Importancia histórica. Método:

Transcripción

1 2 Poblaciones estelares en galaxias del Grupo Local Importancia histórica Amplio rango de tipos morfológicos y masas evolución galáctica Diferentes poblaciones estelares que en La Galaxia ( población II?, cúmulos) Observación de estrellas individuales Método: Diagramas color-magnitud Función de luminosidad Estrellas individuales Estudio de cúmulos (diagramas HR o espectros integrados Colores integrados 1

2 2 Poblaciones estelares en galaxias del Grupo Local Importancia histórica Amplio rango de tipos morfológicos y masas evolución galáctica Diferentes poblaciones estelares que en La Galaxia ( población II?, cúmulos) Observación de estrellas individuales Método: Diagramas color-magnitud Función de luminosidad Estrellas individuales Estudio de cúmulos (diagramas HR o espectros integrados Colores integrados Estrellas jóvenes (Ma) Muy evidentes Estrellas viejas (10 15 Ga) Ajuste de la SP RRLyrae s (suficientes pero no necesarias Cúmulos globulares ( auténticos?) Estrellas de edad intermedia Estrellas de carbono (C > O) 2

3 Diferentes tipos de galaxias Espirales (M31) Elípticas (M32) Nubes de Magallanes (LMC) Irregulares (IC5152) Esferoidales enanas (Leo I) 3

4 Un inventario del Grupo Local Espirales Elípticas Nubes de Magallanes Irregulares Esferoidales enanas Galaxy RA Dec Tipo Carina dsph WLM IrrIV-V Leo A dirr NGC IrrIV Sextans B dirr IC dirr NGC IrrIV-V NGC dsph/de5 Antlia dirr/dsph B And III dsph Leo I dsph NGC dsph/de3p Sextans A dirr NGC E5p/dSph-N E Sextans dsph M E2 Leo II dsph M SbI-II GR dirr And I dsph Ursa Minor dsph SMC IrrIV-V Draco DDO dsph Sculptor dsph Milky Way Sbc LGS dirr/dsph Sagittarius dsph-n E IC IrrV SagDIG dirr And II dsph A NGC IrrIV-V M ScII-III DDO dirr/dsph C Phoenix dirr/dsph IC dirr Fornax dsph Tucana dsph D EGB dirr UKS dirr LMC IrrIII-IV Pegasus dirr/dsph 4

5 Mapa del Grupo Local Viaje por el Grupo Local 5

6 Poblaciones estelares en la Galaxia Bulbo Núcleo Disco Brazos Halo Corona 6

7 La Galaxia en diferentes longitudes de onda 7

8 El Bulbo galáctico I Componente peor conocida (ventana de Baade) Observaciones COBE Cuál es la relación con el disco y el halo? Radio = 1 kpc, Masa = 2x10 10 M Gal (10%), V rot = 66 km/s Clásicamente es una población II pura (Baade,, 1951, observó RR Lyraes). Pero: Morgan (1959): El espectro integrado en la ventana de Baade está dominado por gigantes ricas en metales El diagrama color-magnitud es similar al de cúmulos galácticos viejos, con metalicidad alta. Sadler et al. (1996): [Fe/H] = ± 0.04 (?) Dispersión en Z: : 1 dex Razones de elementos α: : [Mg/Fe] = +0.45, pero [Ca/Fe] = 0 y [CN/Fe] = 0 (< en M31) 8

9 El Bulbo galáctico II Edad similar a los cúmulos globulares? Observaciones en la ventana de Baade de gigantes M muy luminosas (estrellas AGB luminosas) Estrellas OH/IR; variables MIRA La mayoría de estrellas tienen edades en el rango Ga, pero con una componente relativamente joven (mezcla de estrellas evolucionadas) Mecanismo de formación: disipativo o por evolución secular (barra). Gradientes de metalicidad; formación estelar en los extremos de la barra; expulsión de material (NGC 6791) 9

