Más fáciles de estudiar que la Galaxia Compleja evolución galáctica

Transcripción

1 Las Nubes de Magallanes (MC) Más fáciles de estudiar que la Galaxia Compleja evolución galáctica En la secuencia: SMC - LMC - La Galaxia: Luminosidad, masa, [Fe/H], contenido gas (estudio de la variación de las poblaciones estelares con estos parámetros) 1

2 Cúmulos estelares en las Nubes de Magallanes La frecuencia y el tipo de cúmulos c varía a entre galaxias Relacionados con la formación n galáctica: En la Galaxia: Cúmulos globulares y cúmulos c abiertos En las MC: Cúmulos populosos (masivos y azules). No existen en la Galaxia. Pueblan regiones inéditas del plano edad-metalicidad ( cúmulos protoglobulares?) Los cúmulos c populosos son los dominantes: Formación n reciente de cúmulos c masivos Edades promedio: 1.1 Ga en la LMC, 0.9 Ga en la SMC Algunos cúmulos c globulares genuinos (11 en LMC, 1 en SMC) 2

3 Cúmulos globulares genuinos (= viejos) en la LMC Diagramas color-magnitud: HB azul, RR Lyraes Diagramas con HST: edad similar a los cúmulos globulares de la Galaxia 3

4 Cúmulos estelares en las Nubes de Magallanes La frecuencia y el tipo de cúmulos c varía a entre galaxias Relacionados con la formación n galáctica: En la Galaxia: Cúmulos globulares y cúmulos c abiertos En las MC: Cúmulos populosos (masivos y azules). No existen en la Galaxia. Pueblan regiones inéditas del plano edad-metalicidad ( cúmulos protoglobulares?) Los cúmulos c populosos son los dominantes: Formación n reciente de cúmulos c masivos Edades promedio: 1.1 Ga en la LMC, 0.9 Ga en la SMC Algunos cúmulos c globulares genuinos (11 en LMC, 1 en SMC) En la LMC: No existen cúmulos c con edades entre 13 y 4 Ga (edad oscura de 9 Ga) Los cúmulos c de las MC son siempre menos compactos y más m achatados que los de la Galaxia (?) El espectro de masas de cúmulos c está sesgado hacia masas mayores (al igual que en ej. la Antena) Son los cúmulos c masivos indicadores de choques violentos? 4

5 La Gran Nube de Magallanes (LMC) Irregular barrada sin núcleo, a 50 kp Variables RR Lyrae y cúmulos globulares genuinos indican un población estelar vieja Formación estelar reciente importante: Complejos moleculares (ej. 30 Dor) El corte en la función de luminosidad SP indica edad de pocos Ga Rama de la subgigantes edad 1-3 Ga HB roja bien desarrollada (no HB azul, pero si RR Lyr) Estrellas de carbono edad 3-5 Ga Cúmulos estelares jóvenes 5

6 Cúmulos globulares jóvenes j en la LMC NGC 1818 (40 Ma) NGC 1850 ( dos cúmulos?) 6

7 La Gran Nube de Magallanes (LMC) Historia de la formación n estelar Existe una población n de edad intermedia? Si el ritmo de formación n estelar fuese constante, Z debería a ser mayor (<[Fe/H]> = -0.3) Calibración n del número n de estrellas en diferentes zonas del diagrama HR indica que no hay formación n estelar entre hace 13 y 4 Ga Ritmo máximo m de formación n estelar hace 2 Ga Cefeidas: : Otro brote muy intenso hace 50 Ma (actualmente en relativa calma) Es el ejemplo más m s cercano de boojums?? (blue( objects observed just undergoing moderate starbursts) (Babul & Ferguson 1996) Los cúmulos c globulares viejos se distribuyen en un disco con una escala a 3 veces mayor que los cúmulos c jóvenesj (lo mismo ocurre con las RR Lyrae respecto a las estrellas más m s jóvenes): j La LMC (al igual que otras galaxias del GL) se está haciendo más s pequeña? 7

8 La Pequeña a Nube de Magallanes (SMC) Galaxia irregular sin núcleo n (a 59 kpc) Menos información n que para LMC Formación n estelar en curso muy evidente 8

9 La Pequeña a Nube de Magallanes (SMC) Formación n estelar más m s uniforme que en la LMC Distribución n de edades de cúmulos populosos Un único cúmulo globular Gran cantidad de gas residual <[Fe/H]> = -0.7 (factor 2 menor que para LMC) En diagramas color-magnitud no existe un hueco en colores Distribución n de edades de 1 a 10 Ga usando estrellas de carbono Estrellas de campo en promedio más s viejas que en LMC La formación n estelar ha procedido de forma continua y lenta.. No ha habido un periodo intenso ni una edad oscura (Más s primitiva y menos evolucionada que la LMC) Diagramas color-magnitud de la región n exterior: Población n dominante de 10 Ga HB implica población n muy vieja (13 15 Ga) del 7% Incertidumbres en el módulo m de distancias usando cefeidas o RR Lyraes 9

10 Interacciones entre las Nubes Magellanic Stream: Gran estructura de HI,, encuentro hace 1.5 Ga Puente de HI uniendo las MC (material de la SMC creado en una interacción n hace 0.2 Ga) Ala de la SMC (región n de FE que une las nubes) Observaciones de cefeidas: : SMC tiene estructura distorsionada (línea de visión) por interacciones Pero: Historias de formación estelar muy diferentes. Los brotes en la LMC no han podido ser producidos por interacciones con la SMC. 10

11 Poblaciones estelares en galaxias irregulares enanas del Grupo Local Formación estelar actual importante (los estudios de estrellas O,B son importantes para analizar los procesos de formación estelar) Incertidumbres sobre la historia de la formación estelar ( población vieja?) IC 5152 Sextans A 11

