Tema 3 Propiedades fotométricas de las Galaxias. Poblaciones estelares I

Transcripción

1 Tea 3 Propiedades fooéricas de las Galaxias. Poblaciones eselares I Esquea: La disribución especral de energía (SED da inforación de res ipos, apare de la fora que iene en sí isa: colores, índices de absorción y líneas de eisión. Todo ello varía según la población eselar que haya en la región que produzca al SED La disribución eselar de energía quedará afecada por el polvo que deba aravesar la luz debido a los fenóenos de exinción y reddenning, que son, respecivaene, fenóenos de absorción y scaering. Esudio soero de cóo obener las correcciones adecuadas: leyes de exinción La evolución de una generación eselar nos dice que: a las giganes siepre conribuirán ás a la luz oal aún siendo su asa despreciable frene a la oal; b que la relación M/L fooérica depende del valor /l del puno de giro; c que la luinosidad iende a decrecer con la edad de la población; d que el color será ás rojo si la población esá evolucionada que si esá aún en la secuencia principal Hay diferencias esenciales en la fora del diagraa color-agniud de poblaciones jóvenes y viejas que sirven para discriinar poblaciones casi a siple visa Indicadores que pueden edirse en un diagraa CM y copararse con los valores eóricos esperados según la edad. Descripción de las poblaciones eselares en cada una de las coponenes de la Vía Lácea: halo, bulbo, disco delgado y disco grueso. Iporancia del sisea de cúulos globulares 3.. Disribución especral de energía, colores e índices. La luz procedene de las galaxias es generalene produco de una población de esrellas no resuelas. Coo vereos, la calidad de esa luz nos dará uchas pisas acerca del conenido en esrellas del sisea que la eie. Hay básicaene cuaro ipos de inforación disponible en relación con la disribución especral de luz eiida por una galaxia, apare de la disribución en sí isa: a colores en banda ancha (U-B, (B-V,...(H-J; b índices de inensidades de líneas de absorción; c ipos especrales y d anchuras equivalenes de líneas de eisión. Los colores inegrados consiuyen las edidas ás siples y que se obienen ás fácilene para una galaxia, fundaenalene en la región cenral. Se pueden edir a base de filros en diferenes longiudes de onda. Para las regiones exernas de las galaxias, sin ebargo, es ucho ás difícil, ya que los colores se derivan de una diferencia enre dos agniudes ya de por sí basane incieras al enerse que edir coo brillo por encia del cielo. Los errores por ano, pueden afecar basane a esas deerinaciones de color en las zonas de bajo brillo. T3-

2 Para edir líneas de absorción se ha elegido un ciero núero de índices en diversos siseas o sea eligiendo diferenes conjunos de filros de banda esrecha con anchuras ípicas de A, y esraégicaene colocados para que una banda ida la luz que pasa por la línea y ora ida el brillo del coninuo adyacene. La diferencia de brillo enre abos filros da la inensidad de la línea especral. Así se definieron los colores del sisea DDO de McClure y van den Bergh o el sisea de 2 líneas de Wood, incluyendo la absorción de CN en 42 A o la del Magnesio en 52 A. Adeás en los núcleos de las galaxias elípicas o en los discos de las espirales, se observan líneas de eisión que ienden a ser ás esrechas que las de absorción. Si las galaxias esuvieran copuesas por esrellas de un iso ipo, la eperaura de color nos daría una buena aproxiación de la disribución de energía. Aunque esa hipóesis parece iprobable, ha servido para obener basane inforación de las galaxias en una priera eapa. Así, en 936 Hubble adopó la hipóesis de que la luz de una galaxia edia podía copararse con la de un cuerpo negro con una eperaura de unos 6 K. La jusificación era que los especros de las galaxias eran siilares a los de una esrella ipo G que enía esa eperaura efeciva. Ese esudio, se basó fundaenalene en edidas de colores de galaxias y fue ás arde exendido a oros siseas fooéricos, con los siguienes resulados generales:. Las galaxias de diferenes ipos de Hubble ienen poca dispersión en cuano a su color 2. Hay una progresión en color a lo largo de la secuencia. Es decir, que las galaxias de ipo eprano son ás rojas que las galaxias de ipo ardío. Años después (96 de Vaucouleurs hizo un esudio inensivo sobre eso iso y obuvo colores para una uesra de galaxias de diferenes ipos orfológicos obeniendo una disribución uy esrecha en un diagraa color-color U-B vs B- V Si coparaos ese diagraa con la secuencia principal de las esrellas, coprobaos que las galaxias se encuenran siuadas a lo largo de la secuencia eselar, lo cual es lógico pueso que esán copuesas de esrellas. Adeás, vio que no había galaxias en la zona derecha del diagraa, indicando que odas ellas enían al enos algunas giganes rojas. 3. Tapoco hay galaxias en la zona izquierda inferior, lo cual indica que abién habrá esrellas brillanes azules T3-2

3 Poseriorene ese ipo de esudios fooéricos se exendió hacia oras longiudes de onda y se vio que en el diagraa ( vs (B-V la banda de galaxias esá ás separada de la secuencia eselar que en el diagraa anerior. Eso se debe a que la población doinane en luz lo es en longiudes de onda ás largas que las correspondienes de las esrellas ás calienes. De hecho, las curvas de energía de las galaxias E y SO uesran, en la región A, colores ípicos de esrellas F epranas. Las galaxias espirales ardías y las irregulares anienen una disribución basane consane, o creciendo ligeraene, hasa 2 A. Eso se ha inerpreado coo debido a la conribución de las esrellas calienes OB. Poseriorene, Sandage esudió los colores UBV de 44 galaxias E y SO en los cúulos de Virgo y Coa y enconró que había una esrecha relación (la reca de regresión enía una pendiene de -.85 enre los colores B-V y las agniudes Mv de las galaxias, en el senido de que las galaxias ás brillanes son las ás rojas. Eso se llaa efeco color-agniud, y es paricularene arcado para el color u- V, el ás azul de odos los índices de color. Hay que aclarar, sin ebargo, que no se sabía esa progresión en el color se debe a un efeco de edad o de edad. Se sabe que las esrellas ás jóvenes son ás azules, de al anera que un color ás azul en las galaxias ardías se puede achacar a una foración eselar reciene en esas galaxias. Sin ebargo, cuando las poblaciones son ás eálicas abién se ven ás rojas, ya que las líneas eálicas ienen ás efeco de blankeing. Lo que sí parece claro es que no es un efeco de enrojeciieno por polvo. Faber en 972, con una uesra de 3 elípicas enconró, por ora pare, que los índices de algunas líneas de absorción esaban fuereene correlacionados con la agniud de la galaxia. Eso se inerpreó coo el efeco de una diferene ealicidad según la luinosidad de cada galaxia. En cuano a la propia disribución especral de energía, se pueden hacer algunas consideraciones sipleene de ver la curva: La caída brusca a 4 A es el signo del blankeing eálico en esrellas de conenido eálico noral. La línea de CN a 3883 A indica que esa pare del especro esá doinada por giganes de ipo KIII T3-3

4 La pare UV del especro, de 34- a 38 A uesra ás energía que una gigane KIII. Pero no se puede disinguir enre una cobinación de giganes KIII con esrellas de ipo A y B o una disribución de G8III solaene. La inensidad en el IR abién es superior a la correspondiene a esrellas KIII y ás siilar a esrellas de ipo M2 Por ano, la conclusión general es que hay una población copuesa en las galaxias. En cuano a oras longiudes de onda, las galaxias elípicas ienen especros siilares en oras longiudes de onda, y así en la banda UV abién se ve que la disribución decae en general, siguiendo la endencia observada en el ópico, lo cual se inerprea coo el efeco de las esrellas viejas y rojas que no conribuyen ucho a la luz UV. Sin ebargo, si se va a longiudes de onda aún ás coras se observa que la disribución vuelve a auenar y eso ocurre en odas las galaxias. Eso es lo que se llaa exceso ulraviolea para el cual se dan varias explicaciones: Se pensó que podía deberse a foración eselar, sobre odo después de ver que había gas en los núcleos de las galaxias y que se observaban líneas de eisión. Se vio que en algunos casos eran galaxias con núcleo acivo Se puede deber a una evolución de la raa horizonal, pero aún así debería haber uchas esrellas en esa siuación Podrían ser esrellas binarias con procesos de ransferencia de asa O ser un coninuo no érico (galaxias acivas, AGN Flujos en el infrarrojo (IR: Se ha viso que la ayor pare de la luz se eie en el infrarrojo lejano, siendo las ás brillanes las espirales ardías. El origen parece esar en una eisión érica añadida a una coponene de polvo, que enrojece oda la luz Conenido y Disribución de polvo en galaxias: el problea de la exinción 3... El efeco del polvo sobre la luz Aproxiadaene el % del aerial inereselar esá en fora de granos sólidos llaados polvo con diensiones caracerísicas de -5 a -6 c. El polvo, adeás de ser un fuere eisor en el IR, puede afecar a la luz ya que puede bien cabiar el caino original de la luz, desviación conocida coo scaering o bien absorberla. Eso hace que la luz que se reciba no sea exacaene la eiida, sea en la dirección o la inensidad. La absorción, adeás, depende de la frecuencia y por eso se puede recibir ás o enos luz en unas longiudes de onda que en oras. Por úlio hay que ener en cuena el fenóeno de absorción de la luz en cieras frecuencias, fundaenalene en el visible y en le ulraviolea, y que es luego re-irradiada en oras, sobre odo del infrarrojo, que es el que hace que haya un enrojeciieno de la luz debido al polvo. T3-4

