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TEMA 5
Evolución química de galaxias
Esquema:
•
•
Introducción: importancia de la evolución química
La nucleosíntesis: qué eyecta cada estrella en función de su masa, relación con la
evolución estelar
•
Limitaciones de los modelos: datos observados en la vecindad solar, el disco, el bulbo y
el halo de la Vía Láctea, en otras galaxias espirales e irregulares y correlaciones
observadas
Gradientes de abundancia
Relación edad-metalicidad
Abundancias relativas
Distribuciones de masa total
Distribuciones de gas atómico y molecular
Tasas de formación estelar
Distribuciones de metalicidad
•
Modelos de evolución química:
Modelos analíticos (closed box model, Pagel, Clayton...)
Modelos numéricos (Lacey & Fall, Matteucci, Koppen & Arimoto,
multifase)
Ingredientes de los modelos de evolución química: SFR, IMF, yields,
condiciones iniciales, escenario galáctico
5.1. Introducción: Importancia de la evolución química
Los elementos químicos se producen en el interior de las galaxias, debido a la
nucleosíntesis estelar, que se produce por la fusión del hidrógeno y los sucesivos
elementos creados. Estos elementos químicos son eyectados al medio interestelar,
diluyéndose en él, y posteriormente incorporados a las sucesivas generaciones de
estrellas que se van formando según una determinada ley de formación estelar (SFR).
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Tema 6. Evolución química de galaxias
La composición del gas se mide como X+Y+Z=1, X=H Y=He, Z=metales (solar:
X=0.70, Y=0.28, Z=0.02, primordial: X=0.76, Y=0.24,Z=0). La proporción de metales
aumentará a medida que se crean y se diluyen en el gas. Sus efectos se ven en los
espectros de emisión de las regiones HII y en los espectros de absorción de las
poblaciones estelares formadas con el gas previamente enriquecido por esos elementos.
La evolución química de las galaxias intenta comprender cómo ha evolucionado una
región o galaxia, a partir de las abundancias observadas en su medio interestelar
(regiones HII) o en su población estelar: Relación con SFR y con los procesos de
formación de galaxias.
5.2. Evolución estelar y nucleosíntesis
En este tema haremos un repaso de como la estrella produce elementos químicos a
medida que evoluciona. En particular, repasaremos:
Nucleosíntesis a lo largo del diagrama H-R
Producción de elementos según la masa estelar
Cuando aparecen los elementos químicos en el ISM
La evolución de una estrella a lo largo del diagrama H-R a medida que va
consumiendo su combustible es la que define su estructura interior así como su
estabilidad y su composición: todo ello tiene una dependencia directa con la masa.
A-106
Tema 6. Evolución química de galaxias
La cadena p-p
p ( p, e + ) d
d ( p, γ ) 3He
3
3
3
4
He( He,2 p ) He
pp-1 86%
Qeff=26.20Mev
(2% pérdidas)
He(α , γ ) 7Be
7
Be (e − ,υ ) 7 Li
7
Be( p, γ )8B
7
Li ( p , α ) 4He
8
B (e + ,υ )8Be
8
Be(α ) 4He
pp-2 (14%)
Qeff=25.26Mev
(4% de pérdidas )
pp-3(0.02%)
Qeff=19.17Mev
28.3% de pérdidas)
Así, las estrellas de baja masa, com m< 4 Mo, queman el hidrógeno con la cadena pp, cuando m> 4Mo comienza el quemado por el ciclo CNO, y si m>8Mo, además del
ciclo CNO hay también reacciones 3α con las que se crean elementos más allá del
oxígeno.
El ciclo CNO
Producción
de C y O
12
C +1H →13N + γ
13
N →13C + e + + υ
Ciclo CN
C +1H →14N + γ
13
14
N +→15O + γ
15
O→15N + e + + υ
15
N +1H →12C + 4He
16
16
Ciclo ON
O +γ
O +1H →17 F + γ
F →17 O + e + + υ
17
17
O +1H →14N + 4He
A-107
Producción de N
Tema 6. Evolución química de galaxias
5.2.1. Estrellas de baja masa: la cadena p-p
En estas estrellas hay un aumento muy rápido de la densidad hacia el centro de la
estrella. Se produce así un núcleo degenerado: se puede aumentar P sin disminuir
V. (La contracción de la proto-estrella se para). La temperatura resulta uniforme
debido a la buena conducción del calor. Comienza a quemarse H para formar He y
la capa intermedia crece poco a poco. La envoltura es convectiva, fría y opaca
mientras que el núcleo es radiativo. La capa intermedia aumenta así poco a poco su
tamaño. El núcleo degenerado se convierte de repente en un núcleo no-degenerado
inestable. Esto es el flash de helio que produce una expansión. Son estrellas estables
pues el ciclo p-p es poco sensible a T, con regiones sin mezclas y T uniforme debido
al núcleo radiativo que transmite bien el calor
E
Núcleo radiativo
Envoltura convectiva
5.2.2. Estrellas de masa intermedia
Si la masa supera el límite de 4 Msun, se empieza a desarrollar un núcleo
degenerado de C antes del flash de carbón. Si la masa es pequeña (m<mw) no se
quema el C y el material final está degenerado. Después experimentan una fase
AGB y eyectan materia (vientos). Finalmente se produce una enana blanca con un
núcleo de CO. Si la masa supera el segundo límite, (m>mw) se quema el CO y se
produce N. Se producen hasta 3 episodios convectivos de dragado que mezclan el
material. Hay inestabilidades y pérdidas de masa y mueren como nebulosas
planetarias. Debido a los fenómenos de dragado, los elementos sintetizados suben a
la superficie.
Los fenómenos de dragado se producen en la frontera entre la región convectiva y
la no convectiva, en la que hay un balance de presiones de modo que
∇rad = ∇adiab
A partir de esta condición puede calcularse la velocidad y la aceleración de un
elemento esférico de diámetro Λ movido por las fuerzas de convección. Dicho
elemento se mueve, como se ve en la siguiente figura, hasta cumplir dicha condición
pero sobrepasa la frontera debido a la inercia, esto se llama elemento overshooting.
