Formaci ón y Evolución de galaxias

1. Formación y Evolución de galaxias Patricia Sánchez-Blázquez (UAM) Mercedes Mollá (CIEMAT)

2. Composición del Universo: 5% de materia “normal” 25% materia oscura 70% energía oscura Formación de estructuras: simulaciones cosmológicas de formación de galaxias: como el gas forma galaxias Tipos de galaxias Evolución morfológica de galaxias GALAXIAS: ESTRELLAS y ENRIQUECIMIENTO QUÍMICO Vida y muerte de estrellas. Evolución estelar: vidas medias y nucleosíntesis Formación de estrellas

3. Parte II • Poblaciones Estelares • Enriquecimiento químico Formación de estrellas dentro de una galaxia Como evoluciona una galaxia por la evolución de sus estrellas

4. Secuencia morfológica de galaxias

5. Hay 40 galaxias en el grupo local de las cuales 37 son enanas: • dE´s alrededor de M31 • dSph´s alrededor de MWG y M31 • dIrr´s las más alejadas del centro

6. Cada galaxia está en un halo de materia oscura Dentro del halo está el disco que es la parte brillante

7. Galaxia espiral simulando la Vía Láctea Existen galaxias espirales con un bulbo prominente y otras con menos bulbo o ninguno Bulbo Estamos aquí Barra Disco Brazos Distancia Sol-Centro Galactico= 8kpc=25x10 16km=26000 años-luz

8. Dentro de una galaxia se forman estrellas

9. PROTOESTRELLA Eva Villaver & Pepe Cernicharo Cuando un gas sufre un aumento de presión o se expande o se calienta • Nube de gas en colapso gravitatorio • Fraccionamiento • Aumento de la temperatura • Las estrellas se forman a partir de nubes de gas • Estas nubes estan compuestas de gas molecular frío • La propia masa hace que se condensen por gravedad en la zona central • Aumenta la densidad y la presión central hasta que las condiciones son suficientes para que comience a haber reacciones nucleares de fusión: equilibrio hidrostático

10. La posición de las estrellas en este diagrama depende de su masa y de su edad Las masivas van arriba, las de menos masa en la parte de abajo en la secuencia principal A medida que envejecen se van saliendo de esta línea hacia arriba y a la derecha Cuando se les acaba el combustible acaban como enanas blancas o estrellas de neutrones

12. SECUENCIA PRINCIPAL g Pr Pr g g • Duración inversa a la masa: Masa Vida Pr O B A F G K M Más de 25.000º 11.000º - 25.000º 7.500º - 11.000º 6.000º - 7.500º 5.000º - 6.000º 3.500º - 5000º Menos de 3.500º Temperatura Efectiva: • A partir de 107 K : H  He • Presión de RadiaciónequilibrioGravedad • Etapa estable y larga Masa del Sol: 2 x 1030Kg Radio del Sol: 700.000 Km Temperatura del sol: 5.815º

13. Créditos: Far-infrared: ESA/Herschel/PACS/SPIRE/Hill, Motte, HOBYS Key Programme Consortium X-ray: ESA/XMM-Newton/EPIC/XMM-Newton SOC/Boulanger Nebulosa del Aguila: región donde estan formandose estrellas, estrellas recien nacidas. Está a 6500 años-luz. La imagen esta hecha con XMMM-Newton (rayos-X) + imagen infraroja de Herschel. Hay una remanente de supernova en su interior, cuya onda de choque destruira las estructuras, incluyendo los conocidos Pilares del Universo.

14. GIGANTE ROJA g Desequilibrio  Separación entre el núcleo y la envoltura g g • Colapso Gravitatorio • Aumento de P y T • Inicio de nuevas reacciones: He  C • Expansión enorme • Reducción de P y T • Color Rojo La fase comienza cuando se acaba el combustible

17. DIAGRAMAS COLOR_MAGNITUD: equivalente del diagrama H-R para las estrellas • La relación del Pto de Giro con la HB • La relación del pto de giro con la rama RSG • Extensión del blueloop • Rama de la subgigantes

18. POBLACIONES ESTELARES • CONCEPTO: Población estelar es un conjunto de estrellas de la misma edad y la misma composición química… Es decir que se ha formado en el mismo tiempo de una sola vez. • Baade (1994) • Población I:estrellas como las de la Vecindad Solar, asociadas al disco galáctico. • Población II:Estrellas asociadas al halo galáctico distribuidas esferoidalmente Son objetos jóvenes, de alto contenido metálico y con pequeñas dispersiones de velocidades Son objetos viejos, pobres en metales y con dispersiones altas.

19. HST Nuevos diagramas HR Con el Hubble se han observado hasta 10.000 0 20.000 estrellas a la vez.

20. CUMULOS GLOBULARES Los cúmulos globulares reagrupan varios millones de estrellas, a veces centenares de millones, extremadamente concentrados en un grupo compacto de simetría esférica. Están distribuidos en el halo y en el bulbo de forma esférica, moviéndose en órbitas muy alargadas que pasan cerca del centro galáctico. En las galaxias externas cercanas como M31 y M33 también se han visto alrededor del disco.

