Poblaciones Estelares en cúmulos y galaxias

Transcripción

1 Poblaciones Estelares en cúmulos y galaxias Máster en Astrofísica (POPIA) UCM: Javier Gorgas, Nicolás Cardiel y Javier Cenarro UAM: Ángeles Díaz 07/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias 1

2 1. Introducción 2. Evolución estelar Cúmulos Estelares Temario (UCM) 3. Cúmulos en la Galaxia 4. Sistemas de cúmulos globulares extragalácticos Poblaciones Estelares en Galaxias 5. Poblaciones estelares en galaxias del Grupo Local 6. Síntesis empírica de poblaciones 7. Modelos de síntesis evolutiva 8. Poblaciones estelares en galaxias elípticas 9. Galaxias a alto corrimiento al rojo Prácticas 2

3 1 - Introducción 1. El concepto de población estelar 2. Antecedentes históricos a) Walter Baade (1944) b) Interpretación de las poblaciones de Baade c) La conferencia del Vaticano d) Dificultades al modelo simple 3. Representación esquemática de las poblaciones estelares a) El criterio simple de Baade b) Clasificación unidimensional c) Clasificación bidimensional d) Representación tridimensional (cajas de poblaciones) 4. Poblaciones estelares simples. La edad de una población. 3

4 Baade (1944) 1 - Introducción Poblaciones Estelares El contenido estelar de diferentes galaxias (o subsistemas) puede ser diferente. Cinemática Tipo de estrellas POBLACIÓN ESTELAR: Conjunto de estrellas con edades, composiciones químicas (iniciales) y cinemática similares. Otros factores en común: fracción de binarias, distancias, distribución espacial,, ORIGEN Objetivo: Estudiar la historia y evolución galáctica Situación en la Galaxia Tipo de variables Esquema original de Baade: Población I (galaxias Irr) Población II (galaxias Es) (relacionado con la clasificación de galaxias) Situación real más compleja: Las galaxias están compuestas por diferentes subsistemas con diferentes localizaciones y cinemática ( con diferentes edades y metalicidades?) 4

5 Antecedentes históricos Baade (1944, ApJ, 100, 137) Las estrellas del bulbo de M31 (+ M32 y NGC 205) son similares a las estrellas más brillantes de los cúmulos globulares,, y diferentes a las estrellas de la vecindad solar Tipo I (O,B; vecindad solar, cúmulos abiertos) Tipo II (cúmulos globulares, bulbo de M31) Tipo II Clasificación de Oort (1926) basada en la cinemática: Tipo I Baja velocidad Tipo I Alta velocidad Tipo II 5

6 Antecedentes históricos Diagramas H-R R de cúmulos galácticos (Sandage & Schwarzschild 1952) Variación en los puntos de giro de la secuencia principal (SP) Diferencias en edad Primeras trazas evolutivas (Hoyle & Schwarzschild 1955) (de SP a RG) Las trazas evolutivas dependen de la COMPOSICIÓN QUÍMICA Para cúmulos galácticos (ej.. M67) metalicidad solar Para cúmulos globulares 1/100 de la metalicidad solar Las gigantes de alta velocidad tienen bandas débiles de CN De acuerdo con los estudios espectroscópicos de cúmulos globulares Teoría de la nucleosíntesis (cosmología del estado estacionario) Se explican las diferencias en metalicidad en relación con la edad Bases de la EVOLUCIÓN GALÁCTICA (generaciones( estelares) 6

7 Antecedentes históricos Conferencia del Vaticano ( Stellar Populations, 1958) PROPIEDADES Diagrama HR Localización Velocidades Órbitas Materia interestelar Edad Metalicidad POBLACIÓN I Cúmulos galácticos Disco Bajas Planas y circulares Asociada Joven (y vieja) Alta POBLACIÓN II Cúmulos globulares Halo Altas Inclinadas y excéntricas No asociada Vieja Baja Clasificación demasiado simplista 7

8 Antecedentes históricos Conclusiones de la Conferencia del Vaticano Población II del halo Población II intermedia Población II del disco / Población I vieja Población I intermedia Población I extrema Subenanas; cúmulos globulares; ; RR Lyrae con T > 0.4 días V(z) ) > 30km/s; Variables de largo periodo (T < 250 días); estrellas anteriores a M5 Núcleo galáctico; ; GR brillantes; nebulosas planetarias; ; RR Lyrae con T < 0.4 días; estrellas con líneas débiles Estrellas de tipo A; enanas M; estrellas con líneas intensas Gas; estrellas jóvenes en brazos; supergigantes; cefeidas; estrellas T Tauri 8

9 Antecedentes históricos Conclusiones de la Conferencia del Vaticano 9 Grebel (2007)

10 Antecedentes históricos Poblaciones estelares en la Vía Láctea 10 Grebel (2007)

11 Antecedentes históricos Dificultades al modelo simple: Los espectros de M31 y Es gigantes poseen bandas de CN similares a las de la Población I (no( son débiles) ) (Morgan & Mayall,, 1957) Población I vieja ó Población II rica en metales Diferencias en composición química dentro de una misma población Dispersión en metalicidades (la (la razón enanas/gigantes es mayor en Es que en cúmulos globulares o la vecindad solar) Identificación de estrellas con líneas anormalmente intensas (super-metal metal-rich) (Spinrad & Taylor, 1969) Interpretación conflictiva La metalicidad es el parámetro principal No existen,, en general, poblaciones estelares simples. Existen rangos de edad importante (Historia de la formación estelar) 11

12 Representación esquemática de las poblaciones estelares Criterio de Baade: Clasificación unidimensional basada en varios parámetros (dos puntos) tipo de galaxias E s S, Irr s gas y polvo SI NO Pob II Pob I bajas altas Velocidades estelares ROJO AZUL Color de la estrella más brillante 12

13 Representación esquemática de las poblaciones estelares Interpretación por evolución estelar: Edad estelar y abundancia química Metalicidad Pob II Pob I Edad Enriquecimiento químico Rango continuo de metalicidades Posibilidad de poblaciones intermedias 13

14 Representación esquemática de las poblaciones estelares Clasificación bidimensional: Pueden existir: Estrellas viejas ricas en metales Estrellas jóvenes pobres en metales Evolución química: Variación en las historias de la formación estelar metalicidad baja alta E s II vieja edad I joven SMC log [Fe/H] MWG SMC log edad (años) SMC: lenta formación estelar (estrellas jóvenes y de baja metalicidad) No puede existir un sistema (único, bien mezclado) con estrellas viejas y alta Z junto a estrellas jóvenes y baja Z 14

15 Representación esquemática de las poblaciones estelares Cajas de poblaciones (Hodge 1989): Hacen falta 3 variables: Edad, metalicidad y ritmo de formación estelar Evolución galáctica simple 15

16 Representación esquemática de las poblaciones estelares Cajas de poblaciones (Hodge 1989): La Galaxia Población I pura Población II (cúm. glob.) 16

17 Representación esquemática de las poblaciones estelares Cajas de poblaciones para galaxias enanas (Grebel 1998): 17