Se moverá una longitud de mezclado (mixing length) λp hasta que se mezcle con el
medio:
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Tema 6. Evolución química de galaxias
λp =
d ln P ρ g
=
dr
P
Normalmente
Λ
λP
= 1.5 − −2
A esta teoría se le suele llamar
teoría del mixing length
La eyección de elementos al medio interestelar se produce a través de vientos en
las fases RGB y AGB. En estas etapas se produce un enriquecimiento de la corteza
por los fenómenos de dragado, especialmente durante la fase de pulsos térmicos TPAGB, y por la aparición del HBB. De acuerdo con las condiciones físicas
determinantes de la fase TP-AGB estos procesos se pueden resumir de la siguiente
manera: (Marigo 2000)
El tercer dragado determina el enriquecimiento superficial principalmente
de 4He, 12C y 16O. El proceso es más eficiente a bajas metalicidades.
El HBB opera a través del ciclo CNO, de forma que aumenta la abundancia
superficial de 4He y 14N. El proceso es más eficientes para mayores masas y
bajas metalicidades.
La pérdida de masa es generalmente menos eficiente cuando aumenta la
metalicidad. Las bajas tasas de pérdidas de masas se corresponden con
mayores tiempos en las fases de TP-AGB, y, por tanto, mayor número de
eventos de tercer dragado y mayor duración de la fase de HBB.
5.2.3. Estrellas masivas
El H se va convirtiendo en He, que se va añadiendo al núcleo, hasta que se viola
el límite de Schoenberg-Chandrasekhar. Entonces éste empieza a contraerse
rápidamente En ese momento comienza la ignición del He, antes de que el núcleo se
haga degenerado de manera que no hay problemas de inestabilidad. Hay una zona
interna con un núcleo convectivo inestable y una envoltura externa radiativa
estable. Hay reacciones del ciclo CNO y, además, reacciones 3α que producen
4
α
α
α
α
He↔ 8 Be↔12C ↔16O ↔ 20 Ne
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Tema 6. Evolución química de galaxias
elementos a partir del 16O:
A medida que la evolución va avanzando, se van formando capas de los
sucesivos elementos hasta el Fe, que queda en el centro de la estrella con un
gradiente de composición o estructura de cebolla.
Cuando el material para la fusión se ha consumido, se produce un colapso
gravitatorio: SN II, quedando una remanente que es una estrella de neutrones. De
manera que a los productos de nucleosíntesis evolutiva hay que sumar los que se
producen durante la explosión de la supernova. En este caso hay que tener también
en cuenta que los elementos que se producen no siempre son eyectados pues a veces
se vuelven a caer sobre la remanente. Los yields de nucleosíntesis explosiva más
comúnmente utilizados son los de Woosley & Weaver (1995). Los elementos
principalmente producidos son oxígeno, silicio, magnesio, calcio, neón, azufre y
argón.
A-110
Tema 6. Evolución química de galaxias
Hay que tener en cuenta que la evolución de las estrellas masivas depende
crucialmente de la pérdida de masa por vientos que ocurre a lo largo de su evolución
principalmente para estrellas de masas m > 25 Msun
En ese caso, el núcleo de CO se hace menor y, por tanto, se formarán menos
elementos y la explosión de SN dispone de menos masa para convertir en otros
elementos. Lo que ocurre es que estas estrellas eyectan más C y menos O. La parte
que queda, sin H ni He se llama estrella WR.
Por tanto, los yields o productos eyectados por las estrellas masivas dependerán de
la pérdida de masa que, a su vez depende de la metalicidad de la estrella. Se ha visto
que cuanto mayor sea ésta, mayor la pérdida de masa en vientos y así la producción
de oxígeno disminuye a costa de la del carbono que aumenta. Esto puede verse en la
gráfica de Maeder:
Por tanto, para obtener los elementos eyectados por las estrellas masivas, hay que
sumar a los yields debidos a vientos, los correspondientes a nucleosíntesis
explosiva. Para ello hay que calcular qué masa del núcleo de CO queda tras los
vientos y sumar los de explosiones correspondientes a una masa del CO como esa.
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Tema 6. Evolución química de galaxias
5.2.4. Estrellas binarias: supernovas tipo Ia
Estas SN se producen dentro de un sistema binario, en la que la componente más
evolucionada es una enana blanca de C-O, que acreta masa de su compañera. Se
produce así una deflagración nuclear. Cuando la densidad de la enana blanca
alcanza aproximadamente 4 x 10 9 g. cm-3, el núcleo a 108 K de temperatura, se
desliga del resto, que empieza a quemarse. El frente se propaga por conducción de
electrones a velocidad subsónica produciendo una deflagración. La disminución de
la densidad y el aumento de la temperatura después del frente crea una turbulencia
que lleva una coalescencia de todas las fases de combustión que afecta también al
núcleo central. La onda de presión que precede al frente eyecta la estrella sin dejar
sin dejar ningún resto. Las SN-Ia se encuentran en todos los tipos de galaxias, y no
están asociadas especialmente a regiones con formación estelar reciente. De cara a
nuestro trabajo, el aspecto más importante de las SN-Ia es la gran cantidad de hierro
que eyectan, que llega a 0.6 Mo.
Resumiendo, las estrellas producen elementos distintos según su masa estelar:
•
•
•
•
Las estrellas de baja masa (m < 4 Msol) producen solo He
Las estrellas de masa intermedia (4 <m< 8 Msol) producen C y O, y,
dependiendo de la metalicidad, una cierta cantidad de N
Renzini & Voli (1981)
Marigo et al (1996,1997,2001)
Buell (1997)
Las estrellas masivas producen elementos como O, Ne, Mg, Si, S, Ca
Woosley & Weaver (1995)
Maeder (1992)
Portinari (1998)
Las explosiones SN-I producen Fe (Nomoto W7)
5.3. Los datos observados
Las observaciones relativas a la evolución química no son únicamente aquellos que se
refieren a abundancias de elementos, sino todos aquellos que están relacionados con la
evolución del medio y que hacen que se produzcan más o menos cantidad de éstos. Por
tanto, describimos a continuación las observaciones y resultados relativos a:
•
•
•
•
•
•
•
Abundancias químicas en estrellas
Abundancias en el medio interestelar (regiones HII)
Distribuciones de gas atómico y molecular
Distribuciones de masa estelar
Tasas de formación estelar
Distribuciones de metalicidad
Los elementos ligeros: He, D, B,Li, Be
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Tema 6. Evolución química de galaxias
Para ordenar mejor la información presentaremos estos datos partiendo de la vecindad
solar y yendo hacia regiones paulatinamente mayores o más alejadas.
5.3.1. La vecindad solar
Los datos esenciales para la evolución química de nuestra región son las
abundancias solares. Estas abundancias se pueden obtener de la cromosfera solar o
también de la condritas que llegan con los meteoritos. Así hay normalmente dos
tablas a la vez con las abundancias meteoríticas y cromosféricas.
