojas en sus orbitas originales = aleatorias • En el disco se forman continuamente nuevas  • Por conservación de momento angular durante el colapso se forma el disco: ↑ rotación, estrellas, gas y polvo en órbitas circulares INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  37. Esquema artístico de la formación de la Galaxia INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  38. Persistencia de brazos espirales • Brazos espirales: nubes interestelares, regiones de formación estelar, estrellas jóvenes (O – B, cúmulos abiertos), nebulosas de emisión ¿Existencia prolongada de brazos espirales? Tenemos rotación diferencial: ω (vel.angular) en el interior > ω en el exterior  el disco no gira como cuerpo sólido INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  39. Rotación diferencial: los brazos se enrollan en muy poco tiempo ⇒ desaparecen en ~100 millones de años PROBLEMA: La mayoría de las galaxias con discos tienen estructura espiral bien definida. • Estadísticamente: no podemos explicarlo cantidad de galaxias ⇎corto tiempo de vida espirales de la estructura espiral INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  40. 1967: Lin & Shu proponen modelo de ondas de densidad Los brazos espirales (regiones de formación estelar) no giran junto con el disco: • Las ondas de densidad se mueven independientemente por el disco comprimiendo nubes de gas interestelar induciendo la formación de  • La onda no transporta materia, los brazos (máximos de la onda) mantienen su patrón y NO siguen la rotación diferencial • Los brazos espirales son como una instantánea del paso de la onda de densidad a través del disco, independiente de la rotación diferencial INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  41. Similar a: ondas transversales en el aire, olas de mar • La onda pasa por el medio → perturbación localmente = aumento de la densidad • En la galaxia; al interior de r ≤ 15 kpc vel (onda de densidad) < vel (disco galáctico) materia del disco es atrapada en la onda de densidad ↓ se desacelera por choques ↓ se comprime ↓ sale y continúa normalmente con la rotación del disco INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  42. Movimiento de gas vs. la onda de densidad  gas cruza onda de densidad  formación de estrellas O,B que “rebasan” onda (=brazo) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  43. Analogía para ondas de densidad: Tráfico en carretera, pasando por obra que avanza lentamente Velocidad del tráfico Los coches cruzan la zona de obra (=brazo espiral) a baja velocidad; la obra (=brazo) se mueve con vel. MENOR que el tráfico (materia); La “onda” de densidad nunca contiene los mismos coches INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  44. ALTERNATIVA: autopropagación de formación estelar - Cadena de ** masivas muere  SNs comprimen material en periferia de los brazos - Efecto contrario a las ondas de densidad: aquí la formación estelar produce ondas; la onda de densidad de Lin & Shu produce formación estelar INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  45. Hay dos procesos que pueden explicar la estructura espiral y la persistencia de los brazos: • Modelo de ondas de densidad • Autopropagación de ondas de densidad Muy probablemente ambos procesos están produciendo brazos espirales Por ejemplo, en la Galaxia: • 4 brazos espirales bien definidos → ondas de densidad • 1 brazo parcial (Orión) → autopropagación PROBLEMA: comprensión del mecanismo de la producción y la longevidad de los brazos espirales INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  46. ¿ Cuál mecanismo produce las ondas/perturbación? • Efectos/interacciones gravitacionales con galaxias satélites • Inestabilidad en el bulbo galáctico • Asimetría en la barra del bulbo Hoy lo más aceptado: mayoría de galaxias tienen satélites enanas  indicaciones de interacción, p.e. Vía Láctea – Nubes de Magallanes Pero: existen galaxias espirales aisladas • Pregunta abierta: ¿Porqué hay ondas de densidad en ellas? Vía Láctea desde 100 kpc sobre el plano galáctico Sol LMC SMC INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  47. La masa de la Galaxia • Derivación de la masa de las galaxias usando los movimientos orbitales de nubes de gas, estrellas, cúmulos, etc. MOrb = masa dentro de la órbita en M◉ R = radio de la órbita en UA P = período orbital en años Kepler: rb Rʘ = 8.5 kpc = 1.7 x 109 UA 1 pc = 2 105 UA P = 225 106 años (v = 220 km/s a Rʘ = 8.5 kpc ) ⇒ = 100 billones de estrellas de una masa solar INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  48. Diferente al sistema solar: 99% la masa del S. S. se encuentra en el Sol (la masa de los planetas es insignificante) • Galaxia: materia distribuida por todas partes, hasta fuera del radio solar (más gas, cúmulos globulares, etc.) • Newton: período orbital es determinado por la masa dentro del radio orbital • M = 1011 Mʘ ⇔ masa dentro de Rʘ = 8.5 kpc R3 ⇒ M(R) = R·vR2 M = , P = 2πR/v (vR = velocidad orbital a un radio R) P2 G Determinación de la masa para R > Rʘ: - Observación de cúmulos globulares - Gas con radiotelescopios (no afectados por absorción interestelar) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  49. Derivación de M en función de R: La curva de rotación ← Observado! INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  50. R = 8.5 kpc M(<R) = 1 1011 Mʘ R = 15 kpc M(<R) = 2 1011 Mʘ 15 kpc ≃ radio de la materia visible (disco galáctico con brazos; cúmulos globulares) PREGUNTA: ¿límite de la materia = radio de luz visible? R·v2 M(R) = (Kepler + Newton) G Si no hubiera masa más alla de R = 15 kpc: Mtot = M (R≤ 15 kpc) = 2 1011 Mʘ ¿ cómo se mueve la materia alrededor de la Galaxia ? ⇒ v = Mtot · G = c · 1 ∝ (R)-1/2 R R ⇒ v disminuye con (R)-1/2 (línea discontinua en la figura) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

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