10 El Disco galáctico I 90% de la masa visible. Clave para teorías de formación El disco fino: h = 0.3 kpc; V rot = 210 km/s (rotaci( rotación diferencial) Mayoría de la masa y casi todo el gas (brazos( brazos) [Fe/H] > Gradiente de metalicidad ([O/H], estrellas B) 2 componentes de edad? (0.7 Ga) Estrellas de C, variables MIRA, Estrellas F,G saliendo de la SP. Diagrama HR similar a cúmulos abiertos con alta Z. Estrellas más jóvenes. Cúmulos jóvenes (<[Fe/H]> = +0.20). Poca evolución química desde la formación del sol. Edad < 10 Ga (historia larga y complicada) El disco grueso: h = 1 kpc; V rot = 190 km/s 5% de la masa del disco. Menor densidad (2%) <[Fe/H]> = -0.6 Edad > 10 Ga Los cúmulos globulares de alta Z forman un sistema aplanado en la región interna. Población estelar intermedia entre disco fino y halo. 10

11 El Disco galáctico II No hay una correlación clara entre edad y Z para t > 10 Ga (?). (Edvardsson et al. 1993) Cuál es la relación entre disco fino y grueso? (evolución continua o fases distintas) 11

12 El Halo galáctico I Sistema esferoidal de baja densidad en lenta rotación. Masa = 0.2% M Gal. Se extiende hasta 100 kpc. Clásicamente sicamente, población II pura (cúmulos globulares) El sistema de cúmulos globulares ([Fe/H] > -2.5) Incertidumbre en las edades absolutas: : Ga Edades relativas: dispersión en edades de 3 a 5 Ga) [Fe/H] = -0.5; V rot 153 km/s; σ 71 km/s Distribución n achatada, mantenidos por rotación Asociados al disco grueso ( o( o al bulbo?) [Fe/H] = -1.5; V rot 0 km/s; σ 150 km/s Distribución n esférica. Edad: 13 ± 3 Ga Dicotomía en la morfología de la HB (el problema del 2º 2 parámetro metro: edad?) α, jóvenes: V rot = -46 km/s. Altos radios galáctoc ctocéntricos. β, viejos: V rot = +50 km/s. Radio interior a la órbita solar ( asoc( asoc.. a bulbo?) Gradiente Z 12

13 El Halo galáctico II Las estrellas del halo ([Fe/H] > -4) Menos información Población estelar similar a los cúmulos globulares (diagramas HR, HB desarrolladas, dispersión en Z). Mismo escenario de formación? No se detecta gradiente de Z en el halo externo (pero quizás si en el interno) Fundamentales para estudiar abundancias relativas de elementos. 13

14 La Galaxia: Formación y Evolución Dos modelos: A. Eggen,, Lynden-Bell & Sandage (1962): Colapso monolítico tico. Formación rápida del halo (10 8 años), el disco se forma posteriormente a partir del gas enriquecido. Predice correlación Z versus V. V B. Searle & Zinn (1978): Formación jerárquica rquica. Proceso caótico por acreción de gas, objetos menores y pequeñas galaxias. Predice dispersión en edad para el halo y falta de correlación Z versus V. V Evidencias: La escala de tiempo de A) no concuerda con dispersión en edad para las estrellas del halo (cúmulos( globulares) La correlación Z versus V apenas existe. Enana de Sagitario y dinámica de esferoidales Falta de correlación edad Z en el disco. Baja frecuencia de c.g. jóvenes (9 con 3 Ga menos,, 1/3 asociados a Sagitario) Los cúmulos ricos y β rotan con la Galaxia. Gradiente de metalicidad en el bulbo y halo interno. Solución?: Halo: A) dentro del círculo solar (cúmulos( β) ) y B) para R>8 kpc (cúmulos α). Se estima que la contribución de la acreción es 4 10 % del halo. Bulbo: Probablemente se formó en el colapso inicial (momento angular), aunque inestabilidades posteriores pueden contribuir a su crecimiento. Disco fino: Asentamiento de material del halo o colapso primordial (?) Disco grueso: Calentamiento del disco fino, caída de material, colapso primordial(?) 14

15 Poblaciones Estelares en M 31(Andromeda) Objeto más luminoso del Grupo Local Núcleo, bulbo,, disco y halo 15

16 M 31(Andromeda) - I NÚCLEO: : (muy( luminoso, M V = -12, dinámicamente diferente) Formado por c.g. s?: Demasiado luminoso (>60); alta metalicidad. Acreción de gas enriquecido Observaciones HST (núcleo doble, separación de 5 años-luz) Altas V r, σ M = 5x10 7 M, alta M/L agujero negro Componente débil: d agujero negro de baja actividad Componente intensa: núcleo n acretado 16

