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Clase 10: El Sol como una estrella
Ley de kepler: 4π 2 a3 = G(M +m)P 2 . Aplicar para cuerpos distintos y sacar relación entre las masas, dividiendo ecuaciones
Constante solar: cantidad de radiación que se recibe en la tierra por parte del sol, en cada centı́metro cuadrado, por
minuto. Se mide sin considerar la atmósfera. En la tierra es de 2 calorı́as por centı́metro cuadrado por minuto.
La luminosidad solar equivale a Lo = 3, 9 × 1033 erg/seg
El alemán Hermann von Helmholtz propuso que el calor solar tiene un origen gravitacional. Su teorı́a fue desarrollada
por Lane en 1869, por Ritter en 1878 y por Kelvin en 1887. Actualmente se conoce como la hipótesis de contracción de
3GM 2
Helmholtz-Kelvin. La energı́a gravitacional del sol es 5Roo
Teorema del virial: En un sistema mecánico, la mitad del cambio en la energı́a gravitacional va a aumenta la energı́a
interna del sistema (calor), y la otra mitad debe ser radiada. Con esto el sol pudo haber vivido 30 millones de años.
A comienzos del siglo XX se estableció que la edad de la tierra eran 4 mil 600 millones de años, por lo que la teorı́a de
Helmholtz-Kelvin era insuficiente.
En 1926 Arthur Eddington propone que la energı́a nuclear es la más probable fuente de energı́a del sol y las estrellas.
Dado E = mc2 , se puede calcular la el tiempo de vida del sol, dada su luminosidad. Da 1013 años.
en 1938 Bethe en USA y Carl von Weiszacker en Alemania, demostraron que las estrellas como el Sol transmutan hidrógeno
en helio. 4 átomos de hidrógeno se transforman en 1 átomo de helio. 1000 gramos de hidrógeno se transforman en 993
gramos de helio, más 7 gramos de energı́a. Por ello se rebaja a 1010 los años calculados por Eddington. Al Sol le quedan
5400 millones de años de vida.
El Sol se transformará en una estrella gigante roja, alcanzando un tamaño 100 veces el tamaño actual. La temperatura
del Sol bajará a unos 3000 K, y la superficie de la tierra aumentará a unos 1500 K.
El Sol logrará una temperatura central de 100 millones de grados y quemará helio en carbono. Funcionará 1000 millones
de años quemando helio. Luego se transformará en una enana blanca, pasando por la fase de nebulosa planetaria.
Las manchas solares fueron descubiertas en 1611 por Galileo Galilei, Johannes Fabricius y Christoph Scheiner. Permitieron
descubrir la rotación lenta del Sol, con un periodo de aproximadamente 25 dı́as.
A partir de 1826, el alemán Heinrich Schwabe descubrió que el número de manchas variaba significativamente. Dedujo
que el sol tiene un ciclo cercano a una década.
Rudolf Wolf demostró que el ciclo solar es de 11,7 años, variando desde 7 hasta 17 años.
En 1853 Edward Sabine en Inglaterra, Rudolf Wolf en Suiza y Alfred Gautier en Francia encontraron una correlación
entre el número de manchas y las perturbaciones del campo magnético terrestre. Las manchas solares son perturbaciones
magnéticas de la fotósfera.
Walter Maunder encontró que no hubo manchas solares entre 1645 y 1715. Este intervalo fue conocido como el mı́nimo
de Maunder, y la temperatura en la tierra fue menor que lo habitual.
Carrington encontró que la latitud heliográfica de las manchas solares cambia de 30 a 40 grados al comienzo del ciclo, a
15 grados en el máximo para llegar a 5 grados de latitud hacia fines del ciclo. Alas de mariposa en gráfico de latitud de las
alas como función del tiempo. Nunca hay manchas más lejos del ecuador solar que 45 grados y tan cerca como 5 grados.
