Galaxias Esferoidales Enanas del Grupo Local

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Samuel Cuenca Alarcón
hace 6 años
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1 Galaxias Esferoidales Enanas del Grupo Local Una familia en aumento Las Siete Enanas (Fornax, Sculptor, Leo I, Leo II, Ursa Minor, Draco y Carina) Andromeda I, II y III + Sextans, Phoenix, Antlia, Tucana, Sagitario, Cetus Baja luminosidad, bajo brillo superficial No son grandes cúmulos globulares de baja luminosidad Extrapolación de elípticas enanas (MV > -14). Sin núcleo Son las galaxias más numerosas del Universo? Estructura simple Modelos de colapso y evolución química Condiciones extremas Estudios de formación y evolución estelar 03/12/2008 Poblaciones Estelares en Galaxias Antlia 1

2 Galaxias Esferoidales Enanas del Grupo Local Diagramas color-magnitud Características generales: Rama gigantes empinada, rama horizontal desarrollada Población II clásica Sin gas ni formación estelar reciente Rama horizontal roja, RR Lyraes Estrellas de carbono Población intermedia Tierra HST 2

Fornax La más brillante Domina población vieja

las gigantes Estrellas de la secuencia principal

3 Fornax La más brillante Domina población vieja Diagrama color-magnitud Función de luminosidad 5 cúmulos globulares ( única?) También población algo más joven Anchura rama de las gigantes Estrellas de la secuencia principal Estrellas de carbono Similar a NGC 205 pero con formación estelar finalizada hace 3 Ga 3

4 Fornax (II) Anchura de la RG Variación en metalicidad [Fe/H] 0.3 dex con <[Fe/H> -1.5 O variación en edad (3-17 Ga) + variación en metalicidad (0.27 dex) La variación sólo de edad no puede explicar la anchura de la RG [Fe/H]

5 Sculptor Más simple (sin cúm. glob., sin población joven clara). Punto de giro SP edad algo menor que cúm. glob. ( abundancia de He?) Algunas estrellas SP por encima del pto de giro + anchura pto giro La formación estelar duró algunos Ga Asociada a una nube de HI ( relación con estrellas más jóvenes?) Posible gradiente de edad 03/12/2008 Poblaciones Estelares en Galaxias 5

6 Más lejana Leo I La población dominante es vieja y roja Pero se detectan cefeidas y estrellas de carbono (población intermedia) Diagrama color-magnitud (Reid & Mould 1991) Rama gigantes estrecha Ajuste de isocronas 13 Ga, [Fe/H] -1.0 No existe una dispersión grande en Z 6

7 Leo I (II) Trabajos más recientes (Gallart et al. 1999) Población dominante: 2-6 Ga No rama horizontal, no RR Lyraes? Sin formación estelar importante hace Ga Formación estelar continua durante gran parte de su vida? 7

Leo II Diagrama color magnitud RG similar a Fornax, roja Rama horizontal

de la formación estelar al principio + pequeña población de edad intermedia

8 Leo II Diagrama color magnitud RG similar a Fornax, roja Rama horizontal roja muy poblada y con extensión hacia el azul, RR Lyraes Estrellas de carbono + cefeidas [Fe/H] -1.9 (pero no se corresponde con la morfología de la rama horizontal La mayoría de la formación estelar al principio + pequeña población de edad intermedia Estudio recientes indican diferentes episodios de formación estelar Hace 14, 9 y 7 Ga 03/12/2008 Poblaciones Estelares en Galaxias 8

9 Ursa Minor Diagrama color magnitud similar a cúmulos globulares de baja metalicidad Rama horizontal muy azul Estrellas RR Lyrae Rama de las gigantes azul, inclinada Evidencias de dispersión en metalicidades (anchura RG) 1 estrella de carbono Casi toda la formación estelar al principio + algo más? Imagen DSS 9