5 La radiación en el IR lejano ipide que la energía graviaoria de la nube sea suficiene para el colapso rápido de ésa, periiendo así que el proceso de foración de una esrella coo fenóeno cuasi-esáico enga lugar. El polvo es esencial en la quíica inereselar pues reduce la radiación ulraviolea, que es la causa de las disociaciones de oléculas Generalidades en nuesra galaxia En la Vía Lácea se ha edido la canidad de polvo: polvo/m(hi+h 2 =.7 y adeás N(HI+H 2 /E(B-V = áoos c -2 g - Adeás, a parir de observaciones en el IR de nuesra propia galaxia, se encuenra que: Hay una radiación difusa con caracerísicas de eisión a, 2 y 27 icras con eperauras aproxiadas de algunos cienos de grados K. Eso se inerprea coo que el polvo se encuenra próxio a la fuene de eisión de luz, que probableene se raa de regiones HII o envoluras circueselares. En el IR lejano se encuenra una radiación difusa a laiudes galácicas en el rango: o < l II < 6 o. El ancho de la disribución es de 2 o hasa los 45 o de laiud y luego se esrecha. La eperaura de color que se infiere es consane y esá enre 2-25 K, es decir, que el capo de radiación es consane en la galaxia. Hay una correlación enre polvo y H 2 que sugiere un acoplaieno enre abos. Si hay H 2, hay foración eselar y, por ano, hay luinosidad en el infrarrojo y por ano, polvo. De anera que la edida del flujo en el IR sería una edida de la foración eselar acual Polvo en galaxias norales Esá forado por los isos consiuyenes que en nuesra galaxia pero con conribuciones relaivas diferenes en cada galaxia. Así se ve: La caracerísica de 22 A de la curva de exinción en la Nube grande de Magallanes es ucho enor que en la Galaxia. Eso ocurre en Orión pero no en la Nube pequeña La curva de exinción en el IR es igual a la de la galaxia en odos los casos. Pueso que hay diferenes coponenes de granos que dan lugar a diferenes pares de la curva de exinción, eso quiere decir que las diversas curvas corresponden a diferenes conribuciones de esos coponenes La Nube grande de Magallanes iene N(HI/E(B-V=2 2 áoos /c 2 g Leyes de exinción Se supone que la causa de la exinción, por ano, es la exisencia de polvo inereselar. Esos granos de polvo conienen una canidad iporane de especies aóicas que enfrían el edio inereselar al ser uy eálicos, a ravés de ransiciones en la esrucura fina. El polvo, debido a su opacidad, influye en la radiación inereselar difusa. Ese efeco de oscureciieno inroduce inceridubres en la inerpreación de las disribuciones de energía de las fuenes siuadas ás allá de las fuenes de polvo. T3-5

6 Por lo que ya heos explicado, para obener la agniud real de un objeo, deben corregirse las observadas por la ley de la exinción inereselar, que se da en función del inverso de la longiud de onda. La exinción se refiere a la sua de la absorción y el scaering de la luz. Abos procesos hacen que el especro se debilie a longiudes de onda coras y que se reeia a las longiudes de onda ás largas, por eso al proceso abién se le llaa enrojeciieno o reddening. El reddening galácico se deerina a parir de observaciones de esrellas enrojecidas y no enrojecidas que se supone ienen la isa disribución especral de energía inrínseca. Las diferencias enconradas enre abas disribuciones serán aribuidas a la exinción por polvo. Supongaos que la inensidad de una fuene en una deerinada longiud de onda es I λ (. Después de aravesar una región de polvo será: I λ =I λ (e -τ λ, siendo τ λ la profundidad ópica, que se ha viso que depende inversaene de λ. Pueso que eso depende de los granos parece lógico que haya asiiso una dependencia con el aaño de esos granos, el cual puede esiarse eniendo en cuena la longiud de onda de la luz que absorben. Si el aaño Rd fuese ucho ayor que λ, los granos absorberían foones y re-irradiarían un especro coninuo ás que producir un scaering, Si Rd << λ, enonces la profundidad ópica dependería de λ -4 y, sin ebargo, se ha viso que depende de λ -. Por ano, se esia que el aaño de los granos es del iso orden de agniud que la longiud de onda del visible. Un aaño ípico es Rd=2. -5 c. Por oro lado, la exinción debería esar relacionada con la densidad de núero de granos n d y de la sección eficaz geoérica de cada grano, σ d= π Rd 2. De anera que el coeficiene de exinción voluérico se expresa coo: κ ex = n d Q e ( λ σ d donde la canidad Q e (λ especifica la eficiencia con la que un grano aenúa la luz. La profundidad ópica τ λ sería la inegral de esa canidad: τ λ = κdr = Q e σ n y coo, por definición, la exinción es: d d I λ Aλ = 2.5log =.86τ λ =. 86 n d σ dq I λ, siendo por ano Α λ proporcional a /λ igual que τ λ. Por ano, ese efeco es ás fuere para las longiudes de onda coras y por eso afeca ás a la luz azul, que esará ás absorbida que la luz roja. Eso hace que los objeos se vean ás rojos. e T3-6

7 Por ora pare, se ha viso que n d σ d 2 nh donde n H es una densidad en núero proedio de hidrógeno a lo largo de la línea de visión y Q se ha oado coo (aunque en realidad depende de la coposición del grano. Por ano, A λ =3 n H ag/kpc La absorción inereselar puede darse coo una función de la longiud de onda: A λ I I λ l, - = 2.5log = 2.5log = 6.5 λ I I λ, λ g / pc Tabién puede edirse el grado en que un especro se enrojece con el exceso de color que hay, enos el que debería haber: E( U B = ( U B ( U B E( B V = ( B V ( B V Si aproxiaos U, B y V por las respuesas onocroáicas y eniendo en cuena sus longiudes de onda cenrales: E( U E( B B V ( U U ( B B = ( B B ( V V Coo B= B =-2.5logI B y Bo= -2.5logI Bo, enonces B-Bo=-2.5log(I B /I Bo =A B Por ano, aplicando esa relación a la ecuación anerior: E( U B E( B V = A U A B + A + A B V Si susiuios cada A λ por la ecuación en función de λ: E( U E( B B V =.27 Es decir, que la dependencia de la exinción se puede expresar con la curva de exinción coo A λ /E(B-V o coo una curva E(λ-V-E(B-V. Por ejeplo eneos la curva de Seaon: Aλ E( B V = c X ( λ = a + bx + ( x x x + 2 ( x x + ( x = + d si si 2.7 < λ λ > 3.65 < 3.65 T3-7

8 A la relación anerior se le llaa A λ E( B V = R λ AV y el valor RV = = 3. E( B V O abién la curva de Fizparick & Massa (988: E( λ V = c E( B V F( λ =.5392( λ D( λ, γ, γ + c λ 2 = ( λ F( λ = si 2 + c D( λ, γ, γ 2 2 λ λ + γλ ( λ λ < 5.9n + c 4 F( λ 5.9 y 3 si siendo λ > 5.9n Poblaciones eselares Concepo. Población eselar es un conjuno de esrellas de una isa edad y la isa coposición quíica. Es decir que se ha forado en el iso iepo de una sola vez. Se deerinó coo era la esrucura de la galaxia hace ya uchos años. La galaxia iene una esrucura con siería axial y con equilibrio dináico. Los consiuyenes principales no son las esrellas jóvenes y brillanes ( % ni el gas de los brazos espirales sino esrellas ucho ás viejas que son la que conribuyen a la esrucura de la Vía Lácea. Baade (994 esudió las esrellas de los cúulos globulares de la Vía Lácea y luego las de los cúulos de M3 y vio que eran diferenes de las esrellas que había en la Vecindad Solar. Ello le llevó a proponer que las esrellas se dividían en dos caegorías: T3-8

9 a Población I: que son esrellas coo las de la Vecindad Solar, asociadas al disco galácico. Son objeos jóvenes, de alo conenido eálico y con pequeñas dispersiones de velocidades. b Población II: Esrellas asociadas al halo galácico, disribuidas esferoidalene. Son objeos viejos, pobres en eales y con cineáica exrea: dispersiones alas. Mas arde Oor (958 vio que había ás subgrupos de los que se habían viso previaene y los aplió a 5 subipos: a Población I exrea b Población I ineredia c Población Disco d Población II ineredia e Población II del halo Así que cuando se habla de poblaciones eselares, se esá uno refiriendo a la edad, la ealicidad y la cineáica que caracerizan a un grupo de esrellas. Definir qué poblaciones eselares habian una galaxia o región iplica deerinar las proporciones de los diferenes grupos que hay o deerinar la edad, ealicidad y cineáica de sus esrellas Meodología Todo ello se llevó a cabo esudiando fundaenalene las esrellas de nuesra propia galaxia. Se analizaban los diagraas HR de las esrellas que coponían un deerinado grupo de esrellas y se coparan con los diagraas eóricos que resulan de la evolución eselar. Se puede coprobar que hay diferencias significaivas enre una población joven y rica en eales y una población vieja y pobre en eales. (Ver diagraas Los esudios fooéricos se hacen obeniendo la agniud y los colores de cada esrella y usando los diagraas HR. Se hace fooería de las esrellas en al enos dos filros y se inerprea el diagraa color-agniud. El diagraa Color- T3-9

10 Magniud es el equivalene del diagraa H-R eórico aunque la ransforación de uno a oro no es obvia. Los prieros objeos esudiados fueron los cúulos de esrellas que ienen la isa disancia, la isa absorción y el iso enrojeciieno para odas ellas, es decir se obienen Mv y B-V. Los cúulos son los objeos adecuados para hacer las pruebas. Diagraa Color-Magniud de un cúulo abiero Diagraa Color-Magniud de un cúulo globular Inforación úil de un diagraa HR. Indicadores: Adeás del propio diagraa se usan indicadores sobre las posibles poblaciones eselares exisenes. Eso se basa en que: N j = B( L T j T3-

11 donde B( es el flujo de la fase j, L es la luinosidad oal, y j es la duración de dicha fase j k N = j N k de anera que eneos: Puno de Giro de la Secuencia principal El puno de la luinosidad a la que la MS gira, esa direcaene relacionado con la edad de la población. 2 La raa de las giganes rojas (RGB Es una fase evolucionada uy brillane de las esrellas cuando las esrellas esán queando H en una capa alrededor de un núcleo de He. Para una ealicidad dada, los líies rojo y azul de la raa esán deerinados por las edades ás jóvenes y ás viejas de las poblaciones que hay. A edida que la población envejece se va hacia el rojo. 3 La raa horizonal y el red club. Las esrellas del RC y de la HB son esrellas que esán queando el núcleo de He. Su luinosidad depende de la edad, la ealicidad y la perdida de asa. La exensión en luinosidad sirve para esiar la edad. Y el núero de esrellas RC frene al núero de esrellas HB abién depende de la edad. Cuano ayor es ese núero as joven es la población. Resuiendo, la presencia de la raa horizonal es indicio de la exisencia de esrellas de uy baja asa: si aparece esa población, la edad es ayor de Gyr. Así que N(HB/N(RSG o N(HB/N(MS alos iplica edad grande. T3-