Siempre o casi siempre las manchas se presentan de a pares a la misma latitud, con polaridades opuestas. Se dice que el
ciclo solar es en verdad de 22 años, pues al final de los 11 años las polaridades de las manchas se inverten.
q
La temperatura de equilibrio de un planeta es Tp = T∗ R2d∗ si lo consideramos como cuerpo negro. Si A es el Albedo
q
(porcentaje de radiación reflejada), Tp = T∗ (1 − A)1/4 R2d∗
1
Clase 11: Estructura Estelar 1
La vı́a láctea contiene 200 mil millones de estrellas. Imágenes profundas con el telescópio espacial muestran que el universo
observable contiene 100 mil millones de galaxias. El universo observable por tanto contiene 2 × 1022 .
Brillo aparente: energı́a por unidad de área y unidad de tiempo que se recibe de una estrella.
Luminosidad: energı́a total emitida por la estrella por unidad de tiempo.
Ley de Stefan-Boltzmann: F = σ × T 4 . Potencia emisiva hemisférica total (Brillo Aparente) (W/m2 ).
Luminosidad L = 4πR2 × σTef 4 , con Tef temperatura efectiva.
Brillo aparente BA =
L
4πd2
1 parsec = 206.265 U.A. = 3, 08 × 1016 m = 3,26 años-luz. Un parsec es igual a la distancia a la cual una estrella tendrı́a
un paralaje de un segundo de arco. d = parsec
p00
La estrella más cercana, αCen, está a 1,3 parsecs.
Hasta una distancia de 100 parsecs se pueden medir, desde la tierra, paralajes con errores menores al 10 por ciento.
Con satélites el error disminuye.
Rango de luminosidades: 10−4 ≤
L
Lsol
≤ 106
Rango de temperaturas: 3000 K ≤ T ≤ 50000 K
Tipos espectrales: O, B, A, F, G, K, M. Se establecieron en Harvard, a fines del siglo XIX.
Estrellas binarias visuales: dos estrellas, ligadas gravitacionalmente, que son visibles individualmente desde la Tierra.
Estrellas binarias eclipsantes: dos estrellas, ligadas gravitacionalmente, cuya órbita la vemos de canto, donde las estrellas
se eclipsan mutuamente de forma periódica.
Estrellas binarias espectroscópicas: dos estrellas, ligadas gravitacionalmente, que no se distinguen individualmente, pero
cuyo espectro muestra lı́neas de dos tipos espectrales, con movimientos periódicos.
La atmósfera terrestre distorciona las imágenes astronı́micas haciendo ver a las estrellas de un tamaño angulas mı́nimo de
1 segundo, por lo que se ven como fuentes puntuales.
A comienzos del siglo XX, Michaelson y Pease midieron el radio de algunas estrellas con métodos interferométricos.
Las estrellas binarias eclipsantes proporcionan los radios.
Las ocultaciones de estrellas por la luna permiten medir radios estelares.
La mayorı́a de las estrellas tienen diámetros parecidos al Sol.
Rango de tamaño: 0, 01 ≤
R
Rsol
≤ 1000
2
Clase 12: Estructura Estelar 2
Diagrama de Hertzsprung-Russell: Gráfico de luminosidad como función del tipo espectral.
Clases de luminosidad: Supergigantes (I), Gigantes Luminosas (II), Gigantes (III), Subgigantes (IV), Enanas (V), Subenanas
(VI).
Secuencia principal: Lugar geométrico en el diagrama H-R donde se situan las imágenes en el momento que se forman (ZAMS, Zero Age Main Sequence). Aquı́ las diferencias de composición quı́mica son menores, y el parámetro más
importante es la masa.
Relación Masa-Luminosidad: L ∝ M 3,5
Tiempo de vida en la secuencia principal: τ =
M
L
=
1
M 2,5 .
Cúmulos abiertos: Cien a dos mil estrellas, en el plano de la Vı́a Láctea. Estrellas jóvenes y de edades intermedias, y de
alta metalicidad.
Cúmulos globulares: 50 mil a 500 mil estrellas. Están ubicados en el halo de la Vı́a Láctea. Sólo contienen estrellas viejas
de unos doce mil millones de años, pobres en metales.
