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AS 42A: Astrofísica de GalaxiasClase #4
AS 42A: Astrofísica de GalaxiasClase #4
Profesor: José Maza Sancho
19 Marzo 2007
Profesor: José Maza Sancho
19 Marzo 2007
Cielo en el visibleCielo en el visible
Cielo en el IR cercanoCielo en el IR cercano
Cielo en el IR lejanoCielo en el IR lejano
Cielo en ondas de radio ( = 73,5 cm; = 408 MHz)
Cielo en ondas de radio ( = 73,5 cm; = 408 MHz)
El Disco GalácticoEl Disco Galáctico
El movimiento de las estrellas perpendicular al disco indica que la masa oscura en el disco galáctico es ~30% a 50% de la masa total del disco.
Esto es, la masa oscura juega un pequeño papel en el disco galáctico.
En el disco está la mayoría de la masa visible, el gas y el polvo.
En el disco se están formando las estrellas.
El movimiento de las estrellas perpendicular al disco indica que la masa oscura en el disco galáctico es ~30% a 50% de la masa total del disco.
Esto es, la masa oscura juega un pequeño papel en el disco galáctico.
En el disco está la mayoría de la masa visible, el gas y el polvo.
En el disco se están formando las estrellas.
En los brazos espirales se están formando las estrellas.
Las estrellas masivas son miles de veces más luminosas que el Sol.
Las menos masivas son miles de veces menos luminosas que el Sol.
En los brazos espirales se están formando las estrellas.
Las estrellas masivas son miles de veces más luminosas que el Sol.
Las menos masivas son miles de veces menos luminosas que el Sol.
€
L
Lo∝M
M0
⎛
⎝ ⎜
⎞
⎠ ⎟
3,5
Contenido estelar del disco:Contenido estelar del disco:
Cúmulos abiertos: Diámetros: 2 a 3 parsecs Número de estrellas < 1.000 Están asociados a los brazos espirales Se evaporan. La velocidad de escape en
ello es muy baja y las interacciones con nubes moleculares y otras estrellas los evaporan.
Cúmulos abiertos: Diámetros: 2 a 3 parsecs Número de estrellas < 1.000 Están asociados a los brazos espirales Se evaporan. La velocidad de escape en
ello es muy baja y las interacciones con nubes moleculares y otras estrellas los evaporan.
Las estrellas en el disco son población I. Se pueden sub-dividir en: i) Población de brazos espirales.
Edad ≤ 100 x 106 años Cúmulos jóvenes, asociaciones OB. Ceféidas clásicas, de largo período. Estrellas T Tauri 0,02 < Z < 0,04
Las estrellas en el disco son población I. Se pueden sub-dividir en: i) Población de brazos espirales.
Edad ≤ 100 x 106 años Cúmulos jóvenes, asociaciones OB. Ceféidas clásicas, de largo período. Estrellas T Tauri 0,02 < Z < 0,04
ii) Población de disco delgado. Edad ~ 1.000 x 106 años Metalicidad: 0,005 < Z < 0,040 Incluye estrellas de más baja metalicidad. |z| ≤ 500 pc
ii) Población de disco delgado. Edad ~ 1.000 x 106 años Metalicidad: 0,005 < Z < 0,040 Incluye estrellas de más baja metalicidad. |z| ≤ 500 pc
iii) Población de disco grueso: Edad ≤ 10.000 x 106 años Metalicidad: 0,002 ≤ Z ≤ 0,01 |z| ≤ 1 kpc El disco grueso es una población
intermedia entre Pob. I y Pob. II
iii) Población de disco grueso: Edad ≤ 10.000 x 106 años Metalicidad: 0,002 ≤ Z ≤ 0,01 |z| ≤ 1 kpc El disco grueso es una población
intermedia entre Pob. I y Pob. II
Contenido GaseosoContenido Gaseoso
Gas interestelar Masa (gas) ~ 10% Masa del disco. Espesor del disco gaseoso ~ 300 pc Está rodeado de una gas tenue más caliente. Nubes y espacio entre nubes Nubes más densas y frías Espacio entre nubes más tenue y caliente.
Gas interestelar Masa (gas) ~ 10% Masa del disco. Espesor del disco gaseoso ~ 300 pc Está rodeado de una gas tenue más caliente. Nubes y espacio entre nubes Nubes más densas y frías Espacio entre nubes más tenue y caliente.
Atomo de HidrógenoAtomo de Hidrógeno
Al pasar del estado paralelo al anti-paralelo, el Hidrógeno neutro en el estado fundamental emite un fotón de 21 cm.
La radiación de 21 cm es la herramienta fundamental para estudiar el HI en nuestra galaxia.
El disco gaseoso es plano hasta un radio de 12 kpc.
A partir de ahí se pone alabeado.
Al pasar del estado paralelo al anti-paralelo, el Hidrógeno neutro en el estado fundamental emite un fotón de 21 cm.
La radiación de 21 cm es la herramienta fundamental para estudiar el HI en nuestra galaxia.
El disco gaseoso es plano hasta un radio de 12 kpc.
A partir de ahí se pone alabeado.
Disco galácticoDisco galáctico
Alrrededor de un 25% de las galaxias espirales tienen un disco alabeado (warped discs).
El 50% de la masa de gas es gas molecular (H2), con T ≤ 100 K; nubes oscuras frías.
Si la radiación UV es alta las moléculas se destruyen.
Si la temperatura es alta las moléculas también se destruyen.
Tienen gas denso y polvo.
Alrrededor de un 25% de las galaxias espirales tienen un disco alabeado (warped discs).