12 4 La raa asinóica de las giganes exendida. Esa raa esa deerinada abién por la edad y la ealicidad de las poblaciones. Algunas fases son abién sensibles a cabios en ealicidad. En la figura podeos ver coo cabia la orfología de la raa horizonal con la ealicidad de las esrellas. La proporción de esrellas de la HB azul, las RR Lyras y la HB roja se indican coo B:V:R en cada panel 5 La relación del Puno de Giro con la HB 6 La relación del puno de giro con la raa RSG 7 Exensión del blueloop 8 Raa de la subgiganes T3-2

13 3..5. Evolución fooérica de una generación de esrellas Considereos una sola generación de esrellas foradas en un iso iepo = y con δ << τ, qué es la vida edia de las esrellas de asa. La asa oal de esrellas foradas es Mo. Si Φ( es la función inicial de asas (FIM, el núero de esrellas foradas con asas enre y +d viene dado por n(d=mo Φ(d Si usaos una ley de Salpeer Φ(=Ce -(+x y Φ( = Φ, es el valor de la FIM para una asa solar con una edad τ, endreos que un iepo después de la foración, las esrellas que queden en la secuencia principal (enanas serán aquellas que engan asas enre el líie inferior de la FIM l y, siendo la asa de las esrellas que esán en el puno de giro en el iepo. Suponiendo que la relación enre asa eselar y vida edia se puede aproxiar por una ley de poencias: / = (τ / τ -θ =(τ/ τ -θ Enonces, el núero de enanas con asas enre y +d es: n d M d M d ( = Φ( = Φ( Las esrellas con asas > aparecerán ya coo giganes. Si τ g es la duración de la fase evoluiva pos-secuencia principal para esrellas de asa, el núero oal de giganes que habrá en un iepo será las que esaban en la secuencia principal enre o y, con vidas edias enre y - τ g : n ( d = M g d La luinosidad de cada enana se puede aproxiar por (+ x Φ( = M ΦΘ( g dτ τ τ = α l d =l( / siendo α=5 Mienras que la de una gigane se oa coo un valor edio lg definida de odo que lg τ g es la luinosidad inegrada a odo lo largo de la evolución pos- SP. L Por ano, para calcular la luinosidad de oda la generación de esrellas: L ( = L ( L ( T MS + PMS sólo habrá que inegrar cada luinosidad para cada núero de esrellas. Así, para las enanas o esrellas de la MS: MS = τ ( = L( M l TO α, Φ( d= l( / (+ x d τ τ (+ θx MΦ l d= α x τ θ ( α x T3-3

14 T3-4 si x< α Y para las giganes: x g g g g g l M n l L θ τ τ τ θ + Φ = = ( ( siendo dónde Fj es la canidad de energía eyecada en cada fase j, y b( el núero de esrellas evolucionadas. A parir del H y el He queado se obiene que: y Por oro lado, podeos calcular la canidad de asa eselar en cada una de las dos fases: y Eso quiere decir que: es decir que la conribución de las giganes a la asa oal se puede despreciar, ienras que: Θ = = L F b L l TO j j PMS g ( ( 9,75 ( (,, ( + = He j H j TO J F d d b TO TO Φ = ( ( = = l d d d n M ( ( ; 2 > Φ + x x M x l ; ln 2 = Φ x M l ; ( ( 2 < Φ Θ x x M x τ x g g g M n M θ τ τ τ θ + Φ = = ( (, = M M g d g τ

15 T3-5 O sea que G es el cociene enre el cobusible nuclear consuido en la fase pos-secuencia principal y el consuido en la secuencia principal. Pueso que una esrella de Mo quea un % de su asa en la SP ienras que consue un 7% anes de orir, se puede decir que G vale coo 6. Por ano, las giganes van a doinar en luinosidad en el especro inegrado de una galaxia elípica o de cualquier región dónde las esrellas se creen en un broe casi insanáneo, aunque en asa su conribución sea ucho enor. Se puede abién hacer una esiación de la relación M/L fooérica si se supone que Ms=Md(, es decir que despreciaos la asa de las giganes, que era efecivaene despreciable, y la de las reanenes (! que no lo es ano!!, y obeneos, para x< : que es proporcional a la relación M/L de las esrellas en el puno de giro. Si x> o si > l, Ms/L auena en proporción a La conribución de las reanenes eselares se puede asiiso esiar suponiendo que odas endrán la isa asa ω y que odas las esrellas que han uero son las que iene > y U >> : x o x M d M M u θ ω τ ω ω Φ = Φ = ( ( La asa expulsada por las esrellas que han uero en un iepo, viene deerinada por el núero de esrellas que han uero y por la asa expulsada por cada una (-ω: x M d d n E θ τ τ ω τ θ ω τ + = Φ = = ( ( ( ( Pueso que la luinosidad oal se puede escribir a parir del valor de G: [ ] ( ( ( ( ( x d G x l M L G L + Φ = + = α θ τ α Se iene que: 6 ( ( Θ = = l l x L L G d g g d g τ α ( d s l G x x L M + = α ( x l.5. ( ( ( ( + Θ = Gaño L M ld G x L E B o ω α

16 La evolución de la luinosidad con el iepo puede obenerse a parir de la ecuación anerior: d ln L d ln = θ ( α x + + G dg d Pueso que l g τ g varía uy lenaene, se puede suponer que : dg d G ( θ x d ln L G Y por ano: = θ ( α x + ( θx = θα + θx.3 +.3x d ln + G Es decir el rio al cual la luinosidad disinuye es ás bajo en los odelos con x alo. En la realidad la luinosidad varía de anera diferene según la banda de que se rae, lo cual hace evolucionar los colores con la edad de la población. Así:. Los colores en general se hacen ás rojos con la edad 2. La conribución principal a ese hecho se debe al cabio de color hacia el rojo después del urnoff 3. Si la luz esa doinada por las giganes, los colores evolucionan enos 4. Si las esrellas pierden asa, pueden llegar a la HR azul en lugar de quedarse en la raa de Gigane Roja 5. Dependiendo de la asa de pérdida de asa supuesa se llega a Gigane roja o azul 6. Si se usan pérdidas de asa esocásica, la fracción de esrellas que alcanza el azul es ayor a edida que la asa del puno de giro decrece, y los colores de las galaxias llegan a evolucionar al azul después de 8 Gyr. 7. Las poblaciones eálicas abién son ás rojas T3-6

17 3..6. Descripción de la Vía Lácea Cúulos globulares Los cúulos globulares reagrupan varios illones de esrellas, a veces cenenares de illones, exreadaene concenrados en un grupo copaco de siería esférica. Hay aprox. 3, y esán disribuidos en el halo y en el bulbo de fora esférica, oviéndose en órbias uy alargadas que pasan cerca del cenro galácico. En las galaxias exernas cercanas coo M3 y M33 abién se han viso alrededor del disco. Su apariencia es uy copaca y unifore. De acuerdo con el puno de visa radicional consiuyen un sisea con una edad única que oscila enre y 5 il illones de años para cúulos en el rango de disancias galacocénricas enre 6 y 2 kpc. Para esos cúulos exise una correlación enre edad y ealicidad de anera que los ás viejos son los ás pobres en eales. Según los daos ás recienes, los cúulos globulares no conienen prácicaene ni gas ni polvo inereselar y esán poblados de esrellas pobres en eales. Se ha redeerinado la ealicidad con una nueva escala y esa auena.2 dex en edia respeco a la anerior esiación. En los cúulos globulares, incluso las esrellas enos asivas esán ya en el esadio de Gigane Roja. Adeás, las ás asivas esán ya en esados inesables después del flash de Helio y son RR Lyrae o se han converido en enanas blancas. Por ora pare, la posición de los cúulos globulares sobre el diagraa HR perie deerinar su edad: cuano ás viejos, ás giganes rojas hay a base de dejar vacía la secuencia principal. El puno de giro que corresponde a la disipación en energía de 7% de la asa eselar es un buen indicador de la edad de las esrellas. Son objeos viejos en general. Se creía que enían edades desde varios Gyr hasa 6 Gyr, que se supone es la edad de la Galaxia, pero los daos recienes indican que son as jóvenes de 2 9 años. T3-7

18 Las abundancias eálicas de los cúulos esán enre.5 veces el valor solar y solar, y la disribución de ealicidades parece ener dos áxios a Z=.2 Zo y.4zo Esa ealicidad uesra una correlación con la edad de la población, así coo con la posición del cúulo, según esudios hechos por Zinn (982,985. Los cúulos con R<9 kpc son ás ricos en eales en general que los que esán en la zona exerna del disco. Para esos úlios exise un rango aplio de ealicidades. Es decir que: a los ás pobres en eales esán enre 6 y 2 kpc. b los ás viejos esán en r < 5 kpc, con edades enre -2 Gyr. c hay variedad de edades de hasa 4 Gyr de diferencia para R > 2 kpc El sisea de cúulos globulares posee una velocidad de roación de unos 6 k/s. La dispersión de velocidades es casi isorópica y auena significaivaene con la disancia galacocénrica. T3-8