El punto de término de la secuencia principal da una clara idea de la edad de los cúmulos. Las estrellas por encima de ese
punto ya abandonaron la secuencia principal y solo quedan estrellas de menor masa.
Todas las estrellas nacen, por contracción gravitacional, en nubes de gas interestelar. Una estrella nace cuando, a causa
de la fuerza de gravedad, una nube de gas interestelar se contrae hasta el punto en que el objeto central llega a ser
lo suficientemente caliente para sostener fusión nuclear en su centro. 12 mv 2 − GMr m = Et . La velocidad de escape es
1
3
2
Ve = 2GM
r . La energı́a cinética de las partı́culas de un gas es 2 mv = 2 kT . Para que la nube colapse se debe cumplir
que V < Ve . Haciendo reemplazos, se llega a la masa de Jeans, que indica que una temperatura más baja y una mayor
densidad hace más fácil la formación estelar. Las nubes que forman estrellas se llaman nubes moleculares.
Nubes moleculates: 10 K < T < 30 K. ρ = 103 particulas/cm3 . Componente principal: H2
Cuando la nube molecular colapsa, se fragmenta en pedazos menores, cada uno formando una o más estrellas. Cada
fragmento se calienta en el proceso de contracción. El gas en contracción radı́a la mayor parte de su energı́a, evitando
que la temperatura suba demasiado como para resistir la gravedad.
Una protoestrella nace cuando la densidad crece a tal nivel que la radiación IR no puede escapar del centro del fragmento
que está colapsando. La conservación del momento angular asegura que la protoestrella rote rapidamente y se rodee de
un disco de gas que gire a su alrededor.
Una protoestrella se convierte en una verdadera estrella cuando su centro alcanza una temperatura de 10 millones de
grados K, suficientemente caliente para que la fusión de hidrógeno opere eficientemente.
Por cada estrella masiva hay muchas mas estrellas de baja masa.
Lı́mites en masas estelares: 0, 08Msol < M < 150Msol .
Las enanas cafés están soportadas contra la gravedad por la presión de gas degenerado ρn .
3
Clase 13: Evolución Estelar 1
Las estrellas gastan el 90 por ciento de sus vidas brillando en forma constante como estrellas de la secuencia principal.
Equilibrio hidrostático: La presión en cualquier punto debe estar en equilibrio con el peso de la columna desde el punto
de la superficie.
Fusión nuclear: Funciona de 1 a 56 (Fe). La fisión funciona para nucleos más masivos que 56. En los interiores estelares
solo existe la fusión.
Una estrella como el Sol genera su energı́a transmutando hidrógeno en helio mediante la cadena protón-protón.
La energı́a generada por la fusión es transportada del centro a la fotósfera por Radiación y Convección.
El camino libre medio de un fotón el el interior solar es de 1 centı́metro. Por lo tanto, el fotón necesita 1011 pasos hacia
delante para abandonar la estrella.
Después de agotar el hidrógeno en el núcleo, el sol se expandirá para formar una gigante roja. Obtendrá la energı́a de una
cáscara que fusiona el hidrógeno alrededor del núcleo.
Cuando la temperatura del núcleo alcance los 100 millones de grados Kelvin, aparecerán reacciones nucleares que involucren
Helio, mediante reacciones triple alfa.
Si el núcleo de la gigante roja se encuentra degenerado al alcanzar los 100 millones de grados Kelvin, la ignición de Helio
es explosiva, se lo llama el flash de Helio.
El flash de Helio expande el núcleo y las cáscaras exteriores se encogen; la estrella abandona la rama gigante y se mueve
a la rama horizontal.
Cuando se agote el Helio en el núcleo de la estrella de la rama horizontal, la estrella contraerá su núcleo y expandirá sus
cáscaras exteriores subiendo por la rama de las gigantes rojas, la rama gigante asintótica.
Para estrellas de alta masa (M > 8Msol ), la fusión de hidrógeno se realiza mediante el ciclo CNO.
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Clase 14: Evolución Estelar 2
En un sistema binario cerrado, la enana blanca genera un disco de acreción a su alrededor.