Estas abundancias serán las primeras que tiene que reproducir un modelo de
evolución química, e incluso, antes que éste, son usadas como calibración de los
modelos estelares. Las abundancias solares que presentamos en la tabla han sido
recientemente publicadas por Grevesse & Sauval (1998).
Otros datos básicos de la vecindad solar son los de
la siguiente tabla:
Σ gas = 7 − 13 M Θ pc 2
Σ estrellas = 8 . 5 ± 5 M Θ pc 2
Σ T = 71 M Θ pc 2
SN
I
SN
II
= 0 . 17 − 0 . 87 / centuria
= 0 . 52 − 0 . 22 / centuria
H
He
D
He
C
O
N
Ne
Mg
Si
S
Ca
Fe
0.735
0.248
0.48e-4
0.29e-4
0.292e-2
0.795e-2
0.856e-3
0.177e-2
0.671e-3
0.730e-3
0.503e-3
0.674e-4
0.130e-2
SFR = 2 − 10 M Θ pc 2 Gyr
⋅
Σ inf = 0 . 3 − 1 . 5 M Θ pc 2 Gyr
referidos a densidades de masa de estrellas y gas, tasas de supernovas y tasa de
entrada de gas o infall.
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Tema 6. Evolución química de galaxias
En cuanto a la propia evolución química hay dos relaciones esenciales que fueron
obtenidas de datos hace ya más de 30 años: la distribución de metalicidad y la
relación edad-metalicidad. La primera, n(Fe), se obtuvo a partir de estrellas G
cercanas con las que fue fácil estimar su metalicidad. Reproducir esta distribución,
mostrada en la próxima figura, ha sido uno de los hitos fundamentales de los
modelos de evolución química, pues muestra un problema, conocido como el
problema de las enanas G (G-dwarfs). Estas estrellas parecen tener metalicidades
más altas de lo esperado, es decir, que no existen estrellas poco metálicas. Uno
pensaría que al principio de la evolución, se deberían haber formado este tipo de
estrellas, ya que el medio aún no se había enriquecido con los materiales de las
propias estrellas, al no haber muerto aún la primera generación. Esta distribución ha
sido recientemente re-estimada por Chang eta l (1991) con similares resultados.
La segunda relación, mostrada a continuación, muestra el aumento de la
metalicidad desde los primeros Ga. Ya en el tiempo t = 1 Ga, el valor de la
metalicidad, medido como [Fe/H] es mayor de -1, de acuerdo con la gráfica
anterior. Esta gráfica muestra bastante acuerdo entre los diversos autores que la han
medido, de manera que puede considerarse bastante segura. Así, tenemos los datos
originales de Twarog (1980) estimados con fotometría uvby-β. Vandenberg reexaminó esos mismos datos con resultados similares. Carlberg et al. (1988) utilizó
otra vez la misma muestra, excluyendo el 50% de las estrellas de baja metalicidad,
de manera que sale más plana. Meusinger et al. (1991) repitió el proceso con los
datos de Twarog y le salía igual. Edvardson et al (1993) obtuvieron su propia
muestra con un gran número de estrellas, y el promedio sale similar pero la
dispersión es mucho mayor. Únicamente Ng & Bertelli (1997) obtienen un aumento
menor con el tiempo y una gran dispersión. Carraro et al (1998) hacen una
estimación similar a partir de datos de cúmulos abiertos con conclusiones parecidas.
Es decir, que sólo recientemente se han obtenido datos que parecen demostrar que
esta relación no es tan clara, debido fundamentalmente a la enorme dispersión
encontrada en dicha metalicidad.
A-114
Tema 6. Evolución química de galaxias
Algo que conviene conocer para saber como afecta la evolución a los elementos
químicos es la historia de la formación estelar. Esta fue también obtenida por
Twarog (1980) con los mismos datos que la relación edad-metalicidad. Según estos
datos, la formación estelar tuvo un máximo en 2-3 Ga y luego decreció más o
menos exponencialmente hasta ahora.
Recientemente, sin embargo, se ha estimado (Rocha-Pinto & Maciel) como una
función en brotes separados, más parecida a lo que se obtiene de simulaciones
hidrodinámicas de formación de galaxias. Sin embargo, el máximo valor sigue
estando alrededor de 3 Ga, y depués los sucesivos picos han tenido intensidades
paulatinamente menores en promedio. De manera que los datos de Twarog (1980)
no están tan alejados de esta curva.
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Tema 6. Evolución química de galaxias
5.3.2. El disco galáctico: distribuciones radiales
5.3.2.1.Las densidades de gas
El disco galáctico nos permite obtener distribuciones de datos a lo largo de él,
es decir, ver que variaciones hay para diferentes distancias galactocéntricas.
Estas distribuciones se refieren a las abundancias de los diferentes elementos,
medidas en estrellas o en regiones HII, o también a las cantidades de gas,
atómico y molecular, estrellas, y supernovas, o tasa de formación estelar. Todas
estas cantidades son fuertes límites observacionales para los modelos de
evolución química como veremos después.
Como ya vimos en el tema 1, las cantidades de las componentes gaseosas se
pueden estimar a partir de la línea de 21 cm del HI, y de la línea de CO (que
emite como consecuencia de las colisiones con el H2). Las estimaciones de HI
son bastante fiables y precisas, mientras que las de H2 son altamente inciertas,
dadas la incertidumbre aún existentes en el factor de calibración necesario para
transformar la ICO en masas de hidrógeno molecular.
El hidrógeno atómico tiene una densidad media de 4 Mo/pc2, con un máximo
entre 10-12 kpc según los diferentes trabajos. El hidrógeno molecular muestra
una distribución decreciente desde los 4-5 kpc, dónde muestra un máximo, y en
el interior a éste tiene un descenso brusco hacia 0. El valor de la densidad en el
máximo es, sin embargo, poco preciso pues hay autores que dan 16 Mo/pc2,
mientras que para otros es tan bajo como 2 Mo/pc2. Esta distribución es similar
al de otras galaxias de tipo temprano, pero no como la de las galaxias más
tardías que muestran un máximo en el centro.