El 50% de la masa de gas es gas molecular (H2), con T ≤ 100 K; nubes oscuras frías.
Si la radiación UV es alta las moléculas se destruyen.
Si la temperatura es alta las moléculas también se destruyen.
Tienen gas denso y polvo.
Las nubes moleculares contienen además de H2, moléculas de CO, CS y otras más complejas, como CH3CH2OH (etanol).
Se han encontrado docenas de moléculas en el medio interestelar.
Las nubes moleculares contienen además de H2, moléculas de CO, CS y otras más complejas, como CH3CH2OH (etanol).
Se han encontrado docenas de moléculas en el medio interestelar.
Polvo InterestelarPolvo Interestelar
Si T es muy alta el polvo se sublima. Todas las partículas se subliman con T
> 2.000 K. La temperatura típica del polvo es cercana
a 20 K. A medida que las partículas de polvo se
calientan pierden el manto de hielo. El polvo caliente es más pequeño.
Si T es muy alta el polvo se sublima. Todas las partículas se subliman con T
> 2.000 K. La temperatura típica del polvo es cercana
a 20 K. A medida que las partículas de polvo se
calientan pierden el manto de hielo. El polvo caliente es más pequeño.
T (K) max(m)
1.500 2
600 5
300 10
30 100
20 150
Espectro infrarojo de fuentes de la Vía Láctea
Espectro infrarojo de fuentes de la Vía Láctea
Sección transversal del discoSección transversal del disco
h : altura de escala no: densidad en el plano galáctico. A una altura de escala la densidad ha
disminuido en un factor “e”. A 2 alturas de escala, en e2 = 7,4 (1/e2 = 0,135) A 3 alturas de escala, en e3 = 20,1 (1/e3 = 0,05)
h : altura de escala no: densidad en el plano galáctico. A una altura de escala la densidad ha
disminuido en un factor “e”. A 2 alturas de escala, en e2 = 7,4 (1/e2 = 0,135) A 3 alturas de escala, en e3 = 20,1 (1/e3 = 0,05)
€
n(z) = noe−|z|
h
Disco DelgadoDisco Delgado
El espesor del disco delgado depende del tipo espectral.
Estrellas G, K y M (el Sol incluido) se distribuyen con una altura de escala de 300 pc.
Estrellas O y B tiene una altura de escala de sólo 50 a 60 pc.
Las estrellas O y B son muy jóvenes, mientra que las G, K y M del disco delgado cumbren un amplio rango de edades; las más viejas tiene mayor altura de escala.
El espesor del disco delgado depende del tipo espectral.
Estrellas G, K y M (el Sol incluido) se distribuyen con una altura de escala de 300 pc.
Estrellas O y B tiene una altura de escala de sólo 50 a 60 pc.
Las estrellas O y B son muy jóvenes, mientra que las G, K y M del disco delgado cumbren un amplio rango de edades; las más viejas tiene mayor altura de escala.
Se cree que todas las estrellas se forman en el plano y luego evolucionan alejándose de él.
Las interacciones con nubes moleculares gigantes, de 107 masas solares, van “moviendo” las estrellas fuera del plano.
Se cree que todas las estrellas se forman en el plano y luego evolucionan alejándose de él.
Las interacciones con nubes moleculares gigantes, de 107 masas solares, van “moviendo” las estrellas fuera del plano.
El Disco GruesoEl Disco Grueso
Las estrellas G y K que pertenecen al disco grueso tiene una altura de escala de 1.000 a 1.300 pc.
Las estrellas de disco grueso son mucho menos común en el plano que las de disco delgado.
No se entiende bien el origen del disco delgado y del disco grueso.
El disco grueso es más viejo que el delgado. No está claro porqué no es un continuo en lugar
de dos poblaciones.
Las estrellas G y K que pertenecen al disco grueso tiene una altura de escala de 1.000 a 1.300 pc.
Las estrellas de disco grueso son mucho menos común en el plano que las de disco delgado.
No se entiende bien el origen del disco delgado y del disco grueso.
El disco grueso es más viejo que el delgado. No está claro porqué no es un continuo en lugar
de dos poblaciones.
El Medio Interestelar (MIE)El Medio Interestelar (MIE)
En el caso del MIE podemos escribir:
h ~ 150 pc El MIE está más concentrado hacia el plano que
las estrellas G y K del disco delgado El MIE está menos concentrado que las
estrellas O y B.
En el caso del MIE podemos escribir:
h ~ 150 pc El MIE está más concentrado hacia el plano que
las estrellas G y K del disco delgado El MIE está menos concentrado que las
estrellas O y B.€
ρ(z) = ρ o ⋅e−|z|
h
Esto nos dice algo acerca de la tasa de formación estelar.
Si la tasa de formación estelar fuese proporcional a la densidad del gas, la escala de las estrellas coincidiría con la escala del gas.
El hecho que las estrellas O y B estén más concentradas hacia el plano indica que una mayor densidad favorece la formación estelar.
Esto nos dice algo acerca de la tasa de formación estelar.
Si la tasa de formación estelar fuese proporcional a la densidad del gas, la escala de las estrellas coincidiría con la escala del gas.
El hecho que las estrellas O y B estén más concentradas hacia el plano indica que una mayor densidad favorece la formación estelar.
Si expresamos la tasa de formación estelar (SFR) en una sencilla ley de potencia
Donde n > 1 Problema: Estimar el valor de n para estrellas
O,B.
Si expresamos la tasa de formación estelar (SFR) en una sencilla ley de potencia
Donde n > 1 Problema: Estimar el valor de n para estrellas
O,B.
€
SFR∝ ρ n
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
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