las nubes de magallanes (mc) -...

1127/04/200527/04/2005 Poblaciones Estelares en GalaxiasPoblaciones Estelares en Galaxias

Las Las NubesNubes de de MagallanesMagallanes (MC)(MC)Más fáciles de estudiar que la Galaxia

Compleja evolución galáctica

En la secuencia: SMC - LMC - La Galaxia:

Luminosidad ↑, masa ↑, [Fe/H] ↑, contenido gas ↓(estudio de la variación de las poblaciones estelares con estos parámetros)


CCúúmulos estelares en las Nubes de Magallanesmulos estelares en las Nubes de MagallanesLa frecuencia y el tipo de cLa frecuencia y el tipo de cúúmulos varmulos varíía entre galaxias a entre galaxias Relacionados con la formaciRelacionados con la formacióón galn galááctica:ctica:

En la GalaxiaEn la Galaxia: : CCúúmulos globulares y cmulos globulares y cúúmulos abiertosmulos abiertosEn las MCEn las MC: : CCúúmulos mulos populosospopulosos (masivos y azules).(masivos y azules). No existen en la No existen en la Galaxia. Galaxia. Pueblan regiones inPueblan regiones inééditas del plano edadditas del plano edad--metalicidadmetalicidad((¿¿ccúúmulos mulos protoglobularesprotoglobulares?)?)

Los cLos cúúmulos mulos populosospopulosos son los son los dominantesdominantes::FormaciFormacióón reciente de cn reciente de cúúmulos masivosmulos masivosEdades promedio: 1.1 Edades promedio: 1.1 GaGa en la LMC, 0.9 en la LMC, 0.9 GaGa en la SMCen la SMC

Algunos cAlgunos cúúmulos globulares mulos globulares genuinosgenuinos (11 en LMC, 1 en SMC)(11 en LMC, 1 en SMC)


Cúmulos globulares genuinos (= viejos) en la LMC

• Diagramas color-magnitud: HB azul, RR Lyraes

• Diagramas con HST: edad similar a los cúmulos globulares de la Galaxia


CCúúmulos estelares en las Nubes de Magallanesmulos estelares en las Nubes de MagallanesLa frecuencia y el tipo de cLa frecuencia y el tipo de cúúmulos varmulos varíía entre galaxias a entre galaxias Relacionados con la formaciRelacionados con la formacióón galn galááctica:ctica:

En la GalaxiaEn la Galaxia: : CCúúmulos globulares y cmulos globulares y cúúmulos abiertosmulos abiertosEn las MCEn las MC: : CCúúmulos mulos populosospopulosos (masivos y azules).(masivos y azules). No existen en la No existen en la Galaxia. Galaxia. Pueblan regiones inPueblan regiones inééditas del plano edadditas del plano edad--metalicidadmetalicidad((¿¿ccúúmulos mulos protoglobularesprotoglobulares?)?)

Los cLos cúúmulos mulos populosospopulosos son los son los dominantesdominantes::FormaciFormacióón reciente de cn reciente de cúúmulos masivosmulos masivosEdades promedio: 1.1 Edades promedio: 1.1 GaGa en la LMC, 0.9 en la LMC, 0.9 GaGa en la SMCen la SMC

Algunos cAlgunos cúúmulos globulares mulos globulares genuinosgenuinos (11 en LMC, 1 en SMC)(11 en LMC, 1 en SMC)En la En la LMCLMC: : No existen cNo existen cúúmulos con edades entre 13 y 4 mulos con edades entre 13 y 4 GaGa (edad (edad oscura de 9 oscura de 9 GaGa))Los cLos cúúmulos de las MC son siempre menos compactos y mmulos de las MC son siempre menos compactos y máás s achatados que los de la Galaxia (?)achatados que los de la Galaxia (?)El espectro de masas de cEl espectro de masas de cúúmulos estmulos estáá sesgado hacia masas sesgado hacia masas mayoresmayores (al igual que en (al igual que en ej.ej. la Antena) la Antena) ¿¿Son los cSon los cúúmulos mulos masivos indicadores de choques violentos?masivos indicadores de choques violentos?