17 M 31(Andromeda) - II BULBO: : (30% de la luminosidad) Dominado por estrellas con Z alta (<[Fe/H]> = +0.3) Existen estrellas jóvenes? j y y gas? (si, con alta Z): Función n de luminosidad comparada con la del bulbo galáctico Observaciones UV DISCO: Dominado por población n vieja (incertidumbres, similar a 47Tuc?, edad intermedia? Gradiente de edad: Líneas de Balmer (Babcock 1939) Longitud de escala: 7.1 kpc en U, 5.5 kpc en R, 4.1 kpc en K La edad disminuye con el radio Gradiente de metalicidad importante (regiones HII) Rico en estrellas jóvenesj (dos brazos claros, 188 asociaciones OB de gran tamaño) Formación n estelar (0.35 M /año) < La Galaxia 17

18 HALO: 400 cúmulos globulares,, RR Lyraes, gigantes rojas Metalicidad: M 31(Andromeda) - III Diagrama color-magnitud (van den Bergh & Pritchet 1992) [Fe/H] = -1 Cúmulos globulares [Fe/H] = -1.2 Metalicidad mayor que en el halo galáctico (-1.4) No hay gradiente de abundancias en el halo externo ni en el sistema de cúmulos globulares ( merger de galaxias masivas?) A igual Z, los cg s s de M31 muestran intensidades mayores de CN y HβH (Burstein et al. 1984) Historias evolutivas diferentes? Muchos cúmulos viejos (rojos) pero pocos jóvenes (azules) 18

19 Comparación con La Galaxia M 31(Andromeda) - IV En M31 la formación estelar fue más intensa y rápida en las primeras fases. Menor formación estelar ahora (cajas de poblaciones) Perfil de densidad en el halo (mucho más extenso y denso que en La Galaxia). De acuerdo con las predicciones de mergers entre galaxias de masas comparables. La Galaxia: colapso + acreción M31: merger masivo 19

20 M 33(la galaxia del Triángulo ngulo) Tipo Sc Menos información (para la formación estelar en el pasado) Visible IR cercano IR medio IR lejano Rayos X Ultravioleta Radio 20

21 Poblaciones estelares en M 33 NÚCLEO: : (semiestelar( (M V = -11, r = 1.4 pc) σ = 21 km/s M/L < 0.4 (no agujero negro: las masas de los a.n. no se escalan con las de los bulbos) Espectro: Población n joven rica en metales o población n vieja pobre en metales?: Líneas de Fe y H, espectro tipo A RFE en el último Ga = 3x10-4 M /año BULBO (?): (< 1% de la luminosidad del disco) DISCO: : Mayoría a de la luminosidad Longitud de escala de 2 kpc Gradiente de color ( abundancias( o polvo?) Diagramas color-magnitud magnitud: Estrellas azules, supergigantes rojas, asociaciones OB AGBs de edad intermedia (1 Ga) RFE de 0.4 M /año Inmerso en un disco de H neutro inclinado 30º (?) 21

22 El disco de M33 NGC 604 en M33 22

23 Poblaciones estelares en M 33 NÚCLEO: : (semiestelar( (M V = -11, r = 1.4 pc) σ = 21 km/s M/L < 0.4 (no agujero negro: las masas de los a.n. no se escalan con las de los bulbos) Espectro: Población n joven rica en metales o población n vieja pobre en metales?: Líneas de Fe y H, espectro tipo A RFE en el último Ga = 3x10-4 M /año BULBO (?): (< 1% de la luminosidad del disco) DISCO: : Mayoría a de la luminosidad Longitud de escala de 2 kpc Gradiente de color ( abundancias( o polvo?) Diagramas color-magnitud magnitud: Estrellas azules, supergigantes rojas, asociaciones OB AGBs de edad intermedia (1 Ga) FGE de 0.4 M /año Inmerso en un disco de H neutro inclinado 30º (?) HALO: Rama gigantes similar a c.g. s s pobres en metales; estrellas RR Lyrae Cúmulos globulares (HST indica <[Fe/H]> = -1.6) Pero algunos Ga más s jóvenesj que c.g. s s de la Galaxia o del disco de la LMC Halo y bulbo son estructuras diferentes (el halo no es una extensión n del bulbo) 23