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Tema 10: Cúmulos y Galaxias
Poblaciones estelares
• En función del contenido en “metales” de lasestrellas se suelen categorizar en Población I, II yIII (en orden decreciente).
• La Población I corresponde a estrellas actualescon un cierto contenido en metales.
• La Población II es la que se encuentra en loscúmulos globulares antiguos, con metalicidadesmuy bajas.
• La Población III es hipotética y sería unageneración de estrellas de metalicidadprácticamente nula que habría adquirido granmasa y evolucionado muy deprisa.
• Típicamente las estrellas de población III habríanadquirido masas de varios cientos la masa solar.
Cúmulos:
Agrupación de cientos a miles de estrellas con un origen común.
Cúmulos galácticos
• Se sitúan en el disco de la Galaxia.
• No presentan simetría aparente
• N < 1000
• R ~ 100 años-luz
• El movimiento aparente de las estrellas permite determinar la distancia a ciertos cúmulos estelares.
vtvr
Apex
tansin
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r
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vv
Movimiento propio en cúmulos galácticos
Asociaciones OB
Agrupaciones de estrellas jóvenes (~ 2 My) y masivas con numerosos objetos “planetarios” de baja masa asociados.
Otros tipo de cúmulos
• Su baja edad les permite retener aún parte de la forma esférica original, que se irá perdiendo según evolucione el cúmulo.
• Otro tipo de cúmulos similares son la asociaciones T, cúmulos dominados por la presencia de estrellas de tipo T-Tauri y, por lo tanto, jóvenes.
• Estas asociaciones está vinculadas a regiones de formación estelar activa.
Cúmulos globulares
• Agrupaciones “esféricas” en órbita en torno a las galaxias. También reciben el nombre de “cúmulos cerrados”.
• N ~ 105
• Rcumulo ~ 30 – 120 años-luz
• Formados por estrellas muy viejas (~ 12000 My, Población II)
• Límite a la edad del universo
Otros tipo de cúmulos
• Descubierto en 1764 por Charles Messier
• Contiene unas 500.000 estrellas
• Posee gran cantidad de variables
• Magnitud 6.2
Diagramas HR en cúmulos: Edad del Cúmulo
• Diagrama HR.
• Caminos evolutivos (más corto cuanta menos masa t ~ 1/M2).
• Punto de salida: ZAMS.
• Isocronas para un conjunto de estrellas de distintas masas.
• Todas las estrellas de un cúmulo nacen al tiempo.
Diagramas HR en cúmulos: Cálculo de edades
m – M = -5 + 5log(r(pc))
• Utilizando la expresión del módulo dedistancias (a veces llamada ley de Pogson)podemos calcular la distancia a un cúmulo deestrellas.
• Para ello tenemos que ver eldesplazamiento que hay entre la ubicaciónde la Secuencia Principal (medida enmagnitud aparente) de la que deberíamostrar la Secuencia Principal de referencia(en magnitudes absolutas).
• Los cúmulos estelares son por tanto una delas herramientas fundamentales paraconocer la distancia a otras galaxias.
La Vía Láctea
La Galaxia
• El primer observador que documentó
fehacientemente que la Vía Láctea
estaba formada por estrellas fue Galileo
Galilei.
• En el siglo XVIII, Kant propuso que la
Galaxia era un disco de estrellas en el
que nuestro Sol no ocupaba un lugar
prevalente.
• Aún así, los contajes de estrellas de
Herschel parecían indicar que el Sol
ocupaba una posición muy cercana al
centro de la Galaxia.
• Incluso entrado el siglo XX, Kapteyn y
Shapley hicieron interpretaciones
erróneas sobre el tamaño de la Vía
Láctea y la posición del Sol.
• La extinción estelar y errores
metodológicos en el contaje de estrellas
fueron algunas de las fuentes de error.
Desentrañando la Vía Láctea
• Observación longitudes de onda afectadas de
forma diferente por la extinción del ISM.
• Desarrollo de las observaciones en longitudes de
onda en radio.
• Mejores y más detallados catálogos estelares.
• Observación de otras galaxias.
• Desarrollo de la física y de la astrofísica.
Morfología de la Galaxia• Distinguimos varios
componentes en la
distribución de material dentro
de la Galaxia.