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Tema 6. Evolución química de galaxias
5.3.2.2.La tasa de formación estelar
En cuanto a la tasa de la formación estelar (SFR), no hay datos muy recientes
pero los que existen parecen indicar un aumento exponencial hacia el centro con
un máximo alrededor de 4-5 kpc. Parece que puede haber un decrecimiento
hacia el centro, similar al observado para el hidrógeno molecular. Este
aplanamiento de la curva en las zonas internas para la SFR se ha observado
también en otras galaxias espirales
5.3.2.3.Los gradientes de abundancia
Los gradientes de abundancia son una característica de los discos de espirales
en general, y de nuestra galaxia en particular. Dicha característica es conocida
desde hace más de 30 años, cuando se observó que la abundancia de oxígeno,
medida a partir de líneas de emisión de regiones HII, aumentaba hacia el centro
galáctico de manera que la representación logarítmica podía ajustarse a una
recta con una pendiente negativa.
Se ha comprobado que estos gradientes existen para todos los elementos,
aunque con diferentes valores para cada uno de ellos, siendo el de Fe mucho
mayor que el del oxígeno. También el del N parece bastante distinto. Para los
elementos α, como oxígeno, magnesio, silicio, etc. hay, además, un acuerdo
bastante bueno entre los valores obtenidos con regiones HII, con nebulosas
planetarias y con estrellas jóvenes tipo B. Esto ha sido un logro reciente, pues
hasta que no se han desarrollado modelos de atmósferas NLTE con suficiente
precisión, las abundancias estelares mostraban distribuciones esencialmente
planas frente a las de las regiones HΙΙ. El gradiente de la abundancia de oxígeno
se estima hoy día entre -0.055 y -0.065 dex/kpc. En general hay una gran
dispersión, mayor que el error de las medidas, alrededor de la línea del gradiente
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Tema 6. Evolución química de galaxias
Existe aún un gran debate acerca de la forma de estas distribuciones.
Normalmente se ajustan a una recta pero hay indicaciones de que en las zonas
internas (Smartt et al. 2000) es más plano (al menos para el oxígeno) al igual que
en las zonas externas.
A-118
Tema 6. Evolución química de galaxias
Asimismo está aún por determinar si los gradientes aumentan o disminuyen
con el tiempo. No hay muchos datos al respecto y, sin embargo, es una
característica que ayudaría a discriminar entre los diferentes escenarios que
predicen evoluciones distintas incluso obteniendo las mismas características
generales para el momento presente.
5.3.3. El halo y el bulbo
Para el halo y el bulbo también existen datos de abundancias elementales y
abundancias relativas entre elementos procedentes fundamentalmente de
observaciones de estrellas.
Las observaciones del halo muestran como característica distintiva una
sobreabundancia de elementos α frente a la abundancia de hierro [Fe/H]. Esto se
explica por una formación estelar muy temprana y corta en el halo, de manera que
las estrellas al crearse pudieron incorporar los elementos eyectados por las
generaciones previas de estrellas masivas, de vida corta, pero no pudieron
incorporar el hierro procedente de estrellas de menor masa y más larga vida. La
sobreabundancia de hierro parece mostrar un plateau en [α/Fe] = +0.5, aunque
datos recientes con mediciones que se basan en las líneas del triplete OHI, en lugar
de en las líneas de OH del IR, indican una tendencia a aumentar hasta +1 para
metalicidades inferiores a -1.
Parece, por tanto, que esta sobre-abundancia ocurre en poblaciones en las que las
estrellas se crearon antes de que aparecieran las primeras SN-I´s. Esto es igualmente
aplicable al bulbo, donde también hay sobre-abundancias [α/Fe] e incluso a las
galaxias elípticas dónde, como vimos en el tema 4, parece que hay mayor
abundancia de magnesio que de hierro.
Para el halo también se conoce la relación edad-metalicidad, así como las
abundancias de los cúmulos globulares del halo, en general subsolares.
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Tema 6. Evolución química de galaxias
Del bulbo conocemos abundancias de estrellas y de nebulosas planetarias.
Asimismo se ha podido determinar la distribución de metalicidad que tiene un
máximo en [Fe/H] = -0.2, aproximadamente. También hay datos sobre la densidad
de gas en el bulbo que es aproximadamente la del disco para hidrógeno atómico y
mucho menor para el molecular.
5.3.4. Otras galaxias espirales e irregulares
También en otras galaxias espirales se han observado gradientes de abundancia,
generalmente obtenidos a partir de observaciones en regiones HII, aunque en algunas
galaxias cercanas, como M33, también se han visto esos gradientes con estrellas.
Además hay datos acerca de la cantidad de gas, y estimaciones de la SFR y de la
masa en estrellas (distribuciones radiales de brillo). De manera que en general
tenemos:
•
•
•
•
• Distribuciones de gas atómico y molecular
• Distribuciones de tasa de formación estelar (Hα)
Gradientes de abundancias (O/H, regiones HII)
(Distribuciones radiales de índices espectrales Fe5270 y Mg2)
Variaciones de los gradientes según el tipo morfológico y la
luminosidad de la galaxia
Variaciones relativas de elementos
5.3.4.1.Distribuciones de gas en otras galaxias espirales e irregulares
Suelen mostrar el mismo tipo de apariencia que en la Vía Láctea aunque el
máximo está más o menos cerca del centro según lo evolucionada que esté la
galaxia. Únicamente las galaxias de baja masa tienen distribuciones con
máximos centrales similares a las del gas molecular
A-120
Tema 6. Evolución química de galaxias
Las distribuciones de gas molecular suelen mostrar una distribución
diferente según sea la galaxia barrada o no barrada, según el esquema
siguiente:
Es decir, que son similares a exponenciales en las partes externas, aumentando
hacia el centro hasta alcanzar un máximo en un radio cercano a aquel en el que
la curva de rotación llega a su valor de estabilización. En la parte interna a este
radio disminuye, a no ser que haya una barra, en cuyo caso vuelve a aumentar.
Este comportamiento es similar al de la Vía Láctea.
5.3.4.2.Distribuciones de la tasa de formación estelar en otras galaxias espirales
e irregulares
Estas distribuciones, mostradas en la figura siguiente, han sido obtenidas por
Kennicutt (1989) y por Martin & Kennicutt a partir del flujo de Hα, que se
supone emitido por las estrellas masivas recientes. Existen galaxias con
distribuciones más o menos exponenciales, pero también las hay que son más
bien planas, o incluso con decrecimientos en las partes internas. No parece
haber uniformidad.
A-121
Tema 6. Evolución química de galaxias
5.3.4.3.Distribuciones de abundancias en otras galaxias espirales e irregulares
Las distribuciones de abundancia muestran el mismo tipo de gradientes que en
nuestra galaxia. Los valores de estos gradientes parecen depender del tipo
morfológico, siendo menores en valor absoluto para las galaxias de tipo
temprano. Esto se explica como un efecto evolutivo en un escenario in-out, que
hace que las zonas centrales formen estrellas antes y a mayor tasa que en las
zonas externas del disco, haciendo así que haya mayor producción de elementos
en el interior. A medida que la evolución avanza, también las zonas externas
alcanzan tales abundancias, decreciendo el gradiente.
