Capítulo Grandes estructuras Galácticas Empezaremos nuestro estudio de la Vía Láctea con una descripción de sus principales macro-estructuras, y de las principales características de cada una. También introduciremos la materia oscura y las observaciones que sugieren su existencia. Finalmente, veremos que algunos parámetros de la estructura Galáctica están pobremente determinados, debido a nuestra posición dentro del sistema. La meta de esta clase es describir la estructura, la composición y la dinámica de nuestra Galaxia, así como tratar de entender su evolución pasada y futura. Para llegar a estos objetivos, empezamos por identificar sus principales componentes. más usado para el estudio de la Vía Láctea: las coordenadas Galácticas (ver Sección 4). El Sol está en el disco Galáctico, cerca del plano Galáctico, a un radio Galactocentrico de aproximadamente 8.5 kpc. 1. Grandes subestructuras Galácticas Históricamente, los astrónomos han considerado la Vía Láctea como un sistema esencialmente estelar. En consecuencia, sus subestructuras se han definido en función de la densidad y el tipo de estrellas que contienen. Imágenes en el infrarrojo cercano como la presentada en la Fig. 1 son particularmente útiles en este sentido, ya que registran la luz de las estrellas más abundantes (estrellas viejas, frías y de baja masa) sin estar muy afectadas por la extinción debida al polvo interestelar. 1.1. El disco Galáctico En imágenes infrarrojas (Fig. 1), se puede identificar inmediatamente una de las subestructuras más prominentes de la Vía Láctea: el disco Galáctico. En la parte media del disco se alcanza a distinguir una banda oscura. Esta se debe a que el polvo interestelar oscurece la luz de las estrellas lejanas. Así, se puede ver que el disco Galáctico contiene materia interestelar además de estrellas. Imágenes ópticas muestran que el disco contiene estrellas brillantes y azules, además de estrellas más débiles y rojas. Dado que las estrellas azules tienden a ser masivas y a vivir poco tiempo, esto sugiere que la formación estelar está activa en el disco Galáctico. La masa del disco es aproximadamente de 10 11 masas solares, 90% del cual está en forma de estrellas, y el 10% en forma de medio interestelar. Aproximadamente 99% de la materia interestelar está en forma gaseosa, y el 1% en forma de polvo. Eso implica que el disco de la Galaxia contiene aproximadamente 10 8 masas solares de polvo. El radio del disco Galáctico es aproximadamente de 15 kpc, y su espesor de 1 kpc. El plano medio del disco Galáctico define el plano Galáctico, y se usa para definir el marco de referencia Fig. 1: Imagen de la Vía Láctea en el infrarrojo cercano obtenida con el instrumento DIRBE a bordo del satélite COBE. Las colores son falsos y se obtuvieron combinando imágenes en las bandas J, H y K a 1.5, 1.65 y.0 m, respectivamente. 1.. El bulbo Galáctico Otra componente, más pequeña y redondita que el disco es inmediatamente obvia en la Fig. 1: el bulbo Galáctico. A diferencia del disco, el bulbo no parece contener mucho polvo. Imágenes ópticas muestran que se compone principalmente de estrellas débiles y rojas, lo cual sugiere que la formación estelar en el bulbo es poca activa. La masa total del bulbo Galáctico es aproximadamente de 10 10 masas solares, casi totalmente en forma de estrellas. A primera aproximación, podemos considerar el bulbo como una estructura esférica de radio 3 kpc. Se puede ver en la Fig. 1, sin embargo, que está ligeramente aplanado en los polos. Debido al oscurecimiento generado por el polvo en el disco Galáctico, las regiones centrales de la Galaxia son muy difíciles de observar. Sin embargo, existe evidencia observacional de que el bulbo Galáctico tampoco tiene simetría acimutal, lo cual implica que éste es un elipsoide con tamaños distintos en las tres dimensiones, y que la Vía Láctea es una galaxia barrada, como veremos en el capítulo 15.
