Nuestra Galaxia
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Introducci ón a la Astr onomía Ángeles I. Díaz 1 Curso 2011-12 NUESTRA GALAXIA: NUESTRA GALAXIA: LA VÍA LÁCTEA LA VÍA LÁCTEA Ángeles I. Díaz Beltrán Depto. De Física Teórica UAM
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Presentación de la asignatura Introducción a la astronomía de la UAM
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 1Curso 2011-12
NUESTRA GALAXIA:NUESTRA GALAXIA:LA VA LCTEALA VA LCTEA
ngeles I. Daz BeltrnDepto. De Fsica TericaUAM
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 2Curso 2011-12
LA GALAXIAEn el ptico, el cielo est dominado por la luz de miles de millones
estrellas de la Va Lctea.Adems vemos zonas oscuras donde nubes de polvo ocultan la luz
de las estrellas.
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 3Curso 2011-12
La Va Lctea y sus satlites
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 4Curso 2011-12
La Va Lctea y sus satlites
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 5Curso 2011-12
La Va Lctea y sus satlites
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 8Curso 2011-12
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 9Curso 2011-12
En el infrarrojo, donde los efectos del polvo son menores, podemos ver a travs de esas nubes. A las longitudes de onda ms cortas
(mostrado en blanco) podemos ver el bulbo de la Galaxia. A longitudes de onda ms largas (mostrado en rojo), podemos ver la
emisin por el polvo, concentrada en un disco.
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 10Curso 2011-12
A longitudes de onda del radio, 21 cm, podemos observar la emisin del hidrgeno neutro. La mayor parte est concentrada en
un plano de muy poco espesor, aunque tambin vemos emisin menos intensa de gas circundante.
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 11Curso 2011-12
http://mwmw.gsfc.nasa.gov/mmw_sci.html
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 12Curso 2011-12
En 1610 Galileo descubri que la Via Lctea poda resolverse en innumerables estrellas dbiles, pero fueron Wright y Kant a
mediados del siglo VXIII quienes describieronla Galaxia como constituida por un disco de estrellas en el que el Sol se encuentra inmerso. Kant seal, adems, que nuestra Galaxia no poda ser nica sino que deberan existir muchos
sistemas similares que llam universos islas que estaran distribuidos a travs del espacio y a enormes distancias de
nuestro sistema. Las primeras observaciones de W. Herschel a finales del siglo
XVIII le llevaron a suponer que la forma del sistema era elptica, alargada y aplanada, aunque situ al Sol en su centro.
Notas histricas
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 13Curso 2011-12
Modelos de la Galaxia
Thomas Wright(1750)
William Herschel (1790)
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 14Curso 2011-12
Al final del siglo XIX el desarrollo de la fotografa astronmica, posibilit a Kapteyn un estudio de los brillos y distancias de las estrellas en la galaxia y
permitieron una mejor idea de su estructura. Sin embargo, el hecho de no haber tenido en cuenta la absorcin del
polvo le condujo a estimar errneamente sus dimensiones.
La descripcin de Kapteyn era muy similar a la de Herschel, pero el hecho de cuantificar los brillos y
distancias a las estrellas, le permiti aventurar que el Sol no se encontraba en el centro del sistema.
Notas histricas
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 15Curso 2011-12
H. Shapley, a comienzos del siglo XX, a partir de observaciones muy detalladas de los cmulos globulares, que son sistemas estelares con
simetra esfrica y que contienen del orden de 105 a 106 estrellas, dedujo que stos estaban distribuidos uniformemente por encima y
por debajo del plano galctico. Shapley argument que estos sistemas tan masivos deban ser uno de los mayores elementos estructurales de
nuestra Galaxia y que es razonable suponer que estn distribuidos uniformemente alrededor del centro galctico. Su distribucin
aparentemente asimtrica implica que el Sol no est localizado cerca del centro de la Galaxia sino bastante lejos de l. Utilizando las
estrellas variables pulsantes (RR Lyrae) observadas en los cmulos globulares, Shapley estim que el Sol deba estar a unos 15 kpc del centro galctico. Hoy da las mejores estimaciones de esta distancia
dan un valor de 8.5 kpc.