Esta dependencia con el tipo morfológico, sin embargo, parece desaparecer
para las galaxias más irregulares o de menor masa, es decir, que las galaxias
menos evolucionadas tampoco muestran ningún gradiente o es menor que el de
las galaxias tardías tipos Sc,y Sd
Las galaxias barradas muestran asimismo distribuciones de abundancia casi
planas. Esto se interpreta como debido al efecto de la barra que provoca la
aparición de flujos radiales de gas que pueden diluir cualquier gradiente
existente, aunque también pueden producir una mayor inclinación en las zonas
cercanas al centro.
5.3.5. Correlaciones con características de galaxias
5.3.5.1. La relación masa-metalicidad
Una de las correlaciones más importantes que afecta a toda la secuencia de
Hubble es la llamada relación luminosidad-metalicidad. Esta relación muestra
abundancias características más altas para las galaxias más luminosas y es
A-122
Tema 6. Evolución química de galaxias
conocida desde hace tiempo. Teniendo en cuenta la relación de Tully-Fisher que
relaciona la velocidad de rotación con la luminosidad, está claro que significa la
existencia de una relación de la metalicidad con la masa de la galaxia, en el
sentido de que las galaxias más masivas tienen abundancias más altas.
Recientemente se han incluido las galaxias menos luminosas, generalmente
galaxias de baja masa, y parece que siguen la misma tendencia, aunque no hay
un acuerdo generalizado sobre si la pendiente es la misma o si, por el contrario
la relación es más plana.
OH frente a MB
10,00
9,50
9,00
8,50
8,00
7,50
Garnett et al 1997
Skillman et al. 1989
Ronback & Bergvall 1995
Ritcher & McCall 1995
Hidalgo & Oloffson 1998
VanZee 1998
Zaritsky et al 1994
7,00
-26
-24
-22
-20
-18
MB
-16
-14
-12
-10
5.3.5.2.La relación (N/O) vs (O/H)
La abundancia relativa de un elemento frente a otro nos da información sobre
la formación estelar teniendo en cuenta que cada uno de ellos aparece cuando la
estrella que lo produce muere. Esto ocurre antes para las estrellas masivas y por
eso los elementos por ellas eyectados aparecen pronto en el medio interestelar
en comparación con otros, como vimos con la relación de los elementos frente
al hierro: [α/Fe] vs [Fe/H] en el bulbo o en el halo.
Con el nitrógeno pasa algo similar. Durante años ha habido poco acuerdo
acerca de qué tipos de estrellas lo producían, y sobre todo si era un elemento
primario o secundario. Los elementos primarios aparecen como consecuencia de
la fusión nuclear en la estrella, mientras que los secundarios necesitan una
semilla previa de otro elemento en la estrella. En el caso del N se necesita que
haya C en la estrella para poder ser creado. Las abundancias de elementos
primarios en relación con otro elemento no muestran ningún aumento cuando la
abundancia de este segundo aumenta, mientras que si [X/Y] aumenta al hacerlo
[Y/H], se supone que X es un elemento secundario.
A-123
Tema 6. Evolución química de galaxias
En el caso de nitrógeno, los datos muestran las dos tendencias: (N/O) es plano
para abundancias bajas como si fuese primario y luego empieza a aumentar con
la metalicidad como si fuese un elemento secundario. Por otra parte, los
elementos N y O son eyectados por estrellas de masas distintas. El nitrógeno es
un elemento eyectado principalmente por estrellas de masa intermedia
(4<M<8Msol),de manera que debe aparecer después que el oxígeno y la relación
[N/O] no debería ser una recta de pendiente 0. Así ocurre en las galaxias
brillantes espirales normales. Las galaxias enanas poco evolucionadas muestran
un comportamiento primario. Esto no tiene aún una explicación adecuada pues
se supone que el N que eyectan las estrellas masivas es de tipo secundario, así
que se han ideado varias hipótesis. Por ejemplo, si la tasa de formación estelar
depende de la densidad del gas con eficiencias diferentes en galaxias de baja
masa que en las más luminosas, se puede obtener un plateau en el log(N/O)
después de la subida inicial. Tras el comportamiento primario esperado de las
estrellas de masa intermedia, aparecería el N secundario de estas mismas
estrellas (Henry et al 2000).
El Carbon es un elemento primario y que procede de estrellas masivas como el
oxígeno. Sin embargo, la metalicidad hace variar enormemente la estructura de
la estrella de manera que cambia el yield del C. Este hecho hace que su
comportamiento sea pseudo-secundario. El número de datos aumentó
considerablemente en la última década.
A-124
Tema 6. Evolución química de galaxias
5.4. Modelos analíticos de evolución química
5.4.1. Introducción y objetivos
Los modelos de la evolución química tratan de explicar la distribución de
elementos químicos en las galaxias, incluyendo todas las observaciones descritas, es
decir, variaciones radiales de abundancia, distribuciones de metalicidad variaciones
de abundancias relativas de elementos, además de todas las cantidades relativas a
masas de gas y estrellas y tasas de formación estelar, o correlaciones de diversos
tipos observadas.
Los procesos que gobiernan la evolución química son, como veremos más
detenidamente, la formación estelar, la núcleosíntesis en el interior de las estrellas,
la pérdida de masa en estrellas durante su evolución, y muerte, y los intercambios de
materia (gas) con el exterior.
De la comparación de sus resultados con las observaciones se obtiene información
sobre la posible función inicial de masa y su constancia, la tasa de formación estelar
tanto en el momento presente como en el pasado, los límites a la pérdida de masa en
estrellas, los posible valores de χ (conversión de CO a H2), el valor de la longitud
de mezclado o los orígenes nucleosínteticos de los elementos (si el nitrógeno es
primario o secundario...).