1.3. El halo estelar Galáctico Además del disco y el bulbo, estudios detallados han revelado la existencia de una tercera componente estelar, concéntrica al bulbo Galáctico, pero mucho más grande: el halo estelar Galáctico. La densidad de estrellas en el halo es mucho menor a la densidad en el disco o el bulbo, y por eso no se alcanza a detectar en la imagen de COBE. Además, el halo no parece contener grandes cantidades de materia interestelar. La masa total aproximada del halo estelar es de 10 9 masas solares. Una fracción significativa de sus estrellas (~10% de la masa) no viene distribuida de manera uniforme, sino en grupos compactos llamados cúmulos globulares. Un cúmulo globular es un sistema esférico que típicamente contiene del orden de cien mil estrellas. Existen aproximadamente 150 de ellos en el halo Galáctico. La forma del halo estelar es la de una esfera de por lo menos 0 kpc radio, ligeramente aplanada en los polos. En la literatura, es común que los astrónomos se refieran de manera conjunta al bulbo y el halo como la componente esferoidal o el esferoide de la Galaxia. Hasta la fecha, nadie sabe qué es, pero las teorías más populares involucran partículas elementales masivas (Weakly Interacting Massive Particles o WIMPs por sus siglas en inglés). Cabe señalar, sin embargo, que hay astrónomos que no creen en la existencia de la materia oscura. Para ellos, la solución del problema de las curvas de rotación planas reside en una modificación de la dinámica Newtoniana en campos gravitacionales débiles, llamada MOND (MOdified Newtonian Dynamics). Como veremos más adelante (Cap 1 y 13), la forma de la curva de rotación Galáctica está bien determinada dentro del círculo Solar (a radios Galactocéntricos menores al radio Galactocéntrico del Sol), pero relativamente mal determinada afuera del círculo Solar (Fig. 3). Sin embargo, se alcanza a notar que la velocidad de rotación de la Vía Láctea parece razonablemente constante alrededor de 0 km s -1 desde radios galactocéntricos del orden de kpc hasta por lo menos unos 15 kpc.. Materia oscura En primera aproximación, las estrellas del disco se mueven en órbitas circulares centradas en el centro Galáctico. Para que las órbitas sean circulares, es necesario que la fuerza gravitacional que siente una estrella de masa m localizada a un radio Galactocéntrico R sea igual a la fuerza centrípeta que genera su rotación, es decir, GM ( R) m mv ( R) R R (1) Simplificando esta expresión, podemos obtener la distribución de masa M(R) si medimos la distribución de la velocidad de rotación como función del radio Galactocéntrico V(R): M ( R) RV ( R) G () La figura que muestra la variación de la velocidad de rotación como función del radio Galactocéntrico en una galaxia se llama comúnmente la curva de rotación de dicha galaxia. Las curvas de rotación de la Vía Láctea y de muchas otras galaxias han sido medidas (un ejemplo se muestra en la Fig. ), y casi siempre permanecen planas después de un radio de unos pocos kpc. Las masas galácticas que se infieren de estas curvas de rotación son típicamente diez veces mayores a la suma de las masas de las estrellas conocidas. En consecuencia, se cree que existe un tipo de materia que domina completamente la dinámica de los sistemas galácticos, pero que no se ve: la materia oscura. Fig. : Curva de rotación de la galaxia espiral NGC403. La mayoría de la luz que emiten las galaxias proviene de sus regiones centrales. Pero las curvas de rotación planas hasta radios galactocentricos grandes implican que la materia oscura es bastante más extendida que las estrellas. Se piensa que la materia oscura se encuentra distribuida en un halo esferoidal, donde el eje menor (igual a aproximadamente 0.8 veces el eje mayor) es perpendicular al plano Galáctico. En el caso de la Vía Láctea, se cree que el radio del halo oscuro es del orden de 50 a 60 kpc. Usando la ecuación (), podemos ver que la masa total del halo oscuro Galáctico podría alcanzar las 10 1 masas solares.
