ESTRUCTURA GALÁCTICA Y DINÁMICA ESTELAR Cúmulos de Estrellas Dr. César A. Caretta Departamento de Astronomía Universidad de Guanajuato Cúmulos de Estrellas 1
propiedades Cúmulos de Estrellas: abiertos globulares CAb CGl Riqueza 10-10 3 10 3-10 6 Forma irregular esférica (b/a 0.93) Diámetro 4-12 pc 25-100 pc Masa 10 2-10 5 M 10 4-10 7 M Luminosidad 3 9 3 10.4 (ωcen) Población I II ISM si (formación estelar) no Metalicidad 0.75 [Fe/H] 0.4 2.5 [Fe/H] 1.0 (halo) 1.0 [Fe/H] 0.0 (disco) Edad jóvenes (10 8 a) viejos (8-14 Ga) intermed. (1-10 Ga) Dinámica interna inestables (?) estables (ligados + equilibrio) n 100 M pc -3 8000 M pc -3 (r c, r h, r t ) [cuartiles] (1-2, 2, 10-20) pc (0.5-2.5, 2-5, 20-60) pc Distribución (VL) disco (brazos espirales) halo, disco grueso Cantidad (VL) 1690 (10 5?) 150 (200?) Otras galaxias Sp, Irr (de del GrL) todos los tipos 2
Harris (1996), AJ 112, 1487 Definición y Clasificación Cúmulos Abiertos (clasificación de Trumpler): grado de concentración: I (más concentrado) IV (menos concentrado) brillo: 1 (menor rango de brillos de estrellas) 3 (mayor rango) riqueza: p (< 50), m (50-100), r (>100) ISM: n (nebulosa emisión/difusa asociada a las estrellas) Asociaciones (OB o T): muy baja densidad pequeño realce en la cantidad de estrellas Trumpler (1930), Lick Obs. Bul. 14, 154 Cúmulos Globulares (criterios): aprox. circulares (presumiblemente esféricos) sistemas puramente estelares (sin ISM) clases de concentración: I (mayor grado de conc. central) XII Shapley & Sawyer (1927), Harvard Obs. Bul. 849, 1 3
Observación Ventajas: las estrellas-miembros están a aprox. la misma distancia de nosotros tienen la misma edad y aprox. la misma metalicidad muchos CGl están fuera del plan de la Galaxia (poca extinción) la mayoría de los CAb son cercanos de nosotros (paralajes trigonometricas) hay muchos CAb (buena estadística) Problemas: extinción interestelar critica para los CAb confusión (superposición de estrellas, contam. en Lum.) especialmente para el centro de CGl contaminación con estrellas de campo, especialmente para CAb CMD 4
CAb Diagrama Color Magnitud CGl edades muy similares! líneas de Hayashi (pre SP) misma edad! (Δ < 2%) CAb CGl 5
Rama Horizontal (HB) Dependencia con metalicidad se supone que, como las estrellas tienen ± la misma edad (las de misma masa alcanzan juntas el RGB tip) y la evolución durante el HB es muy rápida, las diferencias son en metalicidad ( pérdida de masa?) clases de Oosterhoff: I: más rojas, con RRLyrae del tipo ab (<P) II: mas azules, con RRLyrae del tipo c (>P) HB col = (N b N r ) / (N b + N var + N r ) 6
Distribución de metalicidades y edades Distancias, edades e metalicidades Pleyades Métodos y escalas de distancia geométricos diagrama H-R variables pulsantes Estimación de edades absolutas relativas Estimación de metalicidades M13 espectroscopia de alta resolución fotometría (DDO, UBV) 7
Métodos y escalas de distancia Aplicabilidad Geométricos Paralaje trigonométrica (π) CAb Paralaje cinemática (grupos movientes) CAb Paralaje estadística (distancia astrométrica) CAb CGl Diagrama H-R Ajuste de la Secuencia Principal (ZAMS) CAb CGl (subenanas) Ajuste de la Rama Horizontal (HB) CGl [M V (RRLyr)] Ajuste de la secuencia de enfriamiento de las EB CGl Variables pulsantes Baade-Wesselink RRLyrae (P-L) Cefeidas (P-L) CAb CGl CGl Estimación de Edades 8