La Gran Nube de Magallanes (LMC)La Gran Nube de Magallanes (LMC)

Formación estelar reciente importante:• Complejos moleculares (ej. 30 Dor)• El corte en la función de luminosidad SP

indica edad de pocos Ga• Rama de la subgigantes → edad 1 - 3 Ga• HB roja bien desarrollada (no HB azul,

pero si RR Lyr)• Estrellas de carbono → edad 3 -5 Ga• Cúmulos estelares jóvenes

Irregular barrada sin núcleo, a 50 kp• Variables RR Lyrae y cúmulos globulares

genuinos indican un población estelar vieja


CCúúmulos globulares jmulos globulares jóóvenes en la LMCvenes en la LMC

NGC 1818 (40 Ma) NGC 1850 (¿dos cúmulos?)


La Gran Nube de Magallanes (LMC)La Gran Nube de Magallanes (LMC)Historia de la formaciHistoria de la formacióón estelar n estelar ¿¿Existe una poblaciExiste una poblacióón de edad n de edad intermedia?intermedia?

Si el ritmo de formaciSi el ritmo de formacióón estelar fuese constante, n estelar fuese constante, ZZ deberdeberíía ser mayora ser mayor(<[Fe/H]> = (<[Fe/H]> = --0.3)0.3)CalibraciCalibracióón del nn del núúmero de estrellas en diferentes zonas del diagrama mero de estrellas en diferentes zonas del diagrama HR indica que HR indica que no hay formacino hay formacióón estelar entre hace 13 y 4 n estelar entre hace 13 y 4 GaGaRitmo mRitmo mááximo de formaciximo de formacióón estelar hace n estelar hace 2 2 GaGaCefeidasCefeidas: Otro : Otro brote muy intenso hace 50 brote muy intenso hace 50 MaMa (actualmente en relativa (actualmente en relativa calma)calma)

¿¿Es el ejemplo mEs el ejemplo máás cercano de s cercano de boojumsboojums? (? (bblue lue oobjectsbjects oobservedbservedjjustust uundergoingndergoing mmoderateoderate sstarburststarbursts) ) ((BabulBabul & & FergusonFerguson 1996)1996)

Los cLos cúúmulos globulares viejos se distribuyen en un disco con una escalmulos globulares viejos se distribuyen en un disco con una escala 3 a 3 veces mayor que los cveces mayor que los cúúmulos jmulos jóóvenesvenes (lo mismo ocurre con las RR (lo mismo ocurre con las RR LyraeLyraerespecto a las estrellas mrespecto a las estrellas máás js jóóvenes):venes):

¿¿La LMC (al igual que otras galaxias del GL) se estLa LMC (al igual que otras galaxias del GL) se estáá haciendo haciendo mmáás peques pequeñña?a?


La PequeLa Pequeñña Nube de Magallanes (SMC)a Nube de Magallanes (SMC)

Galaxia irregular sin nGalaxia irregular sin núúcleo (a 59 cleo (a 59 kpckpc))

Menos informaciMenos informacióón que para LMCn que para LMCFormaciFormacióón estelar en curso muy n estelar en curso muy

evidenteevidente


La PequeLa Pequeñña Nube de Magallanes (SMC)a Nube de Magallanes (SMC)FormaciFormacióón estelar mn estelar máás uniforme que en la LMCs uniforme que en la LMC

DistribuciDistribucióón de edades de n de edades de ccúúmulos mulos populosospopulososUn Un úúnico nico ccúúmulo globularmulo globularGran cantidad de Gran cantidad de gas residualgas residual<[Fe/H]> = <[Fe/H]> = --0.7 (factor 2 0.7 (factor 2 menor que para LMCmenor que para LMC))En diagramas colorEn diagramas color--magnitud magnitud no existe un huecono existe un hueco en coloresen coloresDistribuciDistribucióón de n de edades de 1 a 10 edades de 1 a 10 GaGa usando estrellas de carbonousando estrellas de carbonoEstrellas de campo en promedio Estrellas de campo en promedio mmáás viejass viejas que en LMCque en LMCLa formaciLa formacióón estelar ha procedido de forma continua y lentan estelar ha procedido de forma continua y lenta. No . No

ha habido un periodo intenso ni una ha habido un periodo intenso ni una ““edad oscuraedad oscura”” (M(Máás primitiva y s primitiva y menos evolucionada que la LMC)menos evolucionada que la LMC)

