Polvo y Gas en la Vía Láctea El gas y el polvo están generalmente asociados. Las nubes de polvo y gas se concentran hacia el plano de nuestra galaxia.

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1 Polvo y Gas en la Vía Láctea El gas y el polvo están generalmente asociados. Las nubes de polvo y gas se concentran hacia el plano de nuestra galaxia. Gas en la Vía Láctea - El gas (nubes de HI, HII, CO) y polvo se mueven de manera más ordenada que las estrellas en la galaxia, con 220 km/s alrededor de la Galaxia. - Esas nubes permanecen en el disco, donde nacen las estrellas que luego se dispersan a medida que transcurre el tiempo. - Las velocidades del gas se miden usando radio- telescopios, porque la temperatura de los átomos y moléculas es tan baja que emiten en longitudes de onda largas (infra-rojo lejano, microondas o radio). - Se usa la línea de HI en 21cm (baja energía), que es causada por una transición del spín del electrón del átomo de Hidrógeno. Brazos Espirales - Las estrellas jóvenes se concentran en los brazos espirales. - Se forman debido a la rotación del disco galáctico. - Por qué los brazos no se enrrollan cada vez más? - Son ondas de densidad, zonas más densas del disco, donde las estrellas se amontonan. O sea que las estrellas entran y salen de los brazos, no permanecen ahí. - Ejemplo: ondas de densidad en el tráfico. - Además, las supernovas de las generaciones recién formadas causan ondas de choque que comprimen el medio interestelar e incentivan la formación de nuevas estrellas: reacción en cadena. El Disco Doblado de la Galaxia Se observa que la distribución del gas y las estrellas está algo doblada en los bordes. Las causas pueden ser la presencia de un halo asimétrico, o la interacción con galaxias cercanas. Estrellas en la Vía Láctea:La distribución estelar es totalmente anisotrópica. Poblaciones Estelares - Conjuntos de estrellas que tienen composición química y edad comun constituyen una población estelar. - Población I son estrellas relativamente jóvenes, que habitan el disco de la galaxia. Un ejemplo de Pob I son los cúmulos abiertos. Nuestro Sol pertenece a la Pob I. - Población II son las estrellas viejas, que se encuentran en el halo de la galaxia. Un ejemplo de Pob II son los cúmulos globulares. Poblaciones Estelares POBLACION ESFEROIDAL HALO: Cumulos globulares pobles en metales Variables RR Lyrae Estrellas pobres en metales Subenanas Gigantes tipo K y M Estrellas de alta velocidad BULBO: Gigantes ricas en metales Cumulos globulares ricos en metales Estrellas OH/IR Variables de largo periodo Fuentes de rayos X HALO EXTERNO: Galaxias esferoidales enanas Nubes de Magallanes POBLACION DE DISCO POBLACION VIEJA: Enanas tipo F a M Gigantes Variables de largo periodo Estrellas de tipo C y S Nebulosas planetarias Enanas blancas Cumulos abiertos viejos POBLACION JOVEN: Gigantes azules tipo O y B Enanas tipo A Pulsares Enanas con emision tipo Me Cumulos abiertos y asociaciones Estrellas T Tauri Objetos Herbig Haro

2 El Sol en la Vía Láctea - El Sol es una estrella típica de las estrellas que habitan la Vía Láctea - El Sol con los planetas habita uno de los brazos espirales, lejos del centro de la galaxia, a unos 8000 parsecs (25000 años luz) - El Sol da una vuelta alrededor de la galaxia (órbita) cada unos 200 millones de años - El Sol ha dado unas 25 órbitas desde que nació hace unos 4500 millones de años, cambiando la vecindad y viajando a traves de nubes en el disco galáctico - El Sol pudo haber nacido en un lugar distinto, más cerca del centro Galáctico La Barra La posición del Sol nos da una vista un poco peculiar de la galaxia. Es nuestra galaxia barrada o no? Ahora se confirmó la presencia de una barra en la región central de la galaxia. La barra casi apunta hacia el Sol. Dimensiones - El diámetro del disco de la galaxia es de unos 30 kpc ( años luz). - Sin embargo,es difícil medir las dimensiones reales del disco y del halo, porque estamos dentro de la galaxia. - En realidad, no sabemos exactamente donde termina nuestra galaxia porque no hay un borde bien definido. - Tampoco sabemos exactamente cuánta masa total contiene. Dentro del halo se encuentran otras galaxias enanas. Cúmulos Viejos en la Galaxia - Los cúmulos globulares se encuentran en el halo de la galaxia, algunos tan distantes como años luz. - Estos cúmulos globulares tienen órbitas elípticas, que los hacen pasar muy cerca del centro galáctico. - Conocemos 153 cúmulos globulares en la galaxia, aunque se estima que la población original podría haber sido de varios miles. El resto ha sido destruido por evaporación, choques con el bulbo, o pasajes a traves del disco. Formación de una Estrella