La materia acumulada en la superficie de la enana blanca terminará por alcanzar temperaturas y densidades en las cuales
habrá reacciones nucleares, aumentando su brillo miles de veces por unos pocos dı́as.
La nova solo afecta la piel de la enana blanca, no afecta su integridad.
En un sistema binario, una enana blanca puede ir ganando masa a partir de la que recibe su compañera. Cuando la enana
blanca alcanza las 1,4 masas solares (lı́mite de Chandrasekhar) la estrella se quema.
Una enana blanca de Carbono y Oxı́geno se quema a Fe-56. Estas supernovas se llaman del tipo 1a. Son supernovas
termonucleares.
Las supernovas producto de la evolución final de una estrella masiva se las llama del tipo II. Dejan una estrella de neutrones
o un hoyo negro.
Las supernovas que se caracterizan por el colapso gravitacional del núcleo se les llama supernovas de colapso gravitacional.
Un gas de neutrones degenerados tiene una densidad de 1015 gr/cm3 .
Una estrella de una masa solar puede forma una estrella de neutrones de unos 10 kilómetros de diámentro.
En 1967 la astrónoma inglesa Jocelyn Bell descubrió los pulsares. Los pulsares son estrellas de neutrones que poseen un
fuerte campo magnético y rotan muy rápido.
En un hoyo negro, el horizonte de eventos se encuentra en el Radio de Schwarzschild. RS =
2GM
c2
2GM m
Fuerza diferencial: δF
. A 10 radios de Schwarzschild de un hoyo negro de una masa solar, un objeto de 50 kg
δr =
r3
sentirá una fuerza diferencial equivalente a 5000 toneladas de fuerza por metro.
Se han encontrado hoyos negros en los núcleos centrales de muchas galaxias. Los hoyos negros centrales de una galaxia
tienen masas de más de un millón de masas solares. En el centro de los cuasares hay hoyos negros que pueden llegar a
tener mil millones de masas solares.
Los brotes de rayos gamma serı́an producidos por un jet muy colimado que se forma en el momento del colapso del centro
de la estrella para formar un hoyo negro. Posteriormente la onda de calor llega a la superficie y genera la supernova. Para
ver el brote de rayos gamma el haz de luz colimado debe estar apuntando a la tierra. A la flash de rayos gamma le sigue
un flash de rayos-x y luego un flash en el óptico, muy brillante pero de corta duración.
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Clase 15: La Vı́a Láctea 1
La Vı́a Láctea tiene los siguiente componentes: Corona, Halo, Disco, Bulbo, Núcleo, y Brazos Espirales (en el disco).
En 1610 Galileo vió que la Vı́a Láctea está compuesta por miles de estrellas.
En 1750 Thomas Wright propuso que la Vı́a Láctea era achatada como una aspirina. Se conoce como la hipótesis de la
piedra esmeril.
En 1755 Inmanuel Kant propuso que la Vı́a Láctea era un sistema achatado pues se encontraba en rotación. Kant propuso
la hipótesis llamada universos-islas.
El primero en estudiar en detalle la Vı́a Láctea fue William Herschel. En 1780 propuso un modelo de la Vı́a Láctea basado
enrecuentos de estrellas de diversas direcciones. Encontró que la Vı́a Láctea es un sistema achatado cuyo eje menor es
1/5 de sus otros ejes, que serı́an iguales. El sol está en el plano principal de simetrı́a y muy cerca del centro. Estimó el
tamaño de la Vı́a Láctea en 900 veces la distancia a Sirio (10 mil años-luz).
En la segunda mitad del siglo XIX el holandés Jacobo Kapteyn estudió la Vı́a Láctea formulando un modelo muy similar
al de Herschel. En su modelo el tamaño de la Vı́a Láctea era de unos 30 mil años-luz de diámetro. Entre 1900 y 1920 el
universo de Kapteyn era el más aceptado por los astrónomos.
En 1918 el norteamericano Harlow Shapley, estudiando la distribución de cúmulos globulares alrededor de la Vı́a Láctea,
encontró que el Sol está muy lejos del centro y que la Vı́a Láctea tenı́a un tamaño de 300 mil años-luz de diámetro y 1/10
de espesor. Estudios a partir de 1930 han demostrado la veracidad del modelo de Shapley, aunque la galaxi es bastante
menor.