Existencia de caída de gas
Condicione
s
Escenario
de
Hipótesis de
SFR ψ (t) y FIM Φ(m)
Mtot de gas en t=0
RESOLUCIÓN DEL
SISTEMA DE ECUACIONES
evolución
estelar
vidas medias
yields p
RESULTADOS:zm
•Cantidad de gas, masa en estrellas y masa total (g,s,m)
•Abundancias de 15 elementos Xi, y total Z
•Abundancias relativas [X/Y]
•Historia de la formación estelar ψ (t)
•Relación edad-metalicidad Z(t)
A-125
comparación
con datos
observados
Tema 6. Evolución química de galaxias
Por tanto, los ingredientes de un modelo de evolución química van a ser, tal y
como se explican en el esquema:
• Condiciones iniciales:
o masa total
o masa de gas
o abundancias primordiales
• Función inicial de masa (IMF):
• Formación estelar: las diferentes leyes posibles
• Los yields estelares (dependencia con Z)
• Existencia de posibles entradas o salidas de gas
• El escenario galáctico: la formación y la evolución
5.4.2. Ecuaciones básicas.
Las ecuaciones que se plantean son simples ecuaciones diferenciales que describe
el paso de una fase de materia a otra, es decir, que habrá gas que se convierta en
estrellas, estrellas que al morir eyectan gas, etc. Estas ecuaciones son:
dM
= f
dt
dMs
=Ψ−E
dt
dMg
= −Ψ + E + f
dt
M = Ms + Mg
f= flujo neto de gas (puede ser 0 )
M= masa total del sistema
Ψ=SFR (tasa de formación estelar)
E= tasa de eyección de masa por parte de las estrellas
Ms=masa en forma de estrella
Mg= masa de gas
Cada estrella pierde masa después de un tiempo de vida τm, quedando una
remanente de masa ωm, de manera que la eyección total de todas las estrellas está
determinada por:
∞
E (t ) = ∫ (m − ω m )Ψ (t − τ m )Φ (m)dm
mt
siendo (m-ωm) la masa eyectada por cada estrella, Ψ(t-τm), el número de estrellas
formadas en el tiempo (t- τm) y que están ahora eyectando su masa después de haber
vivido ese tiempo τm, y Φ(m) , la función inicial de masa, o número de estrella de en
cada intervalo dm.
Además de eso, se definen, la fracción de retorno:
∞
R = ∫ (m − ω m )Φ (m)dm
m1
A-126
Tema 6. Evolución química de galaxias
y el yield estelar:
∞
y=
1
mp z ,m Φ (m)dm
1 − R m∫
donde pz,m es la fracción de metales Z eyectada por una estrella de masa m
La ecuación que describe la evolución temporal de los metales es:
d ( ZMg )
= − ZΨ + Z f f + − Z w w + E z
dt
siendo:
1) ZΨ los metales que se van al formarse la estrella
2) Zf f es la masa en metales que llega con el gas f que entra
3) Zw w es la masa en metales que se va con el flujo de gas w que sale
4) Ez es la cantidad de metales que eyectan los metales al morir
∞
EZ = ∫ mp z ,m Ψ (t − τ m )Φ (m)dm +
mt
∞
∫ (m − ω
m
− mp z ,m ) Z (t − τ m )Ψ (t − τ m )Φ (m)dm
mt
En esta ecuación hay dos términos, uno corresponde a los metales nuevos creados,
y la segunda parte son metales que ya estaban en el gas primitivo del cual se creó la
estrella.
Lo primero que se intenta es resolver el sistema a base de aproximaciones para
poder resolverlo analíticamente. Los modelos analíticos más conocidos son:
•
•
•
•
El modelo simple (una zona + Ira)
Modelo de Pagel (dos zonas con retardo ∆)
Modelos de Clayton con infall exponencial en el tiempo
Modelo Sommer-Larsen
5.4.3. El modelo simple de caja cerrada
El llamado modelo simple de caja cerrada es el más simple de los modelos
analíticos. El modelo simple hace varias hipótesis para simplificar el sistema de
ecuaciones de modo que pueda resolverse analíticamente:
A-127
Tema 6. Evolución química de galaxias
1)Aproximación de reciclaje instantáneo: después de un tiempo t, una masa
de estrellas tendrá dos tipos de estrellas:
a) de masa m>m1 que tendrán τ=0 o sea que mueren según nacen
b) de masa m< m1 con τ= ∞
2)La masa expulsada será M(1-R)
3)La masa en nuevos metales será y(1-R)
4)El sistema es cerrado f=0
5)Una sola región con gas no enriquecido
6)Todos los metales eyectados se diluyen instantáneamente en el medio
interestelar
De manera que:
⇒ E (t ) = ∫ (m − ω m )Ψ (t − τ m )Φ (m)dm
= ∫ (m − ω m )Ψ (t )Φ (m)dm =
Ψ (t ) ∫ (m − ω m )Φ (m)dm = Ψ (t ) R
Por tanto, el sistema de ecuaciones queda:
dM
=0
dt
dMg
= −(1 − R )Ψ (t )
dt
dMs
= Ψ (t ) − E (t ) = Ψ (t ) − RΨ (t ) = Ψ (t )(1 − R )
dt
d ( ZMg )
= − ZΨ (t ) + E z (t )
dt
Por otra parte, el término Ez queda como sigue:
∞
∞
mt
mt
EZ = ∫ mp z ,m Ψ (t − τ m )Φ (m)dm + ∫ (m − ω m − mp z ,m ) Z (t − τ m )Ψ (t − τ m )Φ (m)dm =
∞
∫ [(m − ω
m
− mp z ,m ) Z (t ) + mp z ,m ]Ψ (t )Φ (m)dm =
mt
Z (t )Ψ (t ) ∫ (m − ω m )Φ (m)dm + Ψ (t ) ∫ mp z ,m (1 − Z (t ))Φ (m)dm =
Z (t )Ψ (t ) R + Ψ (t )[1 − Z (t )](1 − R ) y
A-128
Tema 6. Evolución química de galaxias
Si Z es pequeño: Z<< 1 entonces
E z (t ) = RZ (t )Ψ (t ) + Ψ (t )(1 − R ) y
Y por tanto:
d ( ZMg )
= − Z (t )Ψ (t ) + RZ (t )Ψ (t ) + Ψ (t )(1 − R ) y ⇒
dt
dZ
dMg
dZ
Mg
+Z
= Mg
− (1 − R )Ψ (t ) Z (t ) = −(1 − R)Ψ (t ) Z (t ) + Ψ (t )[1 − R ]y
dt
dt
dt
dZ
dMg
⇒ Mg
= y (1 − R)Ψ (t ) = − y
⇒
dt
dt
M
Z = y ln
= y ln µ −1
Mg
Esta última ecuación es la conocida como solución del modelo simple de caja
cerrada (cuando no hay entrada de gas, f=0). Las predicciones del modelo son
fundamentalmente dos:
1.La abundancia es proporcional al yield
2.La relación de la abundancia y yield se da a través de la fracción de gas,
independientemente de la tasa de formación estelar
Pero tiene dos problemas importantes: a) el problema de las G-dwarfs ya descrito,
que no se observan las estrellas de baja metalicidad que se predicen con el modelo,
y b) que la relación de la abundancia y con la fracción de gas no produce el
gradiente radial de abundancias observadas, es decir que con el gradiente observado
en la fracción de gas no se reproduce un gradiente como el existente.