•Los brazos espirales de la
Galaxia se mueven a diferente
velocidad que los elementos
que la componen. La teoría
más aceptada: ondas de
densidad.
• Las estrellas más cercanas
al centro galáctico giran
rápidamente (períodos
menores de 15 años) por lo
que podemos deducir que
existe un objeto muy masivo
en su interior.
•Además, inferimos que la
materia oscura constituye la
inmensa mayoría de la masa
de la Galaxia.
Cúmulos globulares
Bulbo galáctico
Cúmulos galácticos
300 pc
30 Kpc
Disco galáctico
Halo galáctico
Brazos espirales
Estructura espiral
• Si atendemos a la distribuciones de objetos
jóvenes de la Galaxia (asociaciones OB,
regiones HII, cúmulos abiertos) nos
encontramos con una clara estructura espiral.
• Los brazos de la espiral presentan una mayor
acumulación de este material pero entre los
brazos también encontramos estrellas.
• Los brazos espirales son más marcados al
observar en el azul, mientras que parecen
difuminarse hacia el rojo (donde vemos objetos
más fríos/viejos).
• Se reconoce la presencia de
cuatro brazos completos y al
menos dos parciales.
• No está claro el grado de
desarrollo de los brazos.
• El Sol se encuentra en el brazo
parcial de Orion.
• Se ha propuesto la presencia
de un quinto brazo externo a los
demás.
Gas y polvo interestelar
• Observando en la línea de 21 cm del
H podemos trazar la forma del disco
galáctico.
• No es exactamente plano sino que
se encuentra alabeado.
• Estas deformaciones pueden tener
relación con la propagación de
ondas de densidad y por tanto con
la formación de los brazos espirales.
• Se relaciona con el modelo de
fuente Galáctica, que explica la
acrección de material exterior.
• Se estima que hay 4x109 MSOL en
forma de HI y 109 MSOLen forma de
H2.
Galaxias satélite y canibalismo galáctico
• La Vía Láctea es una galaxia
moderadamente grande que se encuentra
rodeada de otras estrellas de menor
tamaño, ligadas gravitacionalmente a ella.
• Las interacciones de marea han deformado
notablemente algunas de esas galaxias.
• Un ejemplo es la corriente magallánica,
producto de las interacciones con las
Nubes de Magallanes.
• Se han descubierto muchas galaxias
enanas satélite.
• Algunos cúmulos globulares (como Omega
Centauri) se piensa que son en realidad los
núcleos de galaxias elípticas enanas.
El bulbo galáctico
• En la zona central nos
encontramos con un
engrosamiento del disco que
constituye el bulbo de la
Galaxia.
• En esas posiciones, la extinción
puede alcanzar hasta 30
magnitudes.
• Sin embargo, en las llamadas
ventanas de Baade es posible
ver a través del bulbo.
• En esta región encontramos
estrellas con niveles de
metalicidad muy distintos y
diferenciados que pueden
corresponder a etapas de
formación estelar activa.
• Curiosamente, en esta zona las
estrellas más viejas tienen las
mayores metalicidades.
El Halo y los cúmulos globulares
• Alrededor de la Galaxia y con velocidades y
latitudes galácticas peculiares, se distribuye un
componente independiente .
• El Halo tiene una simetría esférica que está
influida por la distribución de dos poblaciones
estelares de distintas metalicidades.
• Alrededor de la Vía Láctea orbitan al menos
150 cúmulos globulares cuyas edades superan
los 11.000 millones de años.
• Casi la mitad de los cúmulos globulares giran
de forma retrógrada, en órbitas de Klemperer.
• Además existe un halo de gas coronal, es decir, hidrógeno a
muy altas temperaturas.
• Asociado a este gas coronal tenemos emisiones de rayos
gamma y rayos X.
• La Galaxia también presenta un halo esférico de materia
oscura que da cuenta de la curva de rotación galáctica.
La rotación de la Vía Láctea
2
( )Rv
M RG
• La materia visible en la Galaxia
no es suficiente para explicar las
altas velocidades de sus
estrellas.
• El Sol se mueve 60km/s más
rápido de la velocidad que le
correspondería por la
distribución observada de masa.