Diagramas colorDiagramas color--magnitud de la regimagnitud de la regióón exteriorn exterior::PoblaciPoblacióón dominante de 10 n dominante de 10 GaGaHB implica poblaciHB implica poblacióón muy vieja (13 n muy vieja (13 –– 15 Ga) del 7%15 Ga) del 7%

Incertidumbres en el mIncertidumbres en el móódulo de distancias usando dulo de distancias usando cefeidascefeidas o RR o RR LyraesLyraes


Interacciones entre las NubesInteracciones entre las NubesMagellanicMagellanic StreamStream: : Gran estructura de Gran estructura de HIHI, encuentro hace 1.5 , encuentro hace 1.5 GaGa““PuentePuente”” de HIde HI uniendo las MC uniendo las MC (material de la SMC creado en una (material de la SMC creado en una interacciinteraccióón hace 0.2 Ga)n hace 0.2 Ga)““AlaAla”” de la SMCde la SMC (regi(regióón de FE que une n de FE que une las nubes)las nubes)Observaciones de Observaciones de cefeidascefeidas: SMC tiene : SMC tiene estructura distorsionada (lestructura distorsionada (líínea de nea de visivisióón) por interaccionesn) por interacciones

Pero: Historias de formación estelar muy diferentes. Los brotes en la LMC no han podido ser producidos por interacciones con la SMC.


Poblaciones estelares en galaxias Poblaciones estelares en galaxias irregulares enanas del Grupo Localirregulares enanas del Grupo Local• Formación estelar actual importante

(los estudios de estrellas O,B son importantes para analizar los procesos de formación estelar)

• Incertidumbres sobre la historia de la formación estelar (¿población vieja?)

Sextans AIC 5152


NGC 6822NGC 6822

MMVV = = --16, 16, ZZ = 0.0045 < = 0.0045 < ZZ(LMC(LMC))Aislada en el GL. Observaciones de Aislada en el GL. Observaciones de HubbleHubbleEnvuelta en una gran nube de H Envuelta en una gran nube de H achatadaachatadaDiagramas cDiagramas c--m, regiones HII, m, regiones HII, estrellas Wolfestrellas Wolf--RayetRayet →→ FormaciFormacióón n estelar en cursoestelar en cursoEstudio de gigantes Estudio de gigantes →→ PoblaciPoblacióón de n de edad intermediaedad intermedia¿¿PoblaciPoblacióón vieja?n vieja? (no importante)(no importante)Diagrama cDiagrama c--mm::

Estrellas Estrellas O,BO,B de la SP + SG rojasde la SP + SG rojasRazRazóón SG azules/rojas igual que en n SG azules/rojas igual que en MC y la Galaxia (no depende de Z)

Wilson (1992)

MC y la Galaxia (no depende de Z)


IC 1613IC 1613MMVV = = --15, 15, ZZ = 0.002 < = 0.002 < ZZ(SMC(SMC))

PoblaciPoblacióón joven muy evidenten joven muy evidente (SG (SG rojas y azules)rojas y azules)AlgAlgúún cn cúúmulo viejo mulo viejo →→ PoblaciPoblacióón n viejaviejaNingNingúún cn cúúmulo jovenmulo joven ((BaadeBaade))

HST: Ritmo de formaciHST: Ritmo de formacióón de n de ccúúmulos < 1/600 que en LMCmulos < 1/600 que en LMC¿¿EstEstáá la formacila formacióón de grandes n de grandes ccúúmulos asociada a choques mulos asociada a choques violentos?violentos?

FormaciFormacióón estelar constante y n estelar constante y lentalentaTambiTambiéén inmersa en nube de H n inmersa en nube de H ((¿¿caractercaracteríística de galaxias stica de galaxias aisladas?)aisladas?)