La Vı́a Láctea contiene estrellas, gas y polvo. Su masa es de 1011 masas solares, en masa visible. Su masa total es de
1012 masas solares, donde el 85 por ciento es masa oscura.
Halo de materia oscura: Esferoide oblato 0,8:1,0:1,0. La materia oscura es 6,5 veces más abundante que la materia
luminosa. Las estrellas se mueven en el pozo de potencial de la materia oscura.
Coodenadas Galácticas: Plano principal → plano galáctico. Polos → polos galáctticos. Latitud galáctica positiva hacia el
norte, de 0 a 90. Longitud galáctica 0 hacia el centro galáctico, 90 hacia donde rota la galaxia (mano derecha), 180 hacia
el anti-centro.
Disco galáctico: 100 mil años-luz de diámetro, 10 mil años-luz de espesor. El plano galáctico divide al disco en dos partes
iguales. Tiene una masa de 1011 masas solares. Contiene gas y polvo. El Sol está muy cerca del plano galáctico y a mitad
de camino entre el centro y el borde.
La galaxia tiene brazos espirales en el disco. Las estrellas rotan alrededor del centro. El sol lo hace a 220 km/s. La
estructura espiral también rota pero lo hace a una velocidad mucho menor. La estructura espiral rota como un cuerpo
rı́gido.
Bulbo: En la zona central la galaxia presenta una zona de mayor densidad que el halo, llamado bulbo. Tiene una masa de
1010 masas solares.
Disco gaseoso: El disco se extiende hasta grandes distancias del centro galáctico en lo que se ha dado a llamar un disco
gaseoso. El disco estellar tiene 30 kpc de diámetro, y el disco gaseoso tiene 50 kpc de diámetro.
Halo estelar: El halo estelar es esferoidal y contiene 109 masas solares.
Las galaxias más cercanas a la Vı́a Láctea son las Nubes de Magallanes que están a 50 kpc y a 60 kpc respectivamente.
El halo de materia oscura puede tener un diámetro menor o igual a 100 kpc.
El disco estelar tiene 30 kpc de diámetro, y el disco gaseoso 50 kpc de diámetro. El disco estelar tiene un espesor de 1
kpc.
Es difı́cil saber hasta donde llega el halo estelar, pero parece extenderse más allá de 20 kpc del centro.
El bulbo tiene un eje mayor de 6 kpc y dos ejes menores de 2 kpc. El bulbo tiene más masa que el halo estelar pero tiene
poca importancia en la dinámica global de la galaxia.
6
El Sol ha dado algo más de 19 vueltas alrededor del centro galáctico.
La materia oscura de la Vı́a Láctea no emite ni absorbe. No conocemos su naturaleza.
El gas se concentra en el plano galáctico +- 150 pc del plano. Tiene un 70 % de Hidrógeno, 28 % de Helio y 2 % de
elementos quı́micos pesados. En nubes densas y frı́as, con muy poca radiación UV, hay principalmente H2 más otras
moléculas. En nubes calientes, hay principalmente H + . En casos intermedios, hay hidrógeno atómico principalmente. La
masa gaseosa es de 1010 masas solares.
Polvo interestelar: Pequeñas partı́culas de Carbono, silicatos y otros metales. El núcleo del polvo es carbono o silicatos.
Tienen un manto de hielos H2 O, N H3 , CO. Su tamaño es parecido a las partı́culas de humo en la tierra (0, 1 µm a
1 µm). Tiene una masa de 108 masas solares. El tamaño de los granos de polvo es muy similar a las longitudes de onda
de la luz. Por eso absorbe muy bien la luz. Produce un oscurecimiento en el plano galáctico → zone of avoidance.