10 Ursa Minor (II) PERO: trabajo de Martínez-Delgado & Aparicio (1999) campos de control para buscar colas de marea Pequeño rango en metalicidad Rama horizontal azul muy poblada Punto de giro en 15 Ga ( binarias?) Existen estrellas en el bucle azul? La historia de la formación estelar que mejor reproduce el diagrama c-m implica formación estelar más reciente el 5% del material eyectado ha sido convertido en estrellas 03/12/2008 Poblaciones Estelares en Galaxias 10

11 Muy estudiada Draco Diagrama color-magnitud similar al de cúmulos globulares Similar a Ursa Minor, con rama horizontal más roja (no parece un efecto de la metalicidad) Mezcla de metalicidades 4 estrellas de carbono Imagen DSS 11

12 Carina Caso único en el Grupo Local: LA POBLACIÓN DE EDAD INTERMEDIA (7-8 Ga) ES LA DOMINANTE Diagrama color-magnitud (Mould & Aaronson 1983): Comparación con isocronas de 6 y 9 Ga, y cúm. glob. Edad 7.5 Ga [Fe/H]

Carina (II) Diagrama color-magnitud más profundo

5 Ga + población más vieja (V = 23.5-23.8).

13 Carina (II) Diagrama color-magnitud más profundo (Mighell 1990) Punto de giro en V = 23, edad 7.5 Ga + población más vieja (V = ). Ver en diagrama de mejor calidad las estrellas en V - R = 0.4 V = edad 13 ± 2 Ga (17%) Sin formación estelar desde esa época hasta hace 7.5 Ga Confirmado por estudio de la función de la función de la luminosidad entre el tip de la RG y la HB 03/12/2008 Poblaciones Estelares en Galaxias 13

Carina (III) Diagrama color-magnitud de Smecker-Hane (1994) 3 7 15 Brotes en: %M 2 Ga 30 3 6 Ga 55-60 11-13 Ga 10-15 Comparar la

14 Carina (III) Diagrama color-magnitud de Smecker-Hane (1994) Brotes en: %M 2 Ga Ga Ga Comparar la coexistencia de estrellas más jóvenes en el red clump y más viejas en la rama horizontal azul [Fe/H] = -1.86, dispersión 0.20 (no hay enriquecimiento) 14

Diagrama color-magnitud de Monelli et al.

gigantes es muy estrecha: No hay variación en

15 Diagrama color-magnitud de Monelli et al. (2003) Como mínimo 3 episodios de formación estelar Varias poblaciones (HB vieja, RC de edad intermedia, RGB, punto giro SP, SP joven) PERO: la rama de las gigantes es muy estrecha: No hay variación en metalicidad? Conspiración entre edad y metalicidad? Hace falta espectroscopía Carina 15

16 Koch et al. (2006) (ver también Grebel 2007, MAGPOP Summer School) Carina 3 7 Confirmación de miembros por velocidades radiales. Medida de metalicidades usando el triplete infrarrojo del Ca Existe una importante dispersión en metalicidad 16

Variaciones radiales (metalicidades mayores en las regiones

17 Koch et al. (2006) (ver también Grebel 2007, MAGPOP Summer School) 3 7 Se puede reproducir con modelos que incluyen vientos de SN (caída rápida en la distribución para metalicidades altas) Variaciones radiales (metalicidades mayores en las regiones centrales) Menores razones [α/fe] que en el halo galáctico (no pueden ser los 17 constructores de nuestro halo)

18 Andromeda I Dimensiones y luminosidad similar a Sculptor RG característica de cúmulo globular de metalicidad intermedia Ver diagrama color magnitud (eliminación de estrellas de campo) Comparación con M92 y 47 Tuc: Población II pura con [Fe/H] -1.4 (dispersión en Z) No estrellas de C Sin población intermedia? (< 20%) observado estrellas de campo diagrama final 18

19 Andromeda I (II) Diagrama color-magnitud (Da Costa et al. 1996) Formación estelar extendida en el tiempo (BHB+ RHB) Edad promedio de 10 Ga (ver isocronas de diferentes metalicidades) Más estrellas jóvenes en el centro 19