Wilson (1992)


IC 10IC 10MorfologMorfologíía muy caa muy caóóticaticad = 500d = 500--600 600 kpckpc. Situada frente . Situada frente al grupo de M31al grupo de M31TambiTambiéén n aisladaaislada (ninguna (ninguna dIrrdIrr, , excepto las MC, pertenecen a las excepto las MC, pertenecen a las asociaciones del GL)asociaciones del GL)5 WR5 WR’’s/kpcs/kpc22 (2 en LMC). Es la (2 en LMC). Es la galaxia galaxia starburststarburst mmáás cercanas cercanaInmersa en gran nube de Inmersa en gran nube de HIHI::

Un orden de magnitud mayor Un orden de magnitud mayor que la Galaxiaque la GalaxiaEl nEl núúcleo de la nube tiene cleo de la nube tiene rotacirotacióón inversan inversa


SextansSextans BBDiagrama cDiagrama c--m: m: ((TosiTosi et al. 1992)et al. 1992)MorfologMorfologíía ta tíípica de pica de dIrrdIrr (dispersi(dispersióón, n, muchas muchas O,BO,B, algunas SG rojas), algunas SG rojas)Diagrama sintDiagrama sintééticotico (historia de la FE):(historia de la FE):

1 1 GaGa –– 1.5x101.5x1088 a:a: 2x102x10--33 MM /a/a1.3x101.3x1088 a a –– 3x103x1066 a:a: 1x101x10--33 MM /a/a3x103x1066 a a -- ahora:ahora: 00

Efecto del solapamiento instrumentalEfecto del solapamiento instrumental

Estudios similares en otras galaxias → La formación estelar ha procedido con largos periodos de actividad y cortos periodos de tranquilidad

Pero la metalicidad observada es baja (¿vientos de supernovas?)Sintético

(con solap.)Sintético

(sin solap.)Observado


Historias de la formaciHistorias de la formacióón estelar en n estelar en galaxias irregulares del Grupo Localgalaxias irregulares del Grupo Local


Galaxias elGalaxias elíípticas del Grupo Localpticas del Grupo LocalElElíípticas enanaspticas enanas o o esferoidales brillantesesferoidales brillantesNGC 205, NGC 185, NGC 147NGC 205, NGC 185, NGC 147, , M32M32 ((cEcE))PoblaciPoblacióón vieja + n vieja + ¿¿formaciformacióón estelar reciente?n estelar reciente?Estudio de estrellas individualesEstudio de estrellas individualesDiagramas cDiagramas c--mm regiones exteriores (regiones exteriores (¿¿contaminacicontaminacióón por campo?)n por campo?)Observaciones UV (excesos UV en NGC 205 y NGC 185)Observaciones UV (excesos UV en NGC 205 y NGC 185)

Freedman (1991)


NGC 205NGC 205PoblaciPoblacióón dominante: viejan dominante: vieja, baja , baja metalicidadmetalicidadPoblaciPoblacióón jovenn joven::

Estrellas Estrellas O,BO,B en el centroen el centroObservaciones UVObservaciones UV

PoblaciPoblacióón de edad intermedian de edad intermedia::Estrellas de carbonoEstrellas de carbonoGigantes rojas brillantes (> M32)Gigantes rojas brillantes (> M32)

Nube Nube HIHI en disco: en disco: ¿¿Origen del Origen del gas? (gas? (¿¿robado a M31?)robado a M31?)Regiones externasRegiones externas::

Sin formaciSin formacióón estelarn estelarGran dispersiGran dispersióón en metalicidadn en metalicidad

Historia de la formaciHistoria de la formacióón estelar: n estelar: brote inicial + ritmo brote inicial + ritmo ctecte


NGC 185NGC 185Similar a NGC 205Similar a NGC 205PoblaciPoblacióón viejan vieja (RR (RR LyraesLyraes + 6 c+ 6 cúúmulos globulares)mulos globulares)<[Fe/H]> = <[Fe/H]> = --1.31.3FormaciFormacióón estelar en la regin estelar en la regióón centraln central ((““EstrellasEstrellas””azules de Baade)azules de Baade)Origen del gasOrigen del gas

MMáás lejana de M31s lejana de M31Origen internoOrigen interno

Diagramas colorDiagramas color--magnitudmagnitud (Mart(Martííneznez--Delgado 1999)Delgado 1999)