Isócronas Ajuste de isócronas Punto de turn-off Método ΔV Método Δ(B V) Estimación de Edades M V TO = 2.70 log(t Ga ) + 0.30 [Fe/H] + 1.41 M HB V = 0.17 [Fe/H] + 0.82 ΔV = M TO V M HB V = 2.70 log(t Ga ) + 0.13 [Fe/H] + 0.59 Δ(B V) = (B V) SGB (B V) TO 9
Ajuste de isócronas Punto de turn-off Metalicidades 10
Metalicidades Chen et al. (2003), AJ 125, 1397 perfil radial 11
Perfiles Radiales Modelos de King (masas múltiples) r t r c carozo (región central) flat core (achatado, 80%) cuspy core (empinado, 20%) colapso del carozo agujero negro masivo dinámica y evolución 12
Dispersión de velocidades Movimientos propios IMF 13
Evolución de la dinámica interna Relajación dinámica Mecanismos de disolución CAb CGl procesos internos evaporación X X perdida de masa por la evolución estelar X X procesos externos choque con el disco X X choque con nubes interestelares X efecto de marea de la Galaxia X X fricción dinámica X X difusión de estrellas de campo X Mecanismos de disolución Procesos internos > evaporación relajación dinámica acercamiento de la equipartición de E C < M > v v > v esc E lig disminuí v esc disminuí mas escapan > pérdida de masa por la evolución estelar explosión de SNe eyección de PNe también disminuí E lig viento estelar mas crítica para mas masivas mas crítico para CAb + jóvenes disrupción total por explosión de SN también es posible 14
Mecanismos de disolución Procesos externos > choque con el disco de la Galaxia compresión calentamiento del cúmulo > v > choque con nubes interestelares mismo efecto CAb pueden ser destruidos por choques repetidos > efecto de marea de la Galaxia (tidal stripping) el potencial Galáctico puede arrancar que alcanzan el r t con energía suficiente > fricción dinámica el cúmulo pierde energía orbital para las y DM de la Galaxia (y espirala en dirección al CG) estimulo a evaporación y efecto de marea > difusión de estrellas de campo en el cúmulo captura de la E C transferida para el cúmulo calentamiento Tarea 6: Investigar sobre los métodos de estimación de distancia o sobre los mecanismos de disolución presentados en esa clase. 15
Movimiento predominante de las estrellas e cúmulos estelares CAb CGl Subgrupos de Cúmulos Globulares Zinn (1985), ApJ 293, 424 Harris (1999), Ap&SS 267, 95 CPM (clásicos del halo) -1.6 ± 0.30 fracción ~ 3/4 distrib. esférica CRM (disco espeso/bulbo) -0.6 ± 0.23 fracción ~ 1/4 R CG e z pequeños 16
Subgrupos de Cúmulos Abiertos N Cúmulos Abiertos jóvenes Cúmulos Abiertos de edad intermedia BH 176, Berk 20, King 2 Berk 39, N1193 Cr 261 Berk 17 N tot = 609 Dias et al. (2002), A&A 389, 871 (Ga) Subgrupos de Cúmulos Abiertos CAb viejos: disco grueso calentamiento dinámico acreción de satélites Chen et al. (2003), AJ 125, 1397 17
Métodos e escalas de distância Geométricos Paralaxe trigonométrica (π) Paralaxe cinemática (grupos moventes) Paralaxe estatística (distância astrométrica) D[km] = σ(v r ) [km/s] σ(dθ/dt) [rad/s] 18
Métodos e escalas de distância Diagrama H-R Ajuste da Seqüência Principal (ZAMS) Ajuste do Ramo Horizontal (HB) Ajuste da seqüência de resfriamento das AB Métodos e escalas de distância Variáveis pulsantes Baade-Wesselink RRLyrae (P-L) Cefeidas (P-L) 19