19 Con los daos del HST han ejorado uchísio los daos, de anera que en los diagraas Color-Magniud que se obienen se disinguen hasa. esrellas (o punos disinos, de anera que el rabajo de esiación esos indicadores resula ucho ás fácil y los resulados ejorados sensibleene en el senido de una ayor precisión. Coo ejeplo analizareos el diagraa obenido para M3. A parir de ese diagraa se pueden obener las siguienes caracerísicas:. Las raas principales son fácilene delineadas: se pueden separar las raas RGB y AGB en la base de la AGB con V = La raa de las giganes llega hasa V=2.63 y B-V= El bup RGB se puede deecar en V= La raa HR es esrecha y se exiende hasa hasa V=8.6, edia agniud aprox. ás brillane que el puno del urnoff. 5. Exise una población exreadaene azul que esá separada de las oras HB con una disconinuidad. Se han deecado algunos blue sragglers. 6. La ealicidad es [Fe/H]= -.45 dex, ayor que -.66 dex, lo previaene esiado, y parecido a lo obenido ediane especroscopía. 7. La abundancia del helio priordial parece confirarse en Y=.23 Con odo ello se ha podido esiar el núero de esrellas que hay en cada fase: T3-9

20 Esrellas de capo del halo El halo esá forado por un esferoide alrededor del disco. Llega hasa los kpc y la aeria inereselar esá prácicaene ausene aunque hay nubes de HI que esán cayendo encia del disco a algunos kpc del cenro. Las esrellas ueven en órbias elípicas alargadas de gran inclinación y elipicidad con ayores velocidades y dispersión de velocidades que en los cúulos. Las esrellas de capo foran una secuencia de subenanas paralela a la secuencia principal y por debajo de ella. Ello iplica que son esrellas de bajo conenido eálico: -3 < [Fe/H] < -. El puno de giro esá en un color siilar al de los CG. Adeás iene una raa horizonal con colores exreadaene azules. Se observan esrellas de la raa de las giganes y esrellas de carbono. Tabién se han idenificado nebulosas planearias y enanas blancas. Por ano parecen de la isa edad que los cúulos globulares. La disribución en ealicidad es abién siilar. El color U-B es enor. Y (U-B es proporcional a [Fe/H] y correlaciona con ω. El aerial que hay puede represenar lo que queda en la proogalaxia después de haber colapsado y haber forado el disco El bulbo Exisen esrellas RR Lyrae, la exisencia de esas esrellas iplica edades ayores de Gyr. El especro se parece al de las elípicas, y por eso se pensaba que la población era vieja y uy rica en eales. Los diagraas C-M de las giganes rojas del bulbo parecen esar doinados por esrellas ricas en eales, con una ealicidad que llega a esar enre Zsolar, ienras que las RR Lyrae uesran un aplio rango de ealicidades. Por ora pare, se han enconrado esrellas M giganes ardías en el bulbo nuclear galácico, en la llaada venana de Baade. Esas esrellas son basane enos luinosas que sus análogas de la raa gigane del disco viejo pero ás luinosas que las de los cúulos globulares. Por analogía con lo observado en los cúulos globulares de edad ineredia en las Nubes de Magallanes, se piensa que esas esrellas pueden proceder de una población varios Gaños ás joven que los cúulos globulares. Ora posibilidad es que sean esrellas superricas en eales perenecienes a la raa asinóica. Tabién se han idenificado esrellas Mira variables y esrellas M supergiganes. Aunque parecen enconrarse en el plano galácico, hay una segunda coponene concenrada en el cenro galácico. Esas esrellas ienen una edad caracerísica de Gaño, lo que sugiere T3-2

21 la exisencia de una población basane ás joven en el núcleo galácico. Adeás exisen nebulosas planearias de diferenes ipos, lo cual iplica que hay esrellas de disinas edades. Todo ello indica que puede haber una población ineredia. En cuano a la abundancia en eales, los daos de especroscopía indican que la ealicidad edia es casi solar. Los daos de sínesis de poblaciones para cúulos globulares abién indican Zsolar, por ano no es an siilar a las elípicas coo se pensaba. En cuano a las propiedades cineáicas, se han hecho análisis de observaciones de variables Mira, RR Lyrae y nebulosas planearias y se ha coprobado que, excepo las RR Lyrae, que es enor, las deás uesran una dispersión de velocidades del orden de k/s, siilar a la enconrada para cúulos globulares. Adeás de odo ello, se ha viso que exise un gradiene radial en la coposición de anera que hay: a Una coponene rica en eales y uy concenrada en el cenro. Probableene, sea uy joven. Esa población joven se ha observado en regiones HII circueselares, lo cual iplica una posible relación con la exisencia de una barra eselar. b Una coponene ás vieja y ás pobre en eales, con Z=-.3 dex o sea Zsun/2. Ésa se ha forado en enos de Gyr, o sea que la edad es de aproxiadaene 2 Gyr. Su disribución de eales iene un áxio en [Fe/H]=-.25 dex El disco delgado Ha exisido una foración coninua de esrellas durane oda la vida de la galaxia (3 9 años. Hay por ano esrellas de secuencia principal y abién giganes y supergiganes. La raa de las giganes iene una ezcla de poblaciones que la hace insensible a la edad. Exisen abién cúulos abieros con una apliud grande en edad y en ealicidad. La población joven esá asociada a las regiones HII, regiones de gas ionizado. Hay abién esrellas ipo T-Tauri. Exisen abién asociaciones, uy jóvenes, pobladas de esrellas O y B y a enudo T Tauri s. Dichas asociaciones se foran es las regiones calienes de la galaxia, y esán rodeadas de gas. No se sabe si es el gas reanene preeselar o eyección de las esrellas inesables. La edad es variable pero en general es de aprox. 2 Millones de años. Hay un aueno de la dispersión de velocidades con la edad de las esrellas. Exisencia del hick disc o disco grueso. Cúulos abieros con una apliud grande en edad y en Z. Tienen una esrucura ucho ás abiera que los CG y conienen solo cenenares de T3-2

22 esrellas que ueven siguiendo la roación galácica, (σ pequeña. Se han forado en nubes inereselares que ya eran ricas en eleenos pesados. Perenecen al disco galácico y conienen población I. Nuerosas giganes azules rodeadas de gas y variables Cefeidas. La edad es variable, desde 7 Ga hasa cienos de Ga. La foración eselar en el disco ha sido un proceso coninuo durane unos il illones de años, por lo que coniene esrellas de un aplio rango de edades, que conviene separar sus poblaciones en joven, y vieja, con edades enores y ayores de 7 illones de años, respecivaene. 3. Población vieja: El conenido eselar observable esá consiuido por esrellas de enos de 2 asas solares. Los diagraas H-R se pueden deducir de la observación de cúulos abieros. Esos ienen una apliud grande en edad y en Z, y una esrucura ucho ás abiera que los CG y conienen solo cenenares de esrellas. Se ueven siguiendo la roación galácica, (dispersión de velocidades pequeña y se han forado en nubes inereselares que ya eran ricas en eleenos pesados. Perenecen al disco galácico y conienen población I. Hay nuerosas giganes azules rodeadas de gas y variables Cefeidas. La edad es variable, desde 7 Ga hasa cienos de Ga. La secuencia principal esá copuesa de enanas K y M, ienras que las G se esán separando de ella. La evolución se noa ya en las esrellas F. La raa gigane es una ezcla de varias poblaciones, con poca sensibilidad a la edad. Tabién hay una población susancial de RR Lyrae ricas en eales. T3-22

23 Esa población iene dos caracerísicas uy claras: a Una relación edad-ealicidad según la cual las esrellas ás viejas son las ás pobres en eales b Un gradiene de ealicidad según el cual la zona exerna iene enor ealicidad que la inerna 2. Población joven: esá asociada a las regiones HII, regiones de gas ionizado, que esán localizadas en los brazos espirales, uy cerca del plano galácico ecuaorial. Hay abién asociaciones, uy jóvenes pobladas de esrellas O y B, supergiganes y cefeidas de ipo I, y a enudo T Tauri s. Dichas asociaciones se foran en las regiones calienes de la galaxia, y esán rodeadas de gas. No se sabe si es el gas reanene preeselar o eyección de las esrellas inesables. La edad es variable pero en general es de aprox. 2 illones de años y sus ealicidades suelen ser solares o supersolares. Hay un aueno de la dispersión de velocidades con la edad de las esrellas El disco grueso Se vio abién que había poblaciones con caracerísicas ineredias enre el Halo y el Disco. Los objeos ás represenaivos son las variables Mira y las RR Lyrae con ealicidades siepre ayores de -. La ealicidad iene una disribución con un áxio en.7 dex. Las caracerísicas cineáicas abién son ineredias: enor roación que las esrellas jóvenes del disco, y ayor que el halo. De hecho al principio se pensó que foraba pare del halo, pero es ucho ás achaado que ése. Roa a 8 k/s en coparación con los 4 k/s a los que roa el halo. Dispersiones ayores que las de disco y enores que el halo. Eso parece que puede esar relacionado con el proceso de foración de la galaxia. T3-23

24 Parece que en realidad hay una variación radial de las poblaciones con un gradiene radial en las abundancias quíicas, un gradiene en el núero de supergiganes rojas/azules, un gradiene en el núero de SNI/SNII, pero odo ello puede ser gradual, aunque aún se discue si hay o no disconinuidades bruscas en odas esas caracerísicas. Es posible que haya abién un gradiene verical en la coposición con una alura de escala de a.5 kpc. Puede haber abién una relación con la foración eselar, de odo que se hayan producido diferenes asas de enriqueciieno, siendo así la pare exerna as joven y enos eálica El Grupo local: Las nubes de Magallanes y oras galaxias enanas. Ahora que exise el HST ya se puede hacer eso abién en algunas galaxias cercanas (GRUPO LOCAL. Anes la resolución esaba liiada. Así que hay nuerosos rabajos recienes que han uilizado las isas écnicas que las usadas para la Vía Lácea para obener inforación acerca de las poblaciones eselares y la hisoria de la foración eselar en oras galaxias exernas, fundaenalene en las galaxias enanas cercanas Nubes de Magallanes: Hubo un broe de foración eselar que coenzó hace 3-5 Gyr y que coninua hasa hoy. Su inensidad no se conoce bien. Geha e al 998 con HST dice que la SFR aueno en un facor 3. Parece que la iad de las esrellas se foraron hace 4 Gyr y la ora iad durane los Gyr precedenes WLM Minnii ha hecho la fooeria de WLM, un iebro del Grupo Local, que es una galaxia enana e irregular, sin bulbo ni núcleo, ni brazos espirales. Del diagraa Color agniud en VI se calcula la edad y la ealicidad aproxiadas: a Hay una población vieja subyacene de al enos Millones de anos que se deerina a parir de la diferencia enre el ip de la RGB y el ip de la AGB, que depende de la edad b hay un gradiene de color que iplica una ransicion de poblaciones: hay poblaciones de disinas edades desde uy jovenes a uy viejas. c No exise gradiene de ealicidad pues no hay no hay variación del color edio V-I de la RGB con el radio. WLM parece siilar a SMC... La ealicidad del disco es baja, o sea que la foracion eselar en el pasado, aún exisiendo, no uvo la suficiene inensidad coo para enriquecer el edio. T3-24