Gas y Polvo = Medio Interestelar (MIE). No tiene una densidad uniforme. Hay nubes moleculares gigantes, densas y frı́as,
de hasta 107 masas solares, tamaños entre 10 y 100 pc y densidades miles de veces mayores que el promedio, de una
partı́cula por centı́metro cúbico. Las nubes molecularesd an cuenta del 50 % de la masa del MIE pero solo del 1 % de su
volumen. Unos pocos por ciento de la masa del MIE está en la forma de regiones HII. El medio entre las nubes puede
estar tibio o caliente y es de muy baja densidad. Las nubes densas están en equilibrio de presión con el medio que las
confina. El disco gaseoso tiene unos 300 pc de espesor y es rico en HI.
En 1942, en Monte Wilson, Walter Baade introdujo el concepto de Poblaciones Estelares. Fotografiando la galaxia M31
logró una profundidad tal que le permitió resolver su bulbo en estrellas. Se dio cuenta que las estrellas mas brillantes del
disco son azules y tienen una magnitud aparente de 17 a 18 mag. Las estrellas mas brillantes del bulbo son rojas y tienen
una magnitud 22. Llamó Población I a las estrellas del disco, y población II a las estrellas del halo y bulbo.
El halo y 200 cúmulos globulares son población II, donde las estrellas más brillantes son gigantes rojas con magnitudes
absolutas -2 a -3.
En los discos y en especial en los brazos espirales las estrellas más brillantes son azules y tienen magnitudes absolutas -5
a -10.
Se define el contenido metálico de la estrella como: Z =
Z del sol es 0,02.
M asa de todos los elementos quimicos mas pesados que el Helio
.
M asa total
El
Las estrellas de población I tienen de 106 a 1010 años de edad, y 0, 01 ≤ Z ≤ 0, 04. Tiene medio interestelar asociado.
Las estrellas de población II son estrellas viejas, de edades 12×109 a 14×109 años. No tienen MIE asociado. Zhalo ≤ 0, 002,
y Zbulbo puede llegar a tener valores solares. Las estrellas del halo no tienen órbitas circulares ordenadas, son estrellas de
alta velocidad. el halo no tiene rotación neta por lo cual hay muchas órbitas retrógradas.
Las estrellas de población III son estrellas primordiales con Z = 0, 0. Se predice su existencia por razones teóricas, aún no
hay evidencia de ellas. Hay un número de estrellas de población II extrema, muy cerca de lo que se cree debe ser población
III.
7
Clase 16: La Vı́a Láctea 2
En el Big Bang sólo se forma H, He y Li.
Las primeras estrellas que se forman en las galaxias no contienen metales → Pob. III.
Vientos estelares, nebulosas planetarias y supernovas contaminan el MIE.
El enriquecimiento quı́mico operó poco tiempo en el halo y mucho más en el bulbo → Pob. II.
El enriquecimiento fue mayor aún en el disco → Pob. I. El enriquecimiento continúa hasta hoy en el disco.
La población II no tiene rotación neta. La población I en la vecindad solar rota con el Sol. El sol rota con respecto al
centro galáctico a 220 km/s.
Rotación kepleriana:
mv 2
r
=
GM m
r2 ,
1/2
v = ( GM
r )
Una curva de rotación plana indica que la densidad decae con el inverso del cuadrado de la distancia y que la masa total,
integrada hasta una distancia R crece linealmente con R.
La masa en estrellas de la Vı́a Láctea es de 1011 masas solares. La masa oscura de la Vı́a Láctea es 4 × 1011 MO <
Moscura < 60 × 1011 MO . Para estimar la masa oscura se pueden usar cúmulos globulares, estrellas lejanas del halo,
galaxias satélites, etc.
8
Clase 17: Las Galaxias
Hasta 1920 no habı́a claridad acerca de si habı́a algo más allá de La Galaxia. En abril de ese año tuvo lugar el Gran Debate
entre Shapley y Curtis, quienes debatieron acerca de la estructura de la Vı́a Lactea y de la estructura global del Universo.
en 1925 Edwin Hubble dio a conocer su determinación de la distancia a M31, la nebulosa de andrómeda. Utilizando
estrellas variables de tipo cefeida determinó una distancia a M31 de 700 mil años-luz, hoy 2 millones 400 mil años-luz.