12 NGC 6822 M V = -16, Z = < Z(LMC) Aislada en el GL. Observaciones de Hubble Envuelta en una gran nube de H achatada Diagramas c-m, c regiones HII, estrellas Wolf-Rayet Formación estelar en curso Estudio de gigantes Población n de edad intermedia Población n vieja? (no importante) Diagrama c-m: c Estrellas O,B de la SP + SG rojas Razón n SG azules/rojas igual que en MC y la Galaxia (no depende de Z) Wilson (1992) 12

13 IC 1613 M V = -15, Z = < Z(SMC) Población n joven muy evidente (SG rojas y azules) Algún n cúmulo c viejo Población vieja Ningún n cúmulo c joven (Baade) HST: Ritmo de formación n de cúmulos < 1/600 que en LMC Está la formación n de grandes cúmulos asociada a choques violentos? Formación n estelar constante y lenta También n inmersa en nube de H ( característica de galaxias aisladas?) Wilson (1992) 13

14 IC 10 Morfología a muy caótica d = kpc.. Situada frente al grupo de M31 También aislada (ninguna dirr, excepto las MC, pertenecen a las asociaciones del GL) 5 WR s/kpc 2 (2 en LMC). Es la galaxia starburst más s cercana Inmersa en gran nube de HI: Un orden de magnitud mayor que la Galaxia El núcleo n de la nube tiene rotación n inversa 14

15 Sextans B Diagrama c-m: c (Tosi et al. 1992) Morfología a típica t de dirr (dispersión, muchas O,B,, algunas SG rojas) Diagrama sintético tico (historia de la FE): 1 Ga 1.5x10 8 a: 2x10-3 M /a 1.3x10 8 a 3x10 6 a: 1x10-3 M /a 3x10 6 a - ahora: 0 Efecto del solapamiento instrumental Observado Sintético (con solap.) Sintético (sin solap.) Estudios similares en otras galaxias La formación estelar ha procedido con largos periodos de actividad y cortos periodos de tranquilidad Pero la metalicidad observada es baja ( vientos de supernovas?) 15

16 Historias de la formación n estelar en galaxias irregulares del Grupo Local 16

17 Galaxias elípticas del Grupo Local Elípticas enanas o esferoidales brillantes NGC 205, NGC 185, NGC 147, M32 (ce) Población n vieja + formación n estelar reciente? Estudio de estrellas individuales Diagramas c-mc regiones exteriores ( contaminaci( contaminación n por campo?) Observaciones UV (excesos UV en NGC 205 y NGC 185) Freedman (1991) 17

18 NGC 205 Población n dominante: vieja,, baja metalicidad Población n joven: Estrellas O,B en el centro Observaciones UV Población n de edad intermedia: Estrellas de carbono Gigantes rojas brillantes (> M32) Nube HI en disco: Origen del gas? ( robado( a M31?) Regiones externas: Sin formación n estelar Gran dispersión n en metalicidad Historia de la formación n estelar: brote inicial + ritmo cte 18

19 NGC 185 Similar a NGC 205 Población n vieja (RR Lyraes + 6 cúmulos c globulares) <[Fe/H]> = -1.3 Formación n estelar en la región n central ( Estrellas azules de Baade) Origen del gas Más s lejana de M31 Origen interno RFE cte desde hace Ga Diagramas color-magnitud (Martínez nez-delgado 1999) 19

20 NGC 147 Galaxia elíptica pura No gas No formación n estelar No estrellas azules No gigantes brillantes (No AGB) Estrellas con edades < 12 Ga son menos del 10% en luminosidad Diagramas color-magnitud de las regiones externas: [Fe/H] -1.2 Alta dispersión n en Z Metalicidad similar a NGC 205 pero sin formación n estelar (?) Mould et al. (1983) 20

21 M 32 Más s similar a las Elípticas gigantes Pero no es una E típicat Compacta (ce( ce) Cómo influye la cercanía a a M31? Galaxia estándar para estudiar poblaciones estelares No estrellas azules Diagrama color-magnitud Dominado por rama gigantes Metalicidad solar No es un cúmulo c globular de alta Z Diferencias en colores e intensidades de líneas (CN( y Hβ peculiares) Formación n estelar reciente Edad menor? Población n de edad intermedia 21

22 M32 Modelos de Síntesis S Empírica de Poblaciones (ej. O Connell 1980): Formación n estelar hace 5 Ga Conclusión n dependiente de la metalicidad: Si existe una dispersión n en metalicidad alta podría a explicarse con una única población n vieja (13 Ga) Modelos de Síntesis S Evolutiva recientes: Apoyan la componente de edad de 5 Ga Freedman 1992 Existen discrepancias sobre cómo c influyen estrellas de la HB muy azules (Z muy baja) Estudios de estrellas individuales Dispersión n en metalicidad Estrellas rojas muy luminosas (banda K) L > gigantes cum.glob.. o bulbo galáctico Estrellas de la AGB Población n de edad de 5 Ga? Se puede extrapolar o otras Es? 22

23 Observaciones HST de M32 (Grillmair et al. 1996) Rango en metalicidades ([Fe/H] = -2.2 (M5), -1.6 (NGC6752), -0.7 (47 Tuc), (NGC6791) Rango en edades? 15 Ga, [Fe/H] = Ga, [Fe/H] = Ga, [Fe/H] =

24 Observaciones HST de M32 Rango substancial en Z Pico en [Fe/H] Cola hasta [Fe/H] -1.5 Rango más estrecho que para el modelo cerrado Faltan estrellas con baja Z Función de luminosidad No se observan las estrellas brillantes de la AGB (pero no se descartan) Consistente con edad promedio de 8.5 Ga 24