25 Adeás iene un halo pobre en eales que se foró priero y que no paricipa en la roación del disco. Y exise al enos un cúulo globular. Por ano, aunque el disco se ha forado disipaivaene, lo ha hecho denro de un halo viejo y pobre en eales. Parece que hay ás irregulares enanas con halos, lo cual es iporane en el conexo de la foración de las galaxias Sexans A Hay dos poblaciones azules, o sea jóvenes...la MS que coniene esrellas de hasa Myr, y juso al lado la poblacion de esrella Hebea que son esrellas asivas que esán queando su núcleo de He. (Fase blue-loop. Tabién hay una población de esrellas rojas de He. Hay una población ás vieja en la RGB y en la AGB. Basándose en esas poblaciones, se ha calculado la SFR( hasa 7 Myr arás. Parece que hay una progresión de edad enre las disinas regiones de foración eselar, indicando que la SFR se propaga a ravés de la galaxia DDO 2 y NGC 39 DDO2: La foración eselar debió ser ucho enor en los úlios illones de años que en el Gigaño anerior. NGC 39: Esudio de 3 capos disinos. La diferencia de color en las esrellas de la MS puede deberse a una diferencia en ealicidad. Hay diferencia en la población de la supergiganes rojas para disinas zonas que abién puede deberse a una diferencia en ealicidad. SFR puede haber sido exponencialene decreciene, aunque ás probableene haya sido en fora de episodios coros separados por periodos sin sfr. Adeas es posible que haya habido vienos galácicos. Bajo conenido en eales NGC 6822 Esudio de la SFR reciene y de las poblaciones vieja e ineredia. Hay una plua azul de esrella jovenes que corresponden a la MS y a la fase de blue-loop Hay una raa de RSG con esrellas ás jovenes de 5 Myr y de hasa 5 Myr. Hay esrellas AGB's jóvenes y asivas. Tiene regiones HII brillanes y asociaciones OB de 7 años. En los úlios 4 Myr ha habido foración eselar en oda la galaxia, siendo ás ala en la región de la barra. Hay signos de auopropagación de la foracion eselar cruzando el disco,o, alernaivaene la IMF cabia su pendiene. T3-25

26 3..8. M3 y M33 El bulbo de M3 es de la isa ealicidad que MWG ya que la agniud del ip de la RGB es igual de brillane en el cenro que fuera del bulbo y es siilar a la del bulbo de nuesra galaxia. M33 esudio CMD de HST Esudio de los cúulos globulares: 8 de ienen HB rojas: las esrellas esán en un clup o cerca de la RGB. Sus ealicidades son aprox. -.6, que se calcula con la dependencia de la diferencia del color enre la HB y la RGB con [Fe/H]. Figura 2 de M33 GC. Sus edades parecen algunos Gyr as jóvenes que las de los GC de la Vía Lácea Las galaxias MWG, M3, M33, LMc y SMV y Sgr experienaron una eprana foracion de cúulos, pero en M33 se foraron sobre un periodo ás largo La función inicial de asas y la asa de foración eselar Esquea: Describir los pasos realizados por Miller & Scalo para deerinar la función inicial de asas de las esrellas de baja asa que aún esán en la secuencia principal (PDMF. Deerinar lo que valen las funciones o facores iplicados para obener dicha función Hacer una paraerización adecuada de la hisoria de la asa de foración eselar para poder obener la pare de la IMF de las esrellas asivas que ya han uero. Dar esiaciones de cuano valdrá la hisoria de la foración eselar usando el crierio de coninuidad de la función Dar las caracerísicas generales de la IMF así esiada. Coparar las IMF que se uilizan habiualene con sus expresiones analíicas Obención eórica de la IMF. Dependencia de la IMF de los paráeros de la región de foración eselar: Teperaura, densidad y velocidad del sonido Sobre las variaciones posibles de la IMF en el espacio o en el iepo. Esiaciones de la asa de la foración eselar en oras galaxias y regiones a parir de luinosidad Ha, Luinosidad UV o B. Relación con la edad de la población. Relación de la asa de foración eselar con la densidad de gas (oal o olecular. La relación de la foración eselar con la exisencia de una densidad ubral de gas T3-26

27 3.2.. La función inicial de asas φ(: concepo y definición La función inicial de asas (FIM o IMF da el núero de esrellas que hay en cada inervalo de asas. Es decir, es el especro de asas. Cuando una asa de esrellas se fora en un inervalo de asas d y en un inervalo de iepo d, inervienen dos funciones separables que definen esa foración eselar: C(Μ,= Ψ(. Φ(Μ, Siendo Ψ(=dM/d la asa de foración eselar: Masa converida en esrellas por unidad de iepo, y Φ(M=dN/dM, la función inicial de asas o función de disribución en asas individuales en el oeno de su naciieno. Por ano, la asa de la foración eselar define cuana asa se ha ransforado en esrellas, ienras que la función inicial de asas (FIM o IMF da el núero de esrellas que hay en cada inervalo de asas. Es decir, es el especro de asas. La función inicial de asas que esa noralizada a : Φ( d = La Función Inicial de Masas se esió pariendo del núero de esrellas ``conadas'' alrededor, en la vecindad solar. Con ello se obiene la función de luinosidad φ(mv. A parir de φ(mv se calcula la función PDMF, φ MS (log, (raducido coo función de asas del iepo presene, que es el núero de esrellas que hay acualene en la secuencia principal (MS, es decir, es la disribución de las esrellas que hay en la MS, pero raducida a asas. Finalene se hacen esiaciones de la pare que fala, que serán las esrellas que ya han evolucionado para lo cual es necesario hacer hipóesis acerca de la asa de foración eselar que hubo en el pasado. A parir de esa función de luinosidad, se obuvo una FIM que era una ley en poencia, la llaada función de Salpeer: Φ(M=A -(+x donde x es la pendiene de la IMF y se oa coo 2.35 coo valor general Coo se calcula la IMF La PDMF es el fundaeno observacional de la IMF. Se define coo el núero de esrellas por unidad logaríica de inervalo de asa y por pc2 que hay en la Vecindad Solar: PDMF=Φ(log M. Esá dada por unidad de superficie porque esá inegrada en la dirección perpendicular al disco, para ener en cuena el hecho de que las esrellas de ayor asa esán concenradas en el disco, ienras que las de enor asa esán a algunos cienos de pc s del plano del disco galácico. La canidad que se usa para hacer el cálculo es Φ(Mv, que se relaciona con Φ(log M por la siguiene ecuación: T3-27

28 PDMF = Φ MS (log = Φ( M V dmv d log 2H ( M V f MS ( M V Esa ecuación depende de varios érinos: φ MS es la fracción de esrellas que hay en la secuencia principal φ(mv es la función de luinosidad, el núero de esrellas de odos los ipos por unidad de agniud absolua y por pc3 que se encuenran en el disco de la vecindad solar. dmv/d(log es la pendiene de la relación de la asa con la luinosidad en las esrellas de MS, y depende de las razas eóricas eselares fs es la fracción de luinosidad que procede de las esrellas de la MS 2H(Mv es el facor resulane de haber inegrado la función de luinosidad en dirección perpendicular al plano suponiendo que ésa iene una disribución exponencialene decreciene en la dirección verical con una escala H La función de luinosidad φ(mv se esia a parir de coneo de esrellas en función de su agniud aparene. Obeneos luego la agniud absolua con la disancia esiada de cada esrella. Para ello se usan caálogos de esrellas para las que se conocen oviienos propios y paralaje, que perien cuanificar la disancia y con ello la Magniud Absolua. Al principio era esencial asiiso hacer correcciones por incopleiud, es decir, se suponía que la uesra eselar no era coplea. Hoy día se usan caálogos ucho ás copleos y esrellas ás cercanas, de anera que las disancias son basane seguras y las uesras uy copleas. Noralene no se hacen correcciones por los siseas úliples, aunque se supone que sus efecos son pequeños. La función de luinosidad ha sido así obenida por diversos auores y en disinas épocas y no hay ucha diferencia en sus resulados, asegurando con ello la bondad de los daos. Si se calcula en slides vericales, (función núero de esrellas por cada color en vez de por agniudes en lugar de horizonales sale siilar. T3-28

29 2La relación asa-luinosidad de las esrellas. Esa relación se obenía en un principio de la observación de siseas binarios con los cuales se calculaba la asa de las esrellas de anera dináica y con ello y las agniudes aparenes se obenía la calibración M-L. Hoy en día es una función bien conocida a ravés de las razas eselares que dan valores siilares a los aneriores pero con ayor precisión en los exreos de asas grandes y pequeñas. La agniud de las esrellas de la secuencia principal decrece a edida que la esrella envejece por lo que la relación anerior debe darse especificando la edad de población para la que es válida. Se puede oar la relación para la edad cero en secuencia principal o bien usar una edad edia de la población. 3La inegración a lo largo del disco: 2H(Mv. Se ha viso que la disribución de las esrellas en la dirección perpendicular al plano del disco depende del ipo especral, esando las esrella O y B ás cercanas al plano, y las M a ayor disancia de ése. Por ello se hace la inegración para no sobresiar el núero de esrellas asivas en coparación con las de baja asa. Noralene, se supone que: Φ(z= Φ exp(-z/h. De odo que: + y exp( z / H = 2Φ H e dy = 2 Φ( z dz = 2Φ HΦ T3-29