• Se precisa un halo de materia
oscura para explicar las curvas
de rotación observadas.
El Centro de la Galaxia
Sagitario A*
• El agujero negro central de la Vía Láctea fue descubierto en 1974 como una intensa fuente
de radio y radiación de alta energía.
• Su masa se estima en unos 4 Millones de veces la masa del Sol.
Galaxias
Clasificación de Hubble
13%
21%
61%
Elípticas, lenticulares y
espirales (normales y
barradas) constituyen el
95% de las galaxias.
Las galaxias elípticas
tienen forma elipsoidal o
esférica. Se denominan En
donde n=10(1-b/a). Existen
elípticas gigantes y
enanas.
M59 – E5M60 – E2M89 – E0
Las galaxias lenticulares son
una fracción importante de las
galaxias normales. No son
elipsoidales, sino que tienen
forma de disco, aunque no se
aprecia en ellas ningún brazo o
estructura. NGC 5866 – S0
M85 – S0
M86 – S0
Las galaxias espirales tienen
diferentes grados de desarrollo
de los brazos espirales. Las
normales no tienen barra
atravesando el núcleo. Se
denominan a, ab, b, bc, o c.
M104 – Sa M81–Sab M31 – Sb M74 – Sc
• M81 o Galaxia de Bode
•Descubierto en 1779 por Johann Bode
• Espiral de tipo Sab
• Magnitud 6.94
• Bilbao 6 de Abril – Observatorio AE
Las galaxias espirales
barradas son similares a las
anteriores, aunque cuentan
con una nueva estructura en
la región central: la barra.
M77 - SBab M91 - SBb
M109 - SBbc M83 - SBc
Existe alrededor de un 5% de
galaxias no incluidas en la
clasificación morfológica de
Hubble: irregulares, en
interacción (o peculiares) y
activas.Sbc
Propiedades de las galaxias normales
• Tamaño: la materia visible se extiende 0.1 – 1kpc para las galaxias enanas y hasta unos 50
kpc en el caso de las gigantes. Para determinar estos tamaños es preciso conocer antes las
distancias a las galaxias por alguno de los métodos existentes.
• Contenido: depende del tipo de galaxia:
• Elípticas: muchas estrellas viejas y poco gas y polvo baja formación estelar.
• Espirales: abundante gas y polvo, estrellas jóvenes en los brazos espirales y viejas
en el disco.
• Irregulares: estrellas jóvenes, mucho gas y polvo.
• Masa: se determina a través de las curvas de
rotación de la galaxias normalmente establecidas
por desplazamiento Doppler (21 cm, visible)
G
rrvrM
R
MmG
R
vm
22 )()(
La materia oscura es la contribución dominante excepto en la zona central de la galaxia
(bulbo galáctico) donde la materia visible está más concentrada.
Espectros galácticos y estelares
Ondas de densidad
Galaxias activas (AGN)
• Objetos “compactos” en apariencia con elevada emisión en todo el epectro.
• Múltiples tipos de galaxias activas:
• Radiogalaxias: radio lóbulos
• Galaxias N: exceso IR y radio
• Zwicky y Markarian: compactas azules
• Y otras…
• Seyfert: galaxias espirales con núcleos muy brillantes (10000 veces el de la Vía
Láctea), excesos IR y radio y variaciones intensas de brillo.
• BL Lacertae: gran variabilidad de brillo.
• Quasars: Quasi Stellar Objects intensas radio fuentes, muy lejanas (redshift z
~ 5), enormes emisiones, antiguos objetos galácticos, pueden presentar radio
lóbulos y jets en el visible, apariencia estelar.
t
Modelo unificado para AGNs: agujero negro central masivo, diferentes perspectivas
Una posible historia de formación galáctica
• A altos z observamos las protogalaxias que originaron las galaxias actuales a partir de la
acumulación de gas, polvo y posiblemente estrellas.
• Los QSO pueden representar la fase inicial de galaxias jóvenes.
• Las galaxias elípticas y espirales se forman por el colapso de gigantescas nubes, similarmente
a la formación estelar.
• La generación de ondas de densidad da lugar a los brazos espirales.
• ¿Qué papel juega la materia oscura?