3 El Sistema de Cúmulos Globulares - Dos poblaciones de cúmulos globulares viejas. Los pobres en metales Los ricos en metales - Conocemos sus: Compositiones químicas Luminosidades Edades Positiones Velocidades Cúmulos Globulares - A pesar de estar bien estudiados, todavía hay cosas por conocer sobre los cúmulos globulares. - Órbitas espaciales (solo 20% conocidas) - Mejorar las distancias (10-50% de error) - Sistema incompleto (faltan descubrir cúmulos) Cúmulos tenues en el halo galáctico Cúmulos ocultos detras de nubes de gas y polvo en la región central de la galaxia - Observaciones en el infrarojo Cuantos cúmulos se formaron? - Como son tan viejos, nos ayudan a conocer la formación de la Vía Láctea misma. - Los cúmulos globulares son sobrevivientes. - La mayoría de los cúmulos globulares fueron destruídos a lo largo de la vida de la galaxia. - Procesos dinámicos (choques, roces) evaporaron los cúmulos viejos. - No sabemos cuantos cúmulos se formaron originalmente. Estimamos que sólo el 10-20% sobrevivió. - Un cúmulo destruído deja una corriente de estrellas en el halo. Modelos de la Vía Láctea

4 Formación de la Vía Láctea Hoy existen dos teorías de formación, las cuales todavía están siendo debatidas: 1. Colapso muy rápido de una nube gigantesca después del Big Bang 2. Coalición de muchas nubes pequeñas durante un tiempo muy largo No sabemos exactamente cómo se formó nuestra galaxia años atrás. Un escenario podría ser que nubes protogalácticas se juntaron, luego se contrajeron hacia el disco, donde forman estrellas desde entonces mas o menos continuamente. Curva de Rotación - Fuerza gravitatoria F es proporcional a M/R2. La fuerza de atracción debe disminuir muy rápidamente a medida que nos alejamos del centro de la Galaxia. No es así! De la 3a ley de Kepler sale la masa total M=rv2/G. - El problema de la masa faltante es que vemos solo el 10% de la materia del Universo. - El 90% restante no se ve directamente, es la llamada masa faltante o materia oscura El 90% de la galaxia es materia oscura Estrellas y Materia Oscura - Evidencia observacional: sabemos que esa materia oscura existe porque detectamos sus efectos gravitatorios en los distintos cuerpos, como por ejemplo en las curvas de rotación de las galaxias espirales como la Vía Láctea o Andrómeda. - Sin embargo, aunque sabemos cuanta materia oscura hay, todavía no sabemos de que esta compuesta, o que es esa materia. - Esta es una de las incógnitas más grandes de la Astronomía actual. Candidatos de Materia Oscura - Los candidatos para la materia oscura pueden ser bariónicos y no bariónicos. - La materia oscura no bariónica estaría formada por partículas elementales subatómicas. Por ejemplo: neutrinos wimps - La materia oscura bariónica está hecha de materia normal, o sea átomos y moléculas. Por ejemplo, pueden ser: planetas enanas marrones estrellas enanas blancas estrellas de neutrones agujeros negros Microlentes Gravitacionales Una manera de buscar materia oscura bariónica es usar microlentes gravitacionales. Una microlente gravitacional produce el mismo efecto que una lente gravitacional, pero a escalas más pequeñas: a escalas estelares y no extragalácticas. El observador en este caso ve un aumento de brillo de la estrella fuente causado por el efecto de la lente que pasa delante de ella. Es un fenómeno muy raro y difícil de descubrir, se necesitan monitorear millones de estrellas simultáneamente. El proyecto MACHO (Massive Compact Halo Objects = Objetos compactos masivos del halo) busca materia oscura bariónica (planetas, enanas marrones, enanas blancas, estrellas de neutrones, o agujeros negros) usando el efecto de microlentes gravitacionales. Aunque se detecte un microlente gravitacional, observar la lente directamente es imposible. Estos objetos son tan débiles que están fuera del alcance de nuestros telescopios más potentes. Sin embargo, usando los microlentes gravitacionales podemos detectar su efecto en las estrellas que están detrás, y estimar sus masas aproximadamente. Esta sería la única manera de detectar agujeros negros aislados. La Vía Láctea Un agujero negro que está ingiriendo material emite un jet de radiación muy poderoso, que puede tener efectos importantes en el medio cercano. En el centro galáctico se detectan rayos g, rayos X y ondas de radio. Centro Galáctico El centro galáctico está detrás de varias nubes, oscurecido por 30 magnitudes de extinción óptica, no se lo puede ver directamente.

5 Andrómeda Imágenes finas del centro de Andrómeda tomadas por el telescopio Espacial revelan un núcleo doble. Uno de los dos núcleos es un agujero negro, el otro es un cúmulo de estrellas. Colisiones con la Vía Láctea - La Vía Láctea se esta comiendo lentamente sus galaxias enanas satélites. - Primero las estira y las parte en pedazos por fuerzas de marea. - Vemos en el universo otros ejemplos de galaxias canibalizando a galaxias mas pequeñas, como se muestra en esta gran cola tidal. El Futuro de la Vía Láctea: Cuando la galaxia se fusione con Andrómeda formarán una elíptica.