30 4Fracción de luinosidad procedene de esrellas que ya no esán en la Secuencia Principal fs: Esa corrección iene en cuena que hay esrellas que esán siendo conadas pero que no esán en la MS, y, por ano, debe eliinarse su conribución. Esa fracción ha sido esiada por diversos auores. Ver Tabla Una vez obenidos cada uno de los facores de la ecuación anerior se obiene la PDFM o Φ(log. T3-3

31 T3-3

32 Puesa al día de Kroupa e al (993 Esos auores han seguido los isos pasos que Miller & Scalo (979 inenando únicaene poner al día, con los ás recienes conociienos, los valores de los facores de la ecuación con la que se obiene la PDMF. Así, la función de luinosidad se ha obenido a parir de daos de Wielen e al (983 para disancias de enos de 2 pc y en cuya uesra hay esrellas binarias. Las disancias de esas esrellas se han obenido de los paralajes (Reid & Gilore, Hawkins & Bessell 988, Sobie e al 989. La relación asa-luinosidad eselar se esia a parir de las isas binarias de la uesra. La conduca es no lineal. El valor ínio de la asa eselar resula ser.7 Msol, que corresponde a una agniud ínia de 7.3 ag. Después cuanifican el efeco de las esrellas presecuencia principal, que son ás brillanes que las de edad cero de MS a parir de la relación de la luinosidad de cada esrella con su edad para cada asa eselar: δmv,edad= -2.5(α log + β Tabién usan relaciones que dan la luinosidad en función de la ealicidad de la esrella. Y una longiud de escala H=.3 kpc. T3-32

33 El resulado general es uy parecido al de Miller & Scalo (979, lo cual ayuda a pensar que las inceridubres son poco iporanes pues los daos recienes con ayor precisión no cabian deasiado las cosas Transforación de PDMF en IMF: La SFR Ahora es necesario esiar cuanas esrellas corresponderían a esa isa generación de esrellas pero ya han salido de la secuencia principal, o incluso han uero ya debido a que eran esrellas asivas de evolución rápida. Teniendo en cuena que las esrellas con τ> T (edad de la galaxia esán en la secuencia principal, pero que si τ< T sólo esarán en la secuencia principal si se han creado en un iepo enre = y =Tgal- τ, eneos que: Φ Φ MS MS = = T T T s τ C(log, d, C(log, d, τ τ MS MS < T > T Podeos calcular la edia de C coo: T3-33

34 C( T C(log, d T Φ( = = Ψ( d = B( Φ(log T T Y si definios b(=b(/<b> podeos escribir C(log,=b(Φ(log/To Uilizando esas funciones podeos ver fácilene que PDMF= Φ( si τ> T Cálculo de la IMF: la asa de la foración eselar Si τ< T es necesario esiar b( Φ MS = T T τ s Φ(log C(log, d = T T T τ s b( d Requisio de coninuidad que liia la hisoria de la foración eselar posible: Φ( T ξ ( = T b( T siendo el prier facor un facor de fora y el segundo de noralización MS Para esiar el segundo b( se oan, generalene, diversas foras analíicas, eniendo en cuena que el facor To/b(To deerina la coninuidad de la IMF en la fronera enre esrellas de baja asa, para las que se conoce IMF, y las asivas. Así se ve que 6< To/b(To< 5 Gaños. Y suponiendo una To de 2 Gaños, eso iplica que.8<b(to<2.5. Es decir, que la asa de foración eselar en el pasado ha podido ser 5 veces ayor o 3 veces enor que la acual. T3-34

35 Por ora pare hay nuerosos esudios que inenan deerinar la hisoria de la foración eselar en nuesra galaxia y en oras. Dichos esudios se basan en observaciones de luinosidades de Hα, UV o B, que proceden de diferenes asas eselares, o sea, diferenes edades de la población, para esiar si la fora de la asa de foración eselar a lo largo del iepo. Parece que esos rabajos indican que la SFR es una exponencial decreciene en galaxias elípicas, con un áxio uy fuere en los iepos priiivos y decreciendo desde enonces. En las galaxias espirales parece ás consane, aunque abién decreciendo, ienras que en las irregulares ha ido auenando, o ha ocurrido en broes con inervalos de iepo en los que era cero. Habiualene se hacen paraerizaciones de la SFR a parir de la canidad de gas, bien en fora de densidad o de asa oal, bien para el gas oal o para alguna de sus fases, coo gas olecular, por separado. Por ejeplo: Ψ α Σg n, es una ley ipo Schid (963 que usan Chiosi (98, Lacey & Fall( 985 o Maeucci (99 2 Ψ α Μg n, que usan Gusen & Mezger (983, Clayon (988 o Pagel (989 3 Ψ α Σ H2 n, Rana & Wilkinson (988, Wyse & Silk (987 4 Ψ α e /τ Twarog (98, Díaz & Tosi (986 5 biodal Larson (986, Vangioni-Fla & Audouze (988 T3-35

36 Miller & Scalo (979 oaron 6 posibles funciones, dos de ellas decrecienes, aun consane y res crecienes: 2 a b ( = b ( + con T τ [( ] b = P τ y siendo τ=p/-p y P=gas/Moal Es una ley ipo Schid con n=2 b b( = b b = τ exp( / τ T [ exp( T / τ ] siendo τ=το/2 c b(=, ce coo Salpeer (955 d b( = b exp( / τ T con b = y τ = To/2 τ [ exp( T / τ ] e b( = b [ exp( / τ ] T siendo b = y τ = To/2 T + [ exp( T / τ ]τ f b( = b ( / τ + ( / τ T con b = ln[ + ( T / τ ], =4 y τ = 2/3 To Ese úlio es uy siilar al de los odelos de galaxias espirales con infall, es uy realisa Se puede coprobar que sea cual sea la función, la fora de IMF resulane para esrellas asivas es siepre uy siilar y es ás deerinane el crierio de coninuidad que ninguna ora cosa: Φ ( = ( T Φ MS s T b( T Donde el prier facor es el que deerina la fora y el segundo en la noralización. Usando las inceridubres adecuadas para el ajuse de la IMF enre esrellas de baja asa y ala asa se obiene que: 6 9 < To/b(To < 5 9 T3-36

37 de anera que si haceos que la edad de la galaxia esé enre 9 y 5 il illones de años: Es decir, que.8< b(to< 2.5 Edad de la galaxia Tasa relaiva b(to To/b(To= Con esas esiaciones se obiene una IMF que iene las siguienes caracerísicas: Para esrellas de ás de Msolares es válida una función log Φ(log con fora de reca con pendiene consane, es decir, IMF es una ley en poencias con n=.5 Enre y 5 Msolares hay un aplanaieno de esa función logφ Por debajo de.5 Msol es copleaene plana con pendiene plana Se han dado diversas ecuaciones analíicas que ajusan a dicha IMF observada. Generalene se usa una ley de Salpeer en poencia, Φ=A -(+x pero ésa no es adecuada para las asas ás bajas coo heos viso. Ora idea exendida es hacer una ley en poencias por raos, coo la de Tinsley o la isa que dan Miller & Scalo (979, variando A y x con cada rao de asas T3-37

38 Φ(Ψ = < < Φ(Ψ =. - < < 2 Φ(Ψ = < < Φ(Ψ =2.3A -2.3 > Pero abién es posible hacer ajuses cuadráicos o de edia gaussiana: logφ(log = log -.47 log 2 Φ (log = C dónde Co=6, C =.9 y C 2 = Fuenes de inceridubre [ C ( C ] 2 exp log La priera fuene posible de error esá en el hecho de conar por agniudes. Eso significa hacer rodajas horizonales en el diagraa HR, y, por ano, en las agniudes ás brillanes hay esrellas evolucionadas que no deben conarse coo de la MS. La fs esaría al calculada. Un edio para eliinar ese problea es conar por ipos especrales, sabiendo que los ipos O y B esarán con oda seguridad en la MS. Algunos auores han hecho esiaciones de ese ipo de anera que es posible ener un argen de error en la grafica. Ver Grafica Las esrellas asivas pierden asa, de anera que esán siendo observadas a luinosidades inferiores a las que les corresponderían en el oeno inicial si la asa de pérdida de asa es ala M. Si la pérdida de asa no es uy ala, se puede considerar que la evolución es casi consane y en ese caso solo hay que reconsiderar el valor de fs que ya no sería de ½ sino ayor Las esrellas recién foradas pueden esar aún escondidas en las nubes oleculares dónde se han creado o enre el polvo de anera que no se ven. Sin ebargo, a Eso no puede ocurrir ucho iepo porque la esrella ioniza el edio epujando el gas y haciéndose visible b Hoy día no hay ano problea con las observaciones en el IR Las variaciones de la coposición quíica influyen en odas las relaciones usadas 2 T3-38

39 Modelos eóricos de obención de una función inicial de asas En esa sección repasareos los rabajos realizados por Adas & Fauzzo (996, Padoan e al (997 y Larson (998 coo ejeplos de lo que se esá haciendo en ese capo. En principio se pare de una inesabilidad graviaoria y del crierio de Jeans coo base para ransforar una nube olecular en una esrella. Ese proceso iplica inicialene la fragenación de dicha nube. Después las nubes deberían colapsar, en el iepo deerinado por el colapso graviaorio, pero debe haber algo que se lo ipida por un iepo haciendo que la evolución sea cuasi-esáica. Eso puede deberse a capos agnéicos o a urbulencia, aunque ás probableene por abas cosas. Los capos agnéicos se difunden hacia fuera de la nube dejando un núcleo en el cenro de ésa. La nube se caraceriza por la velocidad del sonido efeciva a eff : 2 eff y por la velocidad de roación Ω a = a + a + a 2 h 2 urb 2 ag La asa de gas coienza a caer forando un núcleo denso. Ese proceso va lenaene hasa que epieza a haber flujos hacia el exerior cuando M = δ M * ω siendo la priera pare la pérdida por vienos y la segunda la asa de caída de gas en la esrella (d es un paráero. Hay que ener en cuena que la asa de la esrella siepre esará liiada por la asa del cúulo en el que esé ocurriendo 2 GM * el proceso. La energía saliene será E ou = α que será expulsada en un R* 2 GM * iepo de Kelvin-Helholz: τ ou = β. Eso hace que la luinosidad de R* L* la región sea: L=E ou /τ ou,es decir: Lou=α/βL * GM * α De anera que si el vieno conserva la energía: M ω = ε L* R β L β GM * así que: * * = M ω Mienras que la asa de caída de gas sobre la esrella esá εα R* deerinada por la velocidad del sonido a y por una consane o =.975 siguiendo la expresión: a M = G 3 T3-39

