Temario. Distancias Movimientos y tiempos La Radiación Los Planetas Las Estrellas Las Galaxias El Universo

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1 Temario Distancias Movimientos y tiempos La Radiación Los Planetas Las Estrellas Las Galaxias El Universo

2 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 radiotelescopios, porque la temperatura de los átomos y moléculas es tan baja que emiten en longitudes de onda largas (infrarojo 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 neutro. FIA Astronomía Nelson Padilla(P. U. Católica)

3 Nubes frías Nubes calientes Sol

4 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 enrollan 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. FIA Astronomía Nelson Padilla(P. U. Católica)

5

6 Cúmulos de estrellas Los cúmulos estelares son laboratorios ideales para estudiar la evolución estelar. Las estrellas de un cúmulo nacen juntas de una misma nube interestelar. Por lo tanto, tienen todas la misma edad, composición química, y están a la misma distancia. Sin embargo, pueden tener distintas masas, que es lo que determina su posición inicial en la secuencia principal del diagrama colormagnitud. Distinguimos 3 tipos de cúmulos: asociaciones cúmulos abiertos cúmulos globulares

7 Asociaciones Estelares Masa=1-10x10 3 Mo edad<10 8 yr

8 Cúmulos Estelares Jóvenes Asociaciones: Son conjuntos de estrellas muy jóvenes que todavía están asociados con las nubes de donde se formaron, y son dominados por estrellas masivas azules. No están ligados, lo que implica que se disgregan en unos pocos millones de años. Sus abundancias son como el Sol, y se encuentran en los brazos espirales de nuestra Galaxia. (e.g. Quintupletes en el centro galáctico.)

9 Cúmulos Abiertos Masa= Mo edad= yr N=10000 cúmulos en MW Vg=220 km/s Diámetros<5pc e.g. cúmulo Arches cerca del centro Galáctico

10 Cumulo Abierto NGC 2266

11 Distribución de Cúmulos Abiertos en la Vía Láctea

12 Cúmulos Estelares Viejos Cúmulos Globulares: Estos cúmulos estan formados por las estrellas más viejas conocidas, que nacieron inmediatamente despues del Big Bang. Estas reliquias nos permiten determinar la composición química del material primordial y la edad del Universo. Contienen unas masas solares, y se encuentran en el halo, en órbitas fuera del disco galáctico.

13 Cúmulos Globulares Masa= Mo edad> yr Diámetros 20-50pc N=150 cúmulos en MW (e.g. M68 en el halo)

14 mwgc1

15 Cuantos cúmulos se formaron? Como son tan viejos, nos ayudan a conocer la formación de la Vía Láctea misma. Los cúmulos globulares son sobrevivientes o productos del origen de la Galaxia (y una buena fracción se formó en una o más de sus galaxias progenitoras). 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. FIA Astronomía Nelson Padilla(P. U. Católica)

16 Descubrimiento de Nuestra Galaxia Herschell (1800): telescopios grandes, observaciones profundas, numerosas nebulosas Shapley: Distancia al centro galáctico úsando los cúmulos globulares (1900) Debate de Shapley y Curtis (1910) Nebulosas dentro de nuestra galaxia Nebulosas fuera de nuestra galaxia Placas fotográficas: imágenes profundas Enrietta Lewitt: Cefeidas permiten medir distancias Hubble: estrellas en M31, Cefeidas en M31 (1920) Más tarde: cosmología, Big Bang, Universo en expansión, nucleosíntesis

17 La MW es una típica galaxia espiral, con un disco, un bulbo, y un halo. masa: ~ Mo= 2x10 41 kg (Nota: 1 Mo = 2x10 30 kg) diametro del disco: ~ 30 kpc ~ ly densidad promedio: ~ 0.1 star per pc 3 espesor del disco: ~ 1 kpc ~ 3000 ly La parte más brillante de la galaxia es el disco, donde están las estrellas mas jóvenes y las nubes interestelares. Su diámetro es de unos 50 kpc. El bulbo (bulge) es la región central, muy densa en estrellas, con un núcleo en el centro que tiene un agujero negro de veces más masivo que el Sol. Su tamaño es de unos 5000 pc. El halo que rodea la galaxia es muy extendido, y está compuesto por estrellas viejas. Su diámetro se calcula en unos 250 kpc. La Vía Láctea, Nuestra Galaxia

18 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.

19 Poblaciones Estelares POBLACION ESFEROIDAL HALO: Cumulos globulares pobres 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 FIA Astronomía Nelson Padilla(P. U. Católica)

20 FIA Astronomía Dante Minniti (P. U. Católica)

21 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 FIA Astronomía Nelson Padilla(P. U. Católica)

22 La Barra La posición del Sol nos da una vista un poco peculiar de la galaxia. Es nuestra galaxia simétrica o barrada? En 1995 se confirmó la presencia de una barra en la región central de la galaxia. La barra casi apunta hacia el Sol.

23 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. FIA Astronomía Nelson Padilla(P. U. Católica)

24 Halo Galáctico y Galaxias Vecinas SGR LMC SMC

25

26 Colisiones con la Vía Láctea FIA Astronomía Nelson Padilla(P. U. Católica)

27 Cómo se formó nuestra galaxia? FIA Astronomía Nelson Padilla(P. U. Católica)

28 Formación de la Vía Láctea Pequeño grumo formado al principio del Universo va ganando masa por su atracción gravitatoria, y también va adquiriendo otros grumos más pequeños. Quizás una o dos veces, chocó con otro grumo de tamaño similar, pero hace mucho tiempo. FIA Astronomía Nelson Padilla(P. U. Católica)

29 Simulación de la formación de la galaxia FIA Astronomía Nelson Padilla(P. U. Católica)

30 Curva de Rotación ( 3a ley de Kepler ) La fuerza de atracción gravitatoria debería disminuir muy rápidamente a medida que nos alejamos del centro de la Galaxia. No es así! 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!

31 Materia Oscura en Galaxias Curva de rotación: Velocidad vs. Distancia v 2 =GM/R MR α R

32 Materia Oscura en Galaxias Curva de rotación: Velocidad vs. Distancia Evidencia observacional: sabemos que esa materia oscura existe porque detectamos sus efectos gravitatorios en los distintos cuerpos. E.g. 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. FIA Astronomía Nelson Padilla(P. U. Católica)

33 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: neutralinos, bosón de Higgs, etc... 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 FIA Astronomía Nelson Padilla(P. U. Católica)

34 FIA Astronomía Nelson Padilla(P. U. Católica)

35 Un Agujero Negro en el Centro de la Vía Láctea El centro galáctico está oscurecido detrás de varias nubes de polvo, y no se puede ver nada directamente en el óptico.

36 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 γ, rayos X y ondas de radio.

37 La Vía Láctea FIA Astronomía Nelson Padilla(P. U. Catolica)

38 Centro Galáctico El centro galáctico está detrás de varias nubes, oscurecido por 30 magnitudes de extinción óptica, no se lo puede ver directamente.

39 Imágenes IR profundas permiten medir velocidades y aceleraciones de estrellas en la vecindad del agujero negro. De ellas se obtiene la masa Mbh = ( ) Mo El Centro en IR

40 Las órbitas de las estrellas alrededor del centro de la Galaxia indican la presencia de un objeto masivo (BH). FIA Astronomía Nelson Padilla(P. U. Catolica)

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