RFE cte desde hace 0.125 Ga


NGC 147NGC 147Galaxia elGalaxia elííptica ptica purapura

No gasNo gasNo formaciNo formacióón estelarn estelarNo estrellas azulesNo estrellas azulesNo gigantes brillantes (No AGB)No gigantes brillantes (No AGB)Estrellas con edades < 12 Estrellas con edades < 12 GaGa son son menos del 10% en luminosidadmenos del 10% en luminosidad

Diagramas colorDiagramas color--magnitud de las magnitud de las regiones externas:regiones externas:

[Fe/H] [Fe/H] ≈≈ --1.21.2Alta dispersiAlta dispersióón en Zn en ZMetalicidad similar a NGC 205 pero Metalicidad similar a NGC 205 pero sin formacisin formacióón estelar (?)n estelar (?)

Mould et al. (1983)


M 32 M 32 MMáás similar a las Els similar a las Elíípticas gigantespticas gigantesPero no es una E tPero no es una E tíípicapica

Compacta (Compacta (cEcE))¿¿CCóómo influye la cercanmo influye la cercaníía a M31?a a M31?

Galaxia estGalaxia estáándar para estudiar ndar para estudiar poblaciones estelarespoblaciones estelares

No estrellas azulesNo estrellas azulesDiagrama colorDiagrama color--magnitudmagnitud

Dominado por rama gigantesDominado por rama gigantesMetalicidad Metalicidad ≈≈ solarsolar

No es un cNo es un cúúmulo globular de alta mulo globular de alta ZZDiferencias en colores e intensidades de Diferencias en colores e intensidades de llííneas (neas (CN y CN y HHββ peculiarespeculiares))

FormaciFormacióón estelar recienten estelar recienteEdad menor ?Edad menor ?PoblaciPoblacióón de edad intermedian de edad intermedia


M32M32Modelos de SModelos de Sííntesis Empntesis Empíírica de Poblacionesrica de Poblaciones ((ej.ej. OO’’Connell 1980):Connell 1980):

FormaciFormacióón estelar hace 5 n estelar hace 5 GaGaConclusiConclusióón dependiente de la metalicidad: Si existe una dispersin dependiente de la metalicidad: Si existe una dispersióón en n en metalicidad alta podrmetalicidad alta podríía explicarse con una a explicarse con una úúnica poblacinica poblacióón vieja (13 n vieja (13 GaGa))

Modelos de SModelos de Sííntesis Evolutiva recientesntesis Evolutiva recientes::Apoyan la componente de edad de 5 Apoyan la componente de edad de 5 GaGaExisten discrepancias sobre cExisten discrepancias sobre cóómo influyenmo influyen

estrellas de la HB muy azules (Z muy baja)estrellas de la HB muy azules (Z muy baja)Estudios de estrellas individualesEstudios de estrellas individuales

DispersiDispersióón en metalicidadn en metalicidadEstrellas rojas muy luminosas (banda K)Estrellas rojas muy luminosas (banda K)

LL > gigantes > gigantes cum.globcum.glob. o bulbo gal. o bulbo galáácticocticoEstrellas de la AGB Estrellas de la AGB →→

¿¿PoblaciPoblacióón de edad de 5 n de edad de 5 GaGa??¿¿Se puede extrapolar o otras Es?

Freedman 1992

Se puede extrapolar o otras Es?


Observaciones HST de M32Observaciones HST de M32(Grillmair et al. 1996)

• Rango en metalicidades ([Fe/H] = -2.2 (M5), -1.6 (NGC6752), -0.7 (47 Tuc), +0.32 (NGC6791)

• ¿Rango en edades?15 Ga, [Fe/H] = - 0.305 Ga, [Fe/H] = - 0.362 Ga, [Fe/H] = +0.15


Observaciones HST de M32Observaciones HST de M32

• Rango substancial en Z

• Pico en [Fe/H] ≈ -0.10

• Cola hasta [Fe/H] ≈ -1.5

• Rango más estrecho que para el modelo cerrado

• Faltan estrellas con baja Z

• Función de luminosidad

• No se observan las estrellas brillantes de la AGB (pero no se descartan)

• Consistente con edad promedio de 8.5 Ga

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