40 Por ora pare, si hay roación el aerial no cae del odo sobre la esrella, sino que la asa con oeno angular se queda en un disco circueselar con radio Rc: G M Ω R c =, de odo que si R 8 * >>Rc, la variación de M* es una fracción 6a pequeña del infall: R * 8R* a M = M = es decir que M * =γm y γ=2/3 2Rc G M Ω 2 3 β a a Y así L* M = 8 * γ δ = Λ εα G Ω G Ω Es decir, que la luinosidad L y la asa M de la esrella solo dependen de a y de Ω. Poniendo valores a esos paráeros ( o =.975, γ=2/3, β/α= 2 y ε= se iene que Λ esá enre y. Y enonces, con a=.35/s y Ω=3-4 rad/s = K/s.pc se obiene una L * =2Lo y una M * = Mo En resuen, la relación enre la asa y la luinosidad de una esrella al forarse dependen de a y de Ω: L 2 = 2Λ a 3 esando L en unidades de luinosidad solar, en asas solares, a 35 en unidades de.35 /s, Ω en unidades de k/s.pc y Λ dividido por La luinosidad se puede esiar a parir del aerial que cae y que se supone se conviere en proones por queado nuclear ás la debida a la conracción graviaoria: GM M 2 L* = η = 7Loηa35 R* 35 Ω 2 siendo R*=3 a35 y η=.5% de la energía disponible. Más la pare de la conracción que es proporcional a 4 Así se iene que: lo cual lleva a que: L << 3 L L 4 2 > 3.3. < < T3-4

41 =.65Λ =.67Λ [ Λ / ] =.66 η 3 / 6 3 / 4 3 a a / 3 / 6 35 / 4 35 a Ω Ω / 3 35 / 3 / 2 Ω 2 / 3 ineredias asivas baja Hasa ahora heos oado la velocidad del sonido a coo consane. En realidad debería seguir una disribución con una ley de escala en que la velocidad dependa de la densidad: v α r -/2 Así que la asa del cúulo será proporcional a esa dispersión de velocidades elevada a una poencia q: Mcl=( v q =M a 35 q La función f=dn/dm * =dn/dmcl dmcl/dm * dn/dmcl=(mcl -p con p=3/2 Se obiene una función f=am * -b, siendo b un valor que esá enre.6 y 2., de acuerdo a las observaciones. Tabién puede hacerse la hipóesis de que odas las variables son en realidad disribuciones. En esa caso de aproxiación esadísica se iene finalene que: Φ = Aexp( 2 2 ( / c ( 2 que es una disribución log-noral con res paráeros siilares a los obenidos epíricaene por Miller & Scalo. Esos paráeros son a anchura oal de la disribución y la asa caracerísica, apare de una Ce. de noralización. Oro éodo eórico es el seguido por Padoan e al (997 que obienen una esrella coo consecuencia de una inesabilidad graviacional: colapsan odas las esrucura ayores que una asa críica o asa de Jeans. Para obener la función de asa de las prooesrellas hay que obener la disribución local de asas de Jeans. Si el gas se enfría de anera que la eperaura se hace unifore, la disribución φ(m j. viene deerinada por la disribución de densidad. Esa densidad endrá variaciones debido a los oviienos supersónicos del gas que exisen en las nubes oleculares. Si suponeos que hay una disribución log-noral de densidad: P (* = σ ln x ln x exp ( 2 2πσ / 2 σ 2 La disribución de asas será lo iso uliplicado por x: F(M J =f(m J.dx J dm J M J = B x -/2 dónde B=.2(T/ K 3/2 (n/ -/2 que da M J = si x= y x=b 2 /M 2, por ano: lnx=2lnb-2lnm y asi: dlnx=-2lnm/m T3-4

42 Y enonces: Φ( d = B M ( 2πσ / 2 2ln M A exp 2 σ 2 d siendo A = 2ln B ln x Con esa función se pueden obener diferenes IMF según cabieos T, σ o n pero, ora vez, se pueden obener ejores resulados si se suponen disribuciones para odas esas caracerísicas. Esa claro en odo caso que la función inicial de asas puede variar con la eperaura, la dispersión, o la densidad del edio. Y, por ano, no iene porque ser ni consane en el espacio ni en el iepo, aunque odos los indicios apunan a que es así, que las posibles variaciones son pequeñas o/y difíciles de deecar Variaciones de la IMF en el espacio o en el iepo Hasa el oeno heos supueso que la IMF es consane en el iepo y unifore en el espacio, es decir, que ha sido siepre la isa y que en odas pares ha sido igual. Esa hipóesis ha sido apliaene discuida a lo largo de la hisoria de la IMF. Sin ebargo, a la visa de los odelos eóricos, podeos sospechar que las variaciones son posibles pueso que esa función depende de las condiciones del edio, que no ienen porque anenerse consanes ni en el iepo ni en el espacio. Larson propone que la FIM iene una fora coo la observada pero que la asa a la que epieza a aplanarse depende de la Masa de Jeans, y que esa asa a su vez depende de la eperaura de la nube que crea la esrella. La eperaura del fondo cósico es ayor para redshifs alos, lo cual es lógico ya que hay bajas ealicidades y, por ano, enos posibilidades de enfriaieno. Así, esa asa de Jeans ha podido ser ayor en iepos pasados, variando la proporción de esrellas asivas a esrellas de baja asa, que serían enos. Habiualene se discue si puede ser diferene en el exreo de esrellas asivas. Tabién hay dudas sobre lo que ocurre con las esrellas de asas enores. Para averiguar la IMF en abos exreos se hacen esudios en Regiones o galaxias sarburs, donde hay fundaenalene esrellas asivas. Para esudiar la IMF en sarburs es necesario coparar los especros o alguna caracerísica de ésos (flujos en el IR lejano, líneas del UV debidas a vienos eselares, líneas del IR cercano, líneas de eisión nebulares coo las de Hα. Los resulados indican que: La pendiene parece, para los diferenes objeos esudiados, consisene en general, con la de Salpeer M inf parece ser 5 Msun aprox. T3-42

43 Hay esrellas asivas en el rango 5- Msun, pero dar M sup es difícil porque ese líie esa relacionado con la pendiene. Se puede obener el iso especro con x baja y Msup ala que al revés... Hay pocas indicaciones de que haya una influencia del abiene en la IMF: las esrellas asivas se foran igual en las irregulares que en las sarburss. Según se ha podido coprobar hasa el oeno, la función IMF es plana para esrellas por debajo de 2 Msun. Se han hecho esos esudios en diversas cúulos de la galaxia y de oras galaxias llegándose a la conclusión de que no puede decirse que sea disina, o sea, que es probable que en odas pares es igual. En IC348 se ha esudiado la IMF a parir de daos en la banda K, que iene una exinción veces enos que en V, concluyéndose que enre.25 Msun y 3 Msun es siilar a la de Miller & Scalo, o sea, plana. Por debajo de.25 cae suaveene, después de haber hecho correcciones debido a los siseas binarios, y que es siilar a las de oros cúulos jóvenes. No hay dependencia abienal. La IMF parece abién invariane a la visa de las abundancias relaivas de eleenos de la Galaxia, de oras galaxias y del edio inra-cúulos La asa de la foración eselar: esiaciones en oras galaxias Esas disribuciones han sido obenidas por Kennicu (989 y por Marin & Kennicu a parir del flujo de Hα, que se supone eiido por las esrellas asivas recienes. Exisen galaxias con disribuciones ás o enos exponenciales, pero abién las hay que son ás bien planas, o incluso con decreciienos en las pares inernas. No parece haber uniforidad. T3-43

44 3.3.. La asa de la foración eselar: relación con la canidad de gas Según ha esudiado Kennicu, analizando las disribuciones radiales de foración eselar y de densidad de gas en galaxias espirales, la asa de foración eselar, sigue un crierio de Toore odificado. Eso es que hay un ubral de densidad por debajo del cual no se crean inesabilidades para forar esrellas. La exisencia de ese ubral parece depender de la dispersión de velocidades en cada disco. Es decir, que es posible ener galaxias con enos densidad de gas y dónde se esén forando esrellas porque la dispersión de velocidades es enor. La exisencia del ubral hace que la foración eselar coience de una anera brusca, (Fig. izq juso en el oeno en que se alcanza. Luego se esabiliza en fora de ley de Schid con una pendiene de.5 aprox. Por ora pare, la densidad ubral varía con el radio, en pare debido a la variación radial de la dispersión de velocidades del gas, pero no sólo por ello, de odo que es ayor para las regiones inernas de los discos coo se uesra en la figura de la derecha. 3. T3-44