que la Vía Láctea es una galaxia espiral implica que existe otra estructura a gran escala en su disco: el patrón espiral. Veremos en las próximas clases que es difícil estudiar la estructura espiral de nuestra Galaxia debido a nuestra posición adentro del sistema. Fig. 3: Curva de rotación Galáctica determinada por Brand & Blitz (1993). Nota el aumento de las incertidumbres después de R = 8.5 kpc. Como dijimos anteriormente, el radio del disco de la Vía Láctea es aproximadamente 15 kpc. Sabemos, también, que el Sol se encuentra en el disco, a 8.5 kpc del centro Galáctico. Esta posición adentro del sistema tiene ventajas y desventajas. Por un lado, nos permite estudiar con mucho detalle objetos individuales. Pero por otro lado, no nos deja ver la Vía Láctea en su conjunto (vemos los árboles, pero no el bosque). Además, la existencia de polvo interestelar afecta nuestra visión del sistema. Por esa razón, algunas preguntas muy simples sobre nuestra Galaxia aún no tienen respuestas claras, como por ejemplo, qué tipo morfológico tiene la Vía Láctea. 3. Lo que (no) sabemos De lo que hemos visto hasta ahora se puede concluir que la Vía Láctea se parece a la representación esquemática de la Fig. 4. El disco y el bulbo son las subestructuras más prominentes en el óptico o el infrarrojo. También existe un halo extendido con una densidad estelar baja y un halo mucho más grande y masivo de materia oscura. Fig. 5: Imágenes ópticas de las galaxias espirales M100 (izquierda) y NGC891 (derecha). Estas dos galaxias son probablemente muy parecidas, pero vemos a M100 de frente, mientras que NGC891 está vista de canto. Fig. 4: Visión esquemática de la Vía Láctea, con sus principales subestructuras indicadas. Qué es el tipo morfológico? Se sabe que las galaxias normales se pueden ubicar en una secuencia morfológica llamada la secuencia de Hubble (Fig. 6), la cual incluye tanto las galaxias elípticas como las espirales (barradas o no). Los principales parámetros que varían a lo largo de esta secuencia son (i) la importancia relativa del bulbo desde ser la única estructura de las elípticas, hasta casi desaparecer en las espirales Sc y el nivel de enrollamiento de los brazos espirales. Ya dijimos que la Vía Láctea parece tener una barra (aunque no muy fuerte). Es difícil, sin embargo, saber exactamente cuál es el tipo de Hubble de la Vía Láctea. Se cree que su tipo de Hubble es aproximadamente Sb, y oservaciones recientes parecen sugerir que la Vía Láctea tiene dos brazos estelares y cuatro brazos prominentes de gas. Sin embargo, esto sigue siendo un tema muy debatido. Comparando este esquema con imágenes de galaxias externas espirales (Fig. 5), se puede inferir que la Vía Láctea es una galaxia espiral. La comparación entre la imagen de la Vía Láctea obtenida por COBE (Fig. 1) y la imagen de la galaxia espiral vista de canto NGC 891 (Fig. 5b) es particularmente ilustrativa. La similitud se distingue hasta en la banda oscura debido al polvo interestelar en la parte media del disco. La conclusión 3
Fig. 6: Secuencia de Hubble de las galaxias normales. Las elípticas ocupan la parte izquierda y se clasifican desde las más redondas (E0) hasta las más elípticas (E7). Existen dos tipos de espirales: las barradas (abajo) y las no barradas (arriba). Su tipo de Hubble depende de la importancia relativa del bulbo y el disco, y del grado de enrollamiento de los brazos espirales. 