A-129
Tema 6. Evolución química de galaxias
Se han dado algunas posibles soluciones:
1.Infall de gas enriquecido o no
2.Yields que dependen de la metalicidad
3.Flujos radiales que sirvan para diluir o enriquecer la región que sea
4.Formación estelar que varíe con el radio
Y esto ha hecho que se desarrollen multitud de modelos siguiendo una o varias de
las hipótesis anteriores para comprobar si son las correctas y con ellas pueden
explicarse las observaciones.
5.4.4. El modelo simple de infall extremo
En este caso se supone que el infall o entrada de gas es capaz de compensar las
estrellas que se forman: =(1-R)Ψ
De este modo:
dMg
=0
dt
dMs
= (1 − R)Ψ
dt
dM
= f
dt
dZ
Mg
= − Z (1 − R )Ψ + y (1 − R)(1 − Z )Ψ
dt
Parece que tampoco este modelo resuelve los problemas de manera que surgieron
otros modelos intermedios en los que había entrada de gas pero siguiendo diferentes
leyes en el tiempo de manera que pudiera resolverse el problema de las G-dwarfs.
Por ejemplo, los modelos de Clayron o de Lynden-Bell son de éste tipo. A
continuación mostramos una figura con la distribución de metalicidad predicha por
los modelos de éste último para diversos parámetros M.
A-130
Tema 6. Evolución química de galaxias
Este parámetro indica por cuanto se multiplica la masa inicial como consecuencia
del infall. Obviamente para parámetros altos, el modelo se parecerá al modelo de
infall extremo.
5.4.5. El modelo de Pagel & Tautvasiene
Es un modelo de dos zona (halo + disco) en el que existe infall de gas que entra
desde el halo al disco, cayendo a una tasa ω(t)=cte=f(R). Se define una variable u
para simplificar el sistema:
t
u = ∫ ω (t´)dt´
0
Así quedan las ecuaciones como:
dS
dS
= ωg ⇒
=g⇒
dt
du
F
dg
+g=
ω
du
donde F es el flujo de masa que entra y g es:
u
g (u ) = e ( g 0 + ∫
−u
0
F
ω
eu´du´)
Cada generación de estrellas eyecta q1, una fracción de masa de elementos nuevos
y otra fracción q2 después de un retardo ∆, de modo que:
p1 =
p2 =
q1
α
q2
α
son los yields respectivos. La ecuación final queda como:
p1 g (u )
d
( gZ ) + gZ = {
p1 g (u ) + p2 g (u − ω∆ )
du
u < ω∆
u > ω∆
dividimos Z=Z1+Z2 siendo Z1 la abundancia de los elementos eyectados
instantaneamente y Z2 la de los los retrasados. Entonces:
A-131
Tema 6. Evolución química de galaxias
dZ1 F
Z1 = p1
+
du ωg
0


dZ 2 F
Z 2 =  p g (u − ω∆) 
+
du ωg
 2 g (u ) 
u ≤ ω∆
u > ω∆
siendo
F
K
=
ωg u + u 0
Suponiendo que FO=0.08, y poniendo como parámetros
p1O=0.7ZOxi
K=3, u0=1.3
Es decir, que se consigue una N(Fe) similar a la observada. Las abundancias
relativas de los elementos alfa siguen los comportamientos esperados y la relación
edad-metalicidad también parece adecuada:
A-132
Tema 6. Evolución química de galaxias
5.4.6. Modelos de Clayton
φ(m,t)=φ(m)
Ψ(t)=ωMg(t), lineal con SFR, ω=cte
Son modelos simples en los que
La componente del disco de la galaxia crece a medida que la materia cae. La masa
de la región puede aumentar varias veces su valor inicial. La tasa de infall decrece
con el tiempo. Se supone Zf = cte. y se usa la aproximación de reciclado instantáneo.
Mg (t ) = Mg 0 exp(−ωt + θ (t ))
t
t
0
0
θ (t ) = ∫ ω f (t´)dt´= ∫
f (t´)
dt´
Mg (t´)
θ = ω f ×t
siendo θ el número de ciclos de infall y ωf= es la tasa de llenado de gas con infall,
de modo que Mg aumenta si Θ(t) aumenta más deprisa que ωt.
Las soluciones son:
t
S (t ) = ω Mg 0 ∫ exp( −ω t´+θ (t´))dt´
0
t


Z − Z f = e −ϑ  y zω ∫ eθt ´dt´+ Z 0 − Z f 
0


que se representan en la figura. Vemos que Mg tiene un máximo y f tiene un
máximo. El máximo de f está adelantado respecto al de Mg(t) en 1/ω. No produce
gradientes en cantidad suficiente.
A-133
Tema 6. Evolución química de galaxias
5.5. Los modelos numéricos de evolución química
5.5.1. Como obtener gradientes radiales de abundancia
Cualquier modelo debe ser capaz de reproducir los gradientes de abundancia. Para
saber que posibilidades existen Gotz & Koppen hicieron un estudio teórico de las
ecuaciones:
∂µ
1 ∂
= f (r , t ) −
(rvg )
∂t
r ∂r
∂s
= Ψ (r , t ) − E (r , t )
∂t
1 ∂
∂g
(rvg ) ⇒
= −Ψ (r , t ) + E (r , t ) + f (r , t ) −
∂t
r ∂r
Suponiendo que se puede obtener la derivada en t del gradiente como:
exp(−t / τ f )
f (r , t ) = f 0
τ f (1 − exp(−TG / τ f )
f 0 = f 0 (r0 ) exp
(r0 − r )
r0
Ψ ( r , t ) = cn g n ( r , t )
∂ ln Z αyΨ  − ∂ ln Z d ln(αy ) ∂ ln(Ψ / g ) 
=
+
+


∂t
∂r
gZ  ∂r
dr

−
f ∂ ln( f / g ) ∂  Z f f
+ 
∂r
∂r  Zg
g
−
dv ∂ ln Z
∂ 2 ln Z
−v
dr ∂r
∂r 2



Es decir, que puede llegarse a tener un gradiente radial de abundancias si alguno de
estos términos depende del radio, por tanto se necesita alguna de estas posibilidades:
1.