20 Descubierta en survey APM Diagramas color-magnitud: HB roja bien desarrollada RR Lyraes Aparentemente dominada por población vieja (similar a Ursa Minor) Población de edad intermedia? 25% con edades de 2 a 4 Ga [Fe/H] -2. Dispersión en metalicidad Sextans Irwin et al

Phoenix Similar al resto: Domina población vieja Baja Z Algunas estrellas rojas

de hidrógeno neutro a 6 ( gas eyectado hace 100 Ma?

azul + razón RC/HB) Propagación de la formación estelar a lo largo de la región

21 Phoenix Similar al resto: Domina población vieja Baja Z Algunas estrellas rojas brillantes AGB, * s C Estrellas azules jóvenes (~ 150x10 6 años) Asociada con nube de hidrógeno neutro a 6 ( gas eyectado hace 100 Ma?) Diagramas de Martínez-Delgado (1999): Gradiente de poblaciones estelares (bucle azul + razón RC/HB) Propagación de la formación estelar a lo largo de la región central A medio camino entre dirr y dsph ( es una dirr en una etapa tranquila?) 0 < r < 229 pc 229 < r < 457 pc r > 457 pc 21

22 Descubierta en 1994 (Ibata) > 34 grados de radio Estructura de colas de marea (descubiertas a 45 y 60 grados) Cúmulo globular en el centro? Asociada con varios cúmulos globulares (algo más jóvenes) de la Galaxia Sagitario 22

23 Sagitario Diagrama color-magnitud (Karachentsev et al. 1999) Formación estelar desde 15 hasta 8 Ga Z = Posible población joven Historia de la formación estelar compleja estrellas de campo 23

24 Historia de la formación estelar en galaxias esferoidales enanas del Grupo Local 24

Generalidades Formación estelar extendida a lo largo de largos periodos, pero SIN formación estelar actual NI gas 2 Componentes con contribuciones variables: A) Población vieja

), con gran dispersión en metalicidad B) Población de edad intermedia (2 10 Ga) (estrellas de C, SP) Casos extremos: A) Ursa Minor (pero no es vieja pura) B) Carina ( y Leo I?

25 Generalidades Formación estelar extendida a lo largo de largos periodos, pero SIN formación estelar actual NI gas 2 Componentes con contribuciones variables: A) Población vieja pobre en metales (~ cum. glob. gal.), con gran dispersión en metalicidad B) Población de edad intermedia (2 10 Ga) (estrellas de C, SP) Casos extremos: A) Ursa Minor (pero no es vieja pura) B) Carina ( y Leo I?) Existen diferencias en edad entre galaxias + variaciones intrínsecas de edad en una misma galaxia El caso de Carina: Por qué espero para formar sus estrellas? Por qué no paró antes de 2-3 Ga? La formación estelar retardada es común a todas las dsph y, quizás, a las E de baja luminosidad 03/12/2008 Poblaciones Estelares en Galaxias 25

26 Generalidades Grebel

Generalidades (II) Existe una posible correlación entre la magnitud de la estrella de C más luminosa y la

El papel de la interacción con otras galaxias?

Pero no se cumple para Tucana Continúan los descubrimientos: Son objetos casi invisibles que llenan el

27 Generalidades (II) Existe una posible correlación entre la magnitud de la estrella de C más luminosa y la magnitud de la galaxia Han retenido las galaxias más masivas el gas durante más tiempo? El papel de la interacción con otras galaxias? Phoenix está más alejada de la Galaxia y M31 que el resto ( ha podido retener su gas?). Pero no se cumple para Tucana Continúan los descubrimientos: Son objetos casi invisibles que llenan el Universo? (el extremo débil de la función de luminosidad para galaxias) No son objetos especiales (continuación de la relación masa-metalicidad de E s) 03/12/2008 Poblaciones Estelares en Galaxias 27

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