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 16Curso 2011-12
Cmulos globulares, superpuestos en una imagen infrarroja del cielo procedente del satlite COBE.
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Constituyentes de La Galaxia
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 18Curso 2011-12
Posicin del Sol en la Galaxia
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La Galaxia est constituda por un disco plano de grandes dimensiones que contiene un gran nmero de estrellas y una
elevada concentracin de materia interestelar. Este disco exhibe unos brazos espirales que arrancan del centro o
ncleo. El disco est rodeado por una esfera concntrica de material menos denso, llamado halo, donde se encuentran
los cmulos globulares.
Se pueden distinguir varias componentes:NcleoBulboDiscoHalo
Componentes de La Galaxia
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 20Curso 2011-12
El ncleo es una compacta acumulacin de estrellas de unos 100 pc de dimetro que contiene polvo y gas interestelar.
El bulbo es una componente esferoidal. Est compuesto principalmente de estrellas y tiene unos 6 kpc de dimetro
El disco est constituido por estrellas y gas con unos 25 kpc de dimetro y un espesor de unos 300 pc y tiene una estructura
espiral. El Sistema Solar est localizado hacia el borde del disco.
El halo, es una componente esfrica que contiene estrellas y cmulos globulares y que se extiende ms all del disco. Su
dimetro es de unos 30 kpc.
Componentes de La Galaxia
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 21Curso 2011-12
Aunque la mayora de las estrellas de la Galaxia estn confinadas en un disco plano, el espesor aparente del disco depende del tipo espectral de las estrellas. Las estrellas de
los primeros tipos espectrales, que son jvenes, estn confinadas en un disco ms estrecho que las de los ltimos tipos espectrales que tienen, en promedio, una edad mayor.
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 22Curso 2011-12
Clase de objeto Espesor medio del disco en pc
estrellas tipo O 50
estrellas tipo B 60
estrellas tipo A 115
estrellas tipo F 190
enanas G 340
enanas K 350
enanas M 350
gigantes G 400
gigantes K 270
gas y polvo interestelar 100
estrellas de alta velocidad 3000
cmulos globulares 4000
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 23Curso 2011-12
El Sol est actualmente cerca del plano galctico, pero no mantendr esta posicin indefinidamente. Como otras estrellas
similares puede alejarse muchos Kpc del plano galctico. Como el Sol no esta en reposo, observamos asimetras en las velocidades de
las estrellas de la vecindad solar.
La Galaxia: es un sistema dinmico en el que todas las estrellas se estn moviendo en el campo atractivo gravitatorio de todas
las dems estrellas
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 24Curso 2011-12
La rotacin de la Galaxia fue descubierta hacia la mitad de los aos veinte y su existencia es crucial para entender el alto grado de aplanamiento del disco galctico. Dicha
rotacin no es ms que el movimiento de las estrellas y el gas en rbita alrededor del centro galctico. Pero no todas las estrellas rotan con el mismo perodo. El Sol completa una rbita alrededor de la Galaxia en unos 250 millones
de aos.
Rotacin de la Galaxia
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 25Curso 2011-12
La Va Lctea no rota como un cuerpo rgido. Las estrellas ms cercanas al centro lo
hacen ms rpido que las ms lejanas.
La velocidad angular disminuye con la distancia al centro galctico y disminuye
tan rpidamente que la velocidad lineal de rotacin permanece prcticamente constante, unos 220 km/s,
desde 1 kpc hasta 15 kpc del centro.
Rotacin diferencial de la Galaxia
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 26Curso 2011-12
El Sol se mueve a ~14 - 20 km/s con respecto al LSR, hacia la direccin: RA=18h Dec=30 y est ~ 10-20 pc por encima del plano galctico.