24. Cúmulos abiertos con una amplitud grande en edad y en Z • Tienen una estructura mucho más abierta que los CG y contienen solo centenares de estrellas. Se mueven siguiendo la rotación galáctica, (s pequeña) • Se han formado en nubes interestelares que ya eran ricas en elementos pesados. • Pertenecen al disco galáctico y contienen población I. • Numerosas gigantes azules rodeadas de gas y variables Cefeidas. • La edad es variable, desde 70 Ga hasta cientos de Ga.

27. La posición de las estrellas en este diagrama depende de su masa y de su edad Las masivas van arriba, las de menos masa en la parte de abajo en la secuencia principal A medida que envejecen se van saliendo de esta línea hacia arriba y a la derecha Cuando se les acaba el combustible acaban como enanas blancas o estrellas de neutrones

28. Física Nuclear y Nucleosíntesis Atomo: núcleo rodeado de electrones, carga eléctrica negativa Núcleo atómico: neutrones y protones, carga eléctrica positiva Dos núcleos, con cargas positivas, se repelen como dos polos iguales de un imán Necesitan superar una cierta distancia…cuando estan muy cerca le interacción nuclear o fuerza fuerte puede a la interacción electromagnética La fusión nuclear o fusión de dos núcleos atómicos produce un nuevo núcleo atómico (corresponde a otro elemento químico) y E Almería, Enero 2012

29. Ciclo pp: estrellas de baja masa m<4Mo • Ciclo pp+CNO: estrellas de masa intermedia 4Mo< m < 8Mo • Ciclo CNO+ captura : estrellas masivas m > 8Mo

30. Eva Villaver

31. Production of nuclei in stars: Stellar yields Eva Villaver Intermediate mass stars: 4 Msun< m < 8 Msun Burning of 12C CNO cycle Production of N (primary)

32. Cuando una estrella pequeña (como el sol) se muere lo hace en forma lenta: NEBULOSA PLANETARIA

33. Producción de núcleos atómicos Estrellas masiva: m > 8Msun Producción de elementos por procesos alfa

35. Durante la explosión se produce la nucleosíntesis explosiva inducida por la onda de choque. Se crean elementos más allá del Hierro Cuando una estrella grande se muere lo hace con una explosión enorme: SUPERNOVA

36. Los elementos químicos se forman por tres procesos El oxígeno se crea en estrellas muy masivas (de más de 25 masas solares) El nitrógeno se produce parcialmente por estrellas de masa menor de 8 masas solares El hierro se produce en las explosiones de las llamadas supernovas de tipo Ia que son explosiones termonucleares de sistemas binarios En los centros de las estrellas comienzan los procesos de fusión nuclear Los diferentes elementos son expulsados por diferentes tipos de estrellas:

37. Low mass stars produce He and C12 Intermediate mass stars produce C,N and O Massive stars produce O,Ne,Mg,S..,N, and Fe Binary Systems, SNIa Fe Cycle pp: low mass stars m<4MoCycle pp+CNO: intermediate mass stars 4Mo< m < 8MoCycle CNO+ capture : massive stars m > 8Mo The meanlifetimes of different stars explain the relative abundances of elements Cardiff, October 2011

39. Espectros estelares: relación con la masa inicial

40. Espectros de poblaciones estelares

41. Variacion con metalicidad

42. POBLACIONES ESTELARES INTEGRADAS Im =NGC300 Scd= M33 Sbc= MWG Coleman(1980) Buzzoni (2005)

43. HISTORIA DE LA FORMACIÓN ESTELAR En el caso de observar una galaxia completa y obtener un espectro integrado, tenemos poblaciones estelares de diversas edades y metalicidades mezcladas, muchas generaciones de estrellas superpuestas ¿cómo analizar o interpretar estas observaciones? • La historia de la formación estelar se determina comparando un diagrama observado o un espectro observado con otro calculado. • Para ello se usan: • Trazas evolutivas de estrellas individuales • Una función inicial de masas • Una ley de enrojecimiento • Una ley de formación estelar

44. Degeneración edad-metalicidad Una población vieja y pobre en metales puede tener un espectro similar al de una población joven más metálica

45. La relación de las distribuciones espectrales de energía con las historias de formación estelar y enriquecimiento químico SFH y AMR

47. Gradientes de abundancia en discos Relación de gradientes con la formación de estrellas en distintas regiones de los discos

48. THE RADIAL GRADIENTS OF CNO ABUNDANCES Cardiff, October 2011

49. Los puntos negros representan modelos teóricos en el plano N/O vs O/H comparados con datos (puntos azules y verdes) Nitrogeno vs Oxigeno Cardiff, October 2011

50. THE RELATION N/O-SFR-SFH Galex data (Mallery et al. 2007) Cardiff, October 2011