4. Coordenadas Galácticas La existencia del plano Galáctico implica una simetría en la Vía Láctea, y es conveniente definir un sistema de coordenadas que aproveche esta situación. El sistema más comúnmente usado en el estudio de la Vía Láctea es el llamado sistema de Coordenadas Galácticas. El origen de este sistema es el Sol (ver Fig. 7), y la posición de un astro se mide por dos ángulos l y b llamados respectivamente la longitud y la latitud Galáctica. La latitud Galáctica es el ángulo entre la posición del objeto y el ecuador Galáctico, y es positivo en la dirección del Polo Norte Galáctico y negativo en la dirección del Polo Sur Galáctico. Se mide en grados de 90 o a +90º. La longitud Galáctica es el ángulo entre la dirección del Centro Galáctico y la proyección de la posición del objeto sobre el ecuador Galáctico. Es positiva en la dirección trigonométrica visto desde el polo Norte Galáctico. También se mide en grados de 180º a +180º o de 0º a +360º. En coordenadas Galácticas, objetos del plano Galáctico van a tender a amontonarse cerca de b = 0, mientras que objetos del halo o extragalácticos ocuparán todo el espacio. Cabe enfatizar, sin embargo, que las coordenadas Galácticas son ángulos y no dimensiones físicas (como pueden ser los pársecs). Por lo tanto, un objeto del plano Galáctico en la vecindad Solar puede aparecer a alta latitud Galáctica, aunque su distancia al plano medio sea pequeña. También vale la pena mencionar que debido a la presencia de grandes cantidades de polvo en el disco Galáctico, es prácticamente imposible detectar en el óptico, los objetos extragalácticos localizados entre -15 y +15 grados de latitud Galáctica. En inglés, esta región se llama zone of avoidance. Fig. 7: Definición de las coordenadas Galácticas. En este sistema, las coordenadas del Centro Galáctico son (0,0). 5. Comentarios finales En esta clase, hemos definido las principales estructuras de la Vía Láctea, incluyendo el halo de materia oscura. Cabe señalar que las características (masas y tamaños) que hemos dado son aproximadas, y a veces, algo arbitrarias. Por ejemplo, el radio del disco Galáctico depende de la clase de objetos que usamos para definirlo. El valor que hemos dado (15 kpc) es el radio del disco estelar. Si hubiéramos usado el gas atómico para definir el radio del disco Galáctico, hubiéramos encontrado un valor bastante mayor. Por lo tanto, es importante considerar estos valores solamente como indicaciones de los parámetros considerados. En el resto de este curso, buscaremos entender en más detalles la estructura y el origen de cada una de estas componentes, así como las relaciones que existen entre ellas. También aclararemos en más detalle como se ha identificada cada una de las componentes de la Vía Láctea, y como se han determinado sus características. Tarea 3. Para entregar a la siguente clase. 1. Describe la principales grandes subestructuras de la Vía Láctea. Espica por qué se piensa que existe materia oscura.. En cuál de las grandes subestructuras Galácticas es la formación estelar más activa? cómo lo sabemos? 3. La curva de rotación de una galaxia dada permanence plana con un valor V 0 después de un radio galactocéntrico de 1 kpc. Supongamos que la materia oscura domina totalmente la dinámica de esta galaxia, y que 4
está distribuida en una estructura con simetría esférica. Demuestra que para r>>1 kpc, la densidad volumétrica de material oscura varía con el radio galactocéntrico r como ( r) C / r. Calcula C explícitamente. Nota para las gráficas de los siguientes problemas: pon la velocidad en km/seg, y las distancias en kpc. 4. Grafica la velocidad como función de la distancia a una masa puntual de 10 9 M entre 1 y 15 kpc. 5. Igual que 4, pero ahora supón que la materia oscura está distribuida en un sistema esférico, con una distribución de masa constante, y cuya masa total dentro de los 15 kpc es 10 9 M. 6. Igual que 4, pero ahora la masa está distribuida en un sistema esférico con una densidad que varía como ( r) 0 exp( r / r0 ) donde r 0 = 3kpc es una constante y 0 es la densidad central, escogida de tal manera que la masa dentro de un radio de 15 kpc es de 10 9 M. 7. Misma pregunta, pero ahora para un cuerpo rígido cuya velocidad en r=15 kpc es la misma que en el ejercicio 4 y 5. 5