45 3. Modelos de sínesis de poblaciones. Poblaciones eselares II Esquea: Qué es un odelo de sínesis. Coo obenerlo. Qué inconvenienes iene. Qué ipos de resulados da para galaxias de diferenes ipos Méodos acuales para sínesis de diagraas CM Aplicación de esas écnicas para la obención de inforación para galaxias del Grupo Local: Las hisorias de la foración eselar Qué es un odelo de sínesis evoluiva. Diferencias fundaenales con la sínesis de poblaciones. Tipos de odelos. Cóo afecan los diferenes inpus Resuen de los resulados de odelos de sínesis para poblaciones eselares siples Sínesis de índices de absorción. Definición de un índice. Índices en el rojo y en el azul ás counes Resuen de resulados de sínesis de índices para poblaciones eselares siples. Aplicación a galaxias elípicas. Relación enre índices o enre colores. Iplicaciones Los odelos de sínesis de poblaciones Heos viso que las poblaciones eselares se caracerizan por res paráeros principales, la edad, la ealicidad y la función inicial de asas. Dejando ésa úlia apare, quedan dos paráeros que hay que averiguar de cualquier población. Hasa ahora heos viso coo analizar, y esiar esas caracerísicas, basándonos en aproxiaciones analíicas sencillas, para poblaciones supuesaene creadas en un iso iepo, coo los cúulos globulares. Tabién heos viso coo obener inforación a parir de diagraas CM para poblaciones copuesas. El objeivo ahora será ir un poco ás allá y deerinar las proporciones ópias que deberá ener una población eselar para que el diagraa CM o cualquier ora caracerísica fooérica sea la observada. Eso se hará a parir de los odelos de sínesis, que sirven para enconrar la ejor ezcla posible de esrellas para ajusar los colores, especros o diagraas CM observados de una galaxia. Es decir, que si observaos una galaxia en un iepo, su especro será: F λ ( = f λ ( M i, i, Z i i y los odelos de sínesis inenan obener cada uno de los especros f λ de las coponenes o poblaciones creadas en un iepo i con una ealicidad Zi y asa Mi. Los odelos de sínesis evoluiva inenan conesar a dos pregunas fundaenales acerca de las galaxias: que fracción de esrellas da lugar a cada especro no resuelo? 2 Puede una fracción de asa significaiva esar en fora no eselar en los núcleos galácicos? En general los odelos inenan reproducir la fora del especro así coo sus colores inegrados y la ayoría de las líneas de absorción o eisión que son sensibles a la eperaura efeciva, a la luinosidad o a la coposición de la esrella. Los especros de las esrellas cercanas conocidas o los de los cúulos globulares son los que se usan coo la base (los ladrillos de la sínesis. Esos T3-45

46 especros son suados y uliplicados en las proporciones adecuadas hasa conseguir que la agniud, los colores y los índices del sisea bajo esudio sean reproducidos en su ayoría. En ese senido son iporanes los rabajos del grupo de D. Alloin (Bica & Alloin 987, 988, 989, que realizó sínesis para un gran núero de galaxias elípicas y de bulbos de espirales de varios ipos orfológicos y enconraron diferencias significaivas en las proporciones necesarias de cada población sencilla (Z y edad para ajusar ales siseas dependiendo precisaene del ipo de Hubble. Cada uno de ellos se caracerizaba por una disribución de SSP s de disinas edades y ealicidades con el áxio y la varianza dependiendo de ese ipo. Un problea basane iporane es que el efeco de la edad o de la ealicidad sobre las caracerísicas fooéricas es uy parecido, así que poblaciones viejas o uy eálicas, por ejeplo, son igualene rojas. Es necesario a veces hacer hipóesis, coo que una población ás vieja que ora superpuesa va a ser enos eálica que la ás joven, o cualquier ora consideración de ipo físico. Oras veces es necesario obener priero algún oro ipo de inforación anes de hacer la sínesis. Por ejeplo, si se observa un especro y no hay líneas de absorción supondreos que no hay población joven, y por ano, los colores se deberán en odo caso a una población vieja o ineredia de cualquier ealicidad. Todo lo que sirva para resringir el espacio de paráeros será úil. Ese éodo ha sido y aún es apliaene uilizado pues perie gran flexibilidad. Así el éodo puede describirse con los siguienes aparados: se observa la región y se obienen un especro y/ o colores. 2 se supone una deerinada coposición de esrellas 3 se asigna un especro a cada una de esas esrellas usando librerías eselares 4 se suan odas las conribuciones, obeniéndose colores o especros inegrados. 5 se copara con lo observado El cálculo de opiización se hace noralene por prograación cuadráica. Exisen en odo caso algunos probleas, coo por ejeplo, que hay regiones del diagraa HR insensible a FIM o SFR, que la luz inegrada de las galaxias esa doinada por esrellas de regiones HR que dependen de pocos paráeros o que las giganes rojas proceden de esrellas de uchas asas. Ese éodo, que había sido apliaene uilizado en el pasado para calcular fundaenalene colores o disribuciones especrales de energía a baja resolución, había sido susiuido poco a poco con la sínesis evoluiva que vereos en el próxio aparado. Sin ebargo, las recienes observaciones obenidas con el HST y con los grandes elescopios odernos, han periido la obención de diagraas color-agniud de enore resolución y gran núero de esrellas (a veces se disinguen hasa 2 esrellas diferenes!. Ello ha hecho reoar la sínesis coo éodo de opiización pero ahora para sineizar direcaene al diagraa CM, no colores o especros. T3-46

47 Coo ejeplo pondreos el caso de un cúulo globular del bulbo, observado por Sanos e al (995. Se oa un CMD en V vs V-I y la dividen en 6 cajas. Asocian un ipo especral a cada caja según el color. Calculan la conribución de cada ipo de esrella j, Cj, a parir del núero de esrellas j y eniendo en cuena su luinosidad. Obienen el especro inegrado coo: N F C f λ = j λ, j j= haciendo uso de la librería de Jacoby 994, para escoger f λ,j y obienen un especro sinéico siilar al observado. Lo cual quiere decir que la luz de los cúulos esá doinada por las secuencias ás brillanes del CMD. Uilizan la función de Salpeer para predecir cuanas esrellas hay en MS sabiendo las giganes. Con la sínesis final se obiene que: un 5% de la luz procede de esrellas en la MS un 6% de esrellas en la Raa de las Giganes Rojas un 2% de esrellas en la Raa Horizonal T3-47

48 3.. Aplicación de odelos de sínesis: Las galaxias del grupo Local El grupo Local es un pequeño cúulo de galaxias que esán alrededor de nuesra propia galaxia, que parece esar en un exreo, y de M3, la galaxia de Andróeda, en el oro exreo. Los dos objeos ás asivos del grupo son precisaene M3 y la Vía Lácea, de anera que doinan graviaoriaene los T3-48

49 oviienos de odas las oras. De hecho esas dos galaxias asivas orbian la una alrededor de la ora. El grupo local coniene alrededor de 35 galaxias en un espacio de un Mpc. La ayoría, excepo las dos galaxias ciadas y M33, son galaxias enanas, M V > -8 ag, sean irregulares, esferoidales o elípicas. Esas úlias esán, en general, ás cerca de alguna de las dos galaxias asivas, ienras que las irregulares ienden a esar as alejadas y aisladas. Esa correlación enre ipo orfológico y disancia es una caracerísica de las galaxias en cúulos, coo vereos luego. Las ás cercanas a la nuesra son las dos Nubes de Magallanes. Abas esán an cerca que hay de hecho un puene de gas enre abas. Adeás ienen disorsiones de area debido a las ineracciones con la Galaxia. En ellas hubo un broe de foración eselar que coenzó hace 3-5 Gyr y que coninua hasa hoy. Su inensidad no se conoce bien. Parece que SFR aueno en un facor 3. Según oros la iad de las esrellas se foraron hace 4 Gyr y la ora iad durane los Gyr precedenes Las hisorias de foración eselar de las galaxias enanas resuelas se derivan noralene a parir de diagraas color-agniud, oados con ucha precisión, y coparándolos con diagraas sinéicos obenidos al y coo heos explicado. Esos éodos esán únicaene liiados por la calidad de las observaciones y por la bondad con que los odelos eóricos reproducen esas observaciones. Noralene los paráeros libres de los odelos incluyen la IMF y la fracción de binarias. Adeás se usan liiaciones dadas por los indicadores coo los descrios en el ea 2 para saber discriinar enre las posibles soluciones. Para calcular la foración eselar es necesario dividir el diagraa CMD en sus diferenes pares, luego suponer varias hisorias de foración eselar, obener el CMD odelado y coparar con las observaciones a ravés de los diversos indicadores definidos y del núero de esrellas en cada fase. A coninuación daos T3-49

50 un ejeplo para la galaxia NGC 6288, aunque ese éodo se ha exendido a odas las galaxias enanas del grupo Local. NGC 6822 Esudio de la SFR reciene y de las poblaciones vieja e ineredia. Hay una plua azul de esrella jóvenes que corresponden a la MS y a la fase de blueloop. Hay una raa de RSG con esrellas as jóvenes de 5 Myr y de hasa 5 Myr. Hay AGB's jóvenes y asivas. Tiene regiones HII brillanes y asociaciones OB de 7 años. En los úlios 4 Myr ha habido foración eselar en oda la galaxia, siendo as ala en la región de la barra. Hay signos de auo propagación de la foración eselar cruzando el disco, o, alernaivaene la IMF cabia su pendiene. odelado observado WLM Minnii ha hecho la fooería de WLM, un iebro del Grupo Local que es una galaxia enana e irregular, sin bulbo ni núcleo, ni brazos espirales. Del diagraa Color agniud en VI él calcula la edad y la ealicidad aproxiadas: ahay una población vieja subyacene de al enos Millones de años que se deerina a parir de la diferencia enre el ip de la RGB y el ip de la AGB, que depende de la edad bhay un gradiene de color que iplica una ransición de poblaciones: hay poblaciones de disinas edades desde uy jóvenes a uy viejas. T3-5

51 cno exise gradiene de ealicidad pues no hay no haya variación del color edio V-I de la RGB con el radio. La ealicidad del disco es baja, o sea que la foración eselar en el pasado, no fue uy inensa. Adeás iene un halo pobre en eales que se foro priero y que no paricipa en la roación del disco. Y exise un cúulo globular. El disco se ha forado disipaivaene denro de un halo viejo y pobre en eales. Parece que hay ás irregulares enanas con halos, lo cual es iporane en el conexo de la foración de las galaxias. Con ese ipo de écnicas obeneos hisorias de la foración eselar coo la osrada para NGC 6288 pero para odas las galaxias del grupo local, coo osraos en la siguiene figura de Grebel (998. Una de las propiedades de las enanas esudiadas es que odas ienen un a población vieja, deecada por las esrellas en la raa horizonal. La daación de esas poblaciones es posible dada la ala calidad de la fooería acual que perie ver el puno de giro de las esrellas ás viejas de la secuencia principal. Eso es hoy posible para disancias de hasa 3 Mpc. Las edades inferidas son siilares a las de los cúulos globulares, de anera que odas las galaxias han enido una época eprana de foración eselar. T3-5