Grupo de estructura galáctica en IAC

Transcripción

1 Gaia, La galaxia en un Petabyte Estructura Galáctica Mahón, 1 de octubre de 2008 Grupo de estructura galáctica en IAC Peter Hammersley Martín López-Corredoira Antonio Cabrera-Lavers Carlos González (UAl) Belén Vicente (IAA) Xavier Calvet (EUMESAT) T. Mahoney 2 1

2 ESTRUCTURA GALÁCTICA Detectar y distinguir las componentes morfológicas de la Galaxia: similar naturaleza/composición estelar cinemática común historia de formación estelar (metalicidad) pareja propiedades fotométricas (colores) evolución química y dinámica formación galáctica Fundamentalmente centrada en la VL pero se apoya en galaxias de tipo morfológico similar 3 Estudios de distribución estelar Hasta 2MASS/DENIS, combinación mapas de flujo integrado (IRAS, DIRBE, MSX, ) de gran cobertura espacial mapas más profundos y de mayor resolución en áreas limitadas (TMGS, TCS-CAIN, ) modelos de distribución estelar (Bahcall & Soneira, SKY, Besançon, ) En gral. se piensa la estructura vertical de la VL es mejor conocida (pero disco grueso, halo, flare, ) el disco en el exterior solar es simple (pero flare, truncamiento,...) El interior galáctico es más interesante mayor riqueza estructural mayoría del contenido estelar 4 2

3 7/10/09 Estudios de distribución estelar Se han dedicado más esfuerzos a cartografiar la Galaxia interna, sobre todo en NIR (2MASS, DENIS, UKIDSS, VISTA,...) y MIR (MSX, GLIMPSE,...) NIR es el dominio ideal para estudiar la población estelar del interior galáctico: AK 0.1 AV emisión dominada por radiación estelar grupos estelares tardíos máximo emisión en NIR! Pero problemas técnicos (instrumentales, observacionales, ) 5 Estudios de distribución estelar 6 3

4 Análisis de distribución estelar Se utilizan técnicas diversas para suplir escasez de datos baja resolución espacial / sensibilidad problemas de completitud / confusión Métodos: elección de líneas de visión adecuadas /componente selección de fuentes de acuerdo a tipo estelar (CMDs, CCDs) modelado de distribución estelar (FL,Fdens) y extinción mejorar las observaciones: + profundidad / res. espacial + res. espectral + cobertura 7 Análisis de distribución estelar 8 4

5 Análisis de distribución estelar 9 Algunos resultados red clump K2III población K2III del red-clump (HB) se elige como marcador estelar (standard candle) es el grupo predominante de gigantes del disco (Cohen et al. 2000; Hammersley et al. 2000). M K = (J-K)0=0.75 ( SKY model) (Alves 2000; Grocholski & Sarajedini 2002), muy poco dependiente de metalicidad y edad. 10 5

6 Algunos resultados red clump K2III 11 Algunos resultados red clump K2III K J-K 12 6

7 Red clump K2III Obtenemos la distribu-ción de extinción y la densidad estelar σ (J-K) = 0.2 Extinción se calcula de los máximos a K = (J K) (J K) Densidad estelar : log(r) = m M + 5 a (r) K K K 5 Rango : K=10-13: r(kpc)= kpc sin extinción 13 Resultados: disco fino disco externo (R > 6 kpc): H = 2.1 kpc (h R =3.3±0.5 kpc) h z (R 0 ) = 310 pc h R,flare = 3.4±0.4 kpc No cut-off (R<15 kpc) alabeo en el disco disco interno (R < 6 kpc): La escala en altura h z si R faltan gigantes K en 4Kpc centrales, respecto a distribución exponencial 14 7

8 Resultados: disco grueso La distribución vertical está mejor representada por una doble exponencial Escalas de altura : h z,thin disc = 269 ± 13 pc h z,thick disc = 1060 ± 50 pc 15 Resultados: barra + bulbo Why do the source counts drop almost to disc level here? Sloped, non-symmetric plateau Ring or spiral arm? Pq. es la Galaxia interna tan antisimétrica? 16 8

9 Evidencias de la barra l=10º b=0º l=20º b=0º l=27º b=0º l=32º b=0º 17 Evidencias de la barra DENIS + TMGS (2001) 2MASS (2005) 18 9

10 Barra + bulbo TCS-CAIN In-plane: b <1 o Off-plane: b >3 o 19 Barra + bulbo UKIDSS 20 10

11 Barra + bulbo Dos estructuras que coexisten θ= 23º θ= 43º 21 Barra + bulbo Θ 43 o Θ ~ 15 o Major axis Maximum density 22 11

12 7/10/09 Seguimiento espectrofotométrico Espectros: HK (R~500) con NICS+TNG 23 Seguimiento espectrofotométrico 24 12

13 Seguimiento espectrofotométrico 25 Función de luminosidad Hipparcos + 2MASS 26 13

14 El futuro: GAIA Gaia va a proporcionar: posiciones 3D ~ 10 9 objetos morfología Vr, (µ α,µ δ ) ~ 10 9 objetos cinemática + dinámica fotometría banda ancha CMDs, CCs espectroscopía metalicidad, tipo espectral, edad,! historia de la formación estelar función de luminosidad, más allá de la vecindad solar función inicial de masa Qué más queremos! 27 14