La posicin y la velocidad del LSR en la Galaxia son: (adoptados en 1985 por la IAU; basados en las posiciones de los cmulos globulares)
Ro = 8.5 kpc Vo = 220 km/s
Ms recientemente se han estimado valores de 8 kpc and 200 km/s
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 27Curso 2011-12
Curva de rotacin La curva de rotacin es una
representacin de la velocidad de rotacin de
un objeto en funcin de su distancia al centro
galctico. La velocidad de rotacin se calcula como se
ha explicado antes, y la distancia al centro galctico
se halla a partir de la distancia al Sol y la longitud galctica
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 28Curso 2011-12
Esto se puede hacer, en el ptico, para un gran nmero de objetos brillantes, como estrellas O, B, gigantes, supergigantes etc...
Pero, a grandes distancias, la observacin se ve dificultada por la absorcin interestelar. Se acude entonces a la observacin de la
radiacin de 21 cm del hidrgeno con antenas de radio.
Si se observa en la direccin de una determinada longitud galctica, se puede identificar la nube de H para la cual la
velocidad radial con respecto al Sol es mxima. Para esa
nubepodemos conocer la
velocidad de rotacin y la distancia al centro galctico
simultneamente.
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 29Curso 2011-12
La curva de rotacin de la GalaxiaTiene la forma que se muestra en la figura. Tras
un rpido aumento de la velocidad cerca del centro, sta permanece prcticamente constante.
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 30Curso 2011-12
La masa de la Galaxia
La masa de la Galaxia se calcula bajo la suposicin de que estrellas y gas se mueven en rbitas circulares alrededor del
centro galctico, aplicando las Leyes de Newton.
Para que una estrella permanezca en su rbita, la fuerza centrpeta tiene que venir proporcionada por la fuerza atractiva
de la gravedad.
FCent = mV2/R FGrav = GMm/R2
Donde M es la masa contenida dentro de una esfera de radio igual al de la rbita de la estrella, y m la masa de sta.
Por tanto, M = V2R/G,
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 31Curso 2011-12
Como la masa de la Galaxia no est concentrada en un punto, la masa contenida dentro de cada rbita
estelar aumentar con el radio de la misma. As, podemos determinar la masa de la Galaxia (abajo) a partir
de la curva de rotacin (arriba).
Un resultado de este anlisis es que la masa de la Galaxia es varias veces mayor que la suma de las
masas de las estrellas visibles y del gas interestelar.
La diferencia es lo que llamamos: masa oscura.
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 32Curso 2011-12
La estructura espiral
Jan Oort ( 1920) fue el primero en cartografiar la estructura de los
brazos espirales en la Va Lctea.Lo hizo midiendo las velocidades
radiales de estrellas a distintas longitudes galcticas. En la actualizad, dicho
cartografiado se hace mediante observaciones de H neutro en el
radio.
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 33Curso 2011-12
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 34Curso 2011-12
Si representamos posicin y distancia de las nubes moleculares en la Galaxia obtenemos como se vera desde
arriba
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 35Curso 2011-12
Los brazos espirales de la galaxia estn definidos por regiones de
formacin estelar: nubes moleculares densas y estrellas
jvenes y masivas. La posicin de las regiones que las rodean permiten dibujar con precisin cuatro brazos
espirales en nuestra Galaxia.El Sol est localizado en el brazo de
Orin.
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 36Curso 2011-12
La estructura espiral debe persistir durante largos perodos de tiempo ya que un gran nmero de las galaxias que observamos
son espirales. Dicha estructura no puede estar ligada a la materia del disco, pues sera destruida por la rotacin diferencial.
La idea de cmo se sustenta esta estructura es que las estrellas y el
gas tienen rbitas elpticas alrededor del centro de la galaxia, cuyos ejes mayores
tienen direcciones que avanzan con la
distancia a dicho centro.
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 37Curso 2011-12
Como resultado, hay una mayor densidad de estrellas y gas en la lnea de la espiral, donde se apilan las
rbitas. Los brazos espirales son ondas de densidad. Si la
Galaxia se considera como un fluido de estrellas, gas y polvo, las ondas de densidad atraviesan dicho fluido,
pero no viajan con l.La velocidad del desplazamiento de esta onda en
nuestra Galaxia est entre 11 y 14 Km s-1 Kpc-1 y tarda unos 5x108 aos en dar una revolucin completa,
alrededor de 2,5 veces ms que las estrellas y el gas.