M31 es por tanto una galaxia como la Vı́a Láctea.
En 1926 Hubble da a conocer un sistema de clasificación de galaxias ideado por él. Hay 3 grandes grupos: Galaxias elı́pticas
(E), galaxias espirales (S), y galaxias irregulares (Ir). Los elementos morfológicos utilizados por Hubble son Halo, bulbo,
Disco, Brazos Espirales y Barra.
Las galaxias elı́pticas tienen una distribución suave de luz, no poseen disco ni brazos espirales, ni gas ni polvo. Hubble las
subdivide según su elipticidad dada por el ı́ndice n = 10 × a−b
a , donde n es un entero entre 0 y 7.
Las galaxias espirales son ordenadas por Hubble en una doble secuencia de espirales con y sin barra. Las ordena según la
prominencia del halo-bulbo y la forma de los brazos espirales.
Hubble, en 1936, introdujo las galaxias lenticulares, galaxias que tienen disco pero no presentan brazos espirales. Las
llamó S0. Las lenticulares las supuso como galaxias de transición entre las elı́pticas y las espirales. Las subdividió en S0 y
SB0 (sin barra).
Las galaxias irregulares son galaxiasmás pequeñas, que están dominadas por estrellas azules jóvenes. Las subdivide en I e
IB. Las Nubes de Magallanes son los prototipos de las galaxias irregulares.
Entre las galaxias elı́pticas se encuentran una gran gama de tamaños. En el extremo están las elı́pticas enanas dE. Son
galaxias muy pequeñas, con una masa que puede ser 106 masas solares.
Las galaxias elı́pticas son esferoides triaxiales, que no poseen población I. Es un gran halo, sin gas no polvo, y solo estrellas
viejas. Su metalicidad promedio es función de su masa: Las más masivas tienen alta metalicidad, y las más pequeñas
tienen muy baja metalicidad.
Por mucho tiempo se pensó que la clasificación de Hubble formaba una secuencia evolutiva.
Las galaxias peculiares son objetos que han tenido un encuentro con otro en el pasado reciente (galaxias chocadas o
mezcladas).
La rotación es diferente para distintas galaxxias. El momento angular por unidad de masa es bajo para las E y las Ir, y
alto para las S (crece de a hasta c). El porcentaje de masa en forma de gas correlaciona con el tipo de Hubble (E < 1 %,
e Ir < 25 %).
Para elı́pticas (E), 105 MO < M < 1013 MO .
Para espirales (S), 109 MO < M < 1012 MO .
Para irregulares (Ir), 107 MO < M < 1010 MO
2
Para las galaxias espirales se puede determinar la masa a partir de curvas de rotación. M (r) = rv
G . En su parte interna
representan una rotación de sólido rı́gido, y en su parte externa la mayoria de las curvas de rotación son planas (v=cte).
Eso indica que la densidad debe decaer como 1/r2 . Eso hace que, en principio, la masa diverja. También es una fuerte
indicación de masa oscura (las estrellas del halo decaen como 1/r3 ). El exponente es entre 3 y 3,5.
1/2
Para galaxias elı́pticas se puede aplicar el teorema del virial. v ∝ ( M
.
R)
Algunas galaxias elı́pticas brillantes poseen halos de gas caliente, difuso, con temperaturas de varios millones de grados
Kelvin. Observaciones en rayos-X permiten determinar la extensión, temperatura y densidad de esos halos. Algunos
modelos permiten estimar la masa de las galaxias de acuerdo a las propiedades de su halo en rayps-X. Mientras mayor
sea la extensióny la temperatura, mayor deberá serla masa, asumiendo que el halo está ligado gravitacionalmente. Este
método es similar al que se utiliza para determinar las masas de los cúmulos de galaxias.
A grandes rasgos, las elı́pticas están constituidas por población II, las espirales por una mezcla y las irregulares por
población I.
9
Índice de Sersic: Índice de luminosidad de galaxias elı́pticas. I(R) = I0 e−kR
Sersicn e I es la intensidad luminosa
10
1/n
, en donde n corresponde al ı́ndice de