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 38Curso 2011-12
Las ondas de densidad se mueven a travs de las estrellas y el gas, comprimiendo ste y favoreciendo la formacin de
estrellas
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 39Curso 2011-12
El centro galcticoCerca del centro de la Galaxia la luz visible est muy oscurecida por gas y polvo, pero a otras longitudes de onda se pueden ver
zonas densas y brillantes.
Esta es una imagen en rayos X del centro de nuestra Galaxia
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 40Curso 2011-12
Esta es una imagen en el radio, a bajas frecuencias.
La fuente ms brillante es Sagitario A
Es posible que albergue un agujero negro
masivo, aunque tambin hay un cmulo estelar
muy denso, unas 50,000 estrellas/pc3.
La mayor parte del gas, unos 108 M , es molecular y est
concentrado en unos 300 pc de radio.
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 41Curso 2011-12
La luminosidad del centro galctico puede deberse al cmulo estelar denso, que se aprecia en el infrarrojo, o bien a la acrecin de materia por parte de un agujero
negro.
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 42Curso 2011-12
Sagitario A tiene unas dimensiones de menos de 10 UA y la distribucin de masa central de la Galaxia parece indicar una
concentracin puntual de 106 M.
Tcnicas de imagen en el infrarrojo han permitido medir los movimientos de estrellas cerca del centro galctico y parecen estar movindose
como si orbitasen alrededor de una masa de 2,6 millones de
masas solares.
El agujero negro masivo del centro de la Galaxia
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 43Curso 2011-12
El centro galctico
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 44Curso 2011-12
El centro galctico
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 45Curso 2011-12
El centro galctico
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 46Curso 2011-12
El centro galctico
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 47Curso 2011-12
Formacin y evolucin de la Galaxia
En 1944 Baade introdujo el concepto de las poblaciones estelares: un grupo de estrellas que tienen la misma edad, la misma composicin qumica y comparten una misma cinemtica.Baade identific dos poblaciones en la Galaxia:
poblaciones I y II.Los objetos de la Poblacin I estaban situados en el disco y los brazos espirales, mientras que los de
la Poblacin II lo estaban en el bulbo y halo.
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 48Curso 2011-12
La Poblacin I incluye estrellas jvenes que se han formado recientemente. La Poblacin II no contiene
estrellas ms jvenes de 10 millones de aos.
La Poblacin I posee abundancias qumicas
similares a la solar ( 2%) mientras que en la Poblacin
II son mucho ms bajas.
Poblaciones estelares en la Galaxia
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 49Curso 2011-12
Formacin de la GalaxiaLas caractersticas de las poblaciones estelares nos ayudan a comprender cmo nuestra Galaxia se pudo haber formado.
Hace entre 10 y 14 mil millones de aos no haba estrellas y la Galaxia era slo una gran masa amorfa de gas que comenz a colapsar bajo su propia gravedad. Esta nube de gas primordial
estaba formada bsicamente de H y He.A medida que el gas colapsaba, se fragment en unidades ms
pequeas que formaron las estrellas de la Poblacin II. Probablemente se formaron en cmulos que, una vez
formados permanecieron en rbitas caticas alrededor del centro del sistema.
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 50Curso 2011-12
Esquema de la formacin de la Galaxia
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 51Curso 2011-12
Poblacin II estrellas masivas Supernovas metales al medio interestelar
A medida que el gas colapsaba comenz a rotar y a aplanarse, hasta formar un disco delgado en menos de mil
millones de aos.
Por lo tanto: no hay estrellas en el halo ms jvenes que 109 aos slo las poco masivas sobreviven en la actualidad las estrellas del halo son pobres en metales
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Introduccin a la Astronoma ngeles I. Daz 52Curso 2011-12
Las estrellas de la Poblacin I se forman en el disco de la Galaxia, enriquecido en elementos qumicos. La formacin
estelar es continua en el disco, que se va enriqueciendo gradualmente. Las estrellas de la Poblacin I estn rotando en
el disco galctico alrededor del centro.
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