2.
3.
4.
5.
Variación radial en FIM o yields
Variación radial en SFR
Variación radial en Z infall
Variación radial en infall
Efectos de flujos radiales de entrada o salida
A-134
Tema 6. Evolución química de galaxias
Se ha visto que en realidad estos últimos no son capaces de generar un gradientes,
solo de variarlo, aplanándolo o inclinándolo en caso de que ya exista. En realidad una
variación de la función inicial de masas por efecto de la metalicidad ya ha sido
propuesta, pero no parece que haya evidencias de que ésta sea así. En cuanto a los
yields, parece que dependen de r ya que dependen de Z, que a su vez aumenta en el
interior. Pero, aparte de que eso es lo que pretende conseguirse, resulta que los yields
cambian en sentido contrario: cuanto más metálica es la estrella menos metales
produce, y así ese término iría en el sentido contrario al necesario.
Por tanto, podemos decir que se necesita una de éstas hipótesis:
1. Variación radial de la SFR
i. Por c=c(r) si n=1
ii. Porque n>1 y g(r)
2. Variación radial en el infall
i. a)f=f(r)
ii. b)f=f0exp(-t/τ) y τ=τ(r)
En general, los modelos numéricos actuales usan ambas hipótesis, es decir, que hay
un infall que cambia con r, generalmente a través de un tiempo de colapso τ(r), que
varía con r. Sin embargo, las tasas de formación estelar suelen ser diferentes en cada
modelo, fundamentalmente porque el exponente de la ley de Schmidt de la SFR no está
bien determinado.
A-135
Tema 6. Evolución química de galaxias
5.6. Modelos numéricos
Pero estos dos escenarios, n=1 con c=c(r) o n>1 , dan historias evolutivas
completamente distintas, aún alcanzando el mismo gradiente final: en el primer caso el
gradiente va creándose con el tiempo, empezando con una distribución plana, mientras
que el segundo tipo de modelos tiene un fuerte gradiente en los primeros momentos y se
va aplanado después. Los modelos numéricos resuelven el sistema de ecuaciones
directamente, lo que permite utilizar todas los inputs que sean necesarios, por más
complicados que sean. Existen multitud de modelos de todo tipo que cambian en las
hipótesis utilizadas para la IMF, la SFR, los yields estelares, el escenario, etc. Pero,
según lo dicho en el apartado anterior, cualquier modelo numérico tendrá algunas de las
características citadas, como veremos en los ejemplos que describiremos a
continuación. Algunos de estos modelos son la base de los siguientes. Así, Lacey & Fall
(1983, 1985) utilizaron la conexión disco-halo como base para la entrada de gas,
aunque la tasa de infall era independiente del radio. Wyse & Silk (1989) usaron una
dependencia de la SFR con la masa total de la galaxia y dependiente de R. Matteucci
(1989) usó una conexión halo-disco pero además con una dependencia del infall con el
radio, y una dependencia de la SFR con el radio y con la masa total. Por último los
modelos de Díaz & Tosi (1985) fueron aplicados a otras galaxias externas.
Estos modelos además deben incluir ideas procedentes de otros campos, como la
interacción de asociaciones OB con el medio interestelar (Franco & Shore), los
mecanismos autorreguladores de formación estelar, que producen una inhibición de
formación estelar si hay muchas estrellas masivas (Parravano 1989) o la idea de que los
brotes de formación estelar están asociados a la acreción de gas (Vázquez & Scalo
1989). El modelo de Kenicutt (1989) de dependencia de SFR con el gas también debe
ser tenido en cuenta.
En cualquier caso una de las ventajas indudables de un modelo de evolución química
es que tiene en cuenta las diferentes vidas estelares de masa distintas, y eso hace que
cada elemento sea eyectado a una diferente velocidad, dando así lugar a modelos mucho
más realistas.
5.6.1. Modelo de Lacey & Fall (1983, 1985)
Este modelo tiene una conexión halo-disco, que es el origen de la caída de gas.
La escala de tiempo con la que cae es constante con R, pero la tasa de caída de gas
es variable a lo largo del radio. La SFR varía como gn con n=1 o n=1.5
f (r , t ) = µ 0 e −αt F (t )
F (t ) =
e
−t / τ f
τ f (1 − e
A-136
−T / τ f
)
Tema 6. Evolución química de galaxias
Para formar estrellas introducen un criterio de densidad umbral. Sólo se forman
estrellas cuando se acumula suficiente gas para satisfacer el criterio de inestabilidad:
Gµg ≥ 0.47σ g ( 2νm / r)
Por tanto, hay un retardo t(r) y al retrasar la formación estelar se ayuda a la
aparición de los gradientes de abundancia. Los resultados son que para formar un
gradiente, y al mismo tiempo reproducir las características observadas de gas,
estrellas y tasa de formación estelar a lo largo del disco, hace falta que, a) bien n=1
y τf = 5.5 Gaños, o b) n = 1.5 y τf = 3.5 Ga.
5.6.2. Modelos del grupo de Matteucci
También tiene dos componentes, halo y disco, con una Ψ =c(R)gn y n=1, 2 y
cte en el halo. La SFR depende de la densidad de masa total:
2 ( k −1)
 σ g (r , t ) 

Ψ (r , t ) = υ 
 σ t ( Rsol , t ) 
dGinf
= A(r ) exp(−t / τ (r ))
dt
τ (r ) = 0.5r − 1
σ ( r , tG )
A(r ) =
τ (r )(1 − e −tG /τ ( r ) )
k
 σ g ( r , tG )  K

 G (r , t )
 σ (r , t ) 
 g

Estos modelos reproducen los gradientes de abundancia y, además, fueron uno de
los primeros en mostrar las abundancias relativas de elementos para halo y disco
ajustando las observaciones:
O
C
N
A-137
Tema 6. Evolución química de galaxias
5.6.3. Modelos Koppen & Arimoto.
Es uno de los pocos modelos aplicados a otras galaxias espirales. En él el infall es
variable con el tipo morfológico. Se caracterizan por un parámetro b=τSFR/τacre de
modo que si b es grande, acreta más deprisa que gasta, como caja cerrada. Pero si
b< 0.3 no hay pico. Normalmente el máximo de la distribución de la metalicidad
está en Z=y, el valor del yield efectivo. La edad del sistema se refleja en el tiempo
que tarda en alcanzar este valor Z=y. Si T/SFR> 1 los sistemas están
evolucionados. Si la acreción es lenta no hay cola de baja metalicidad.
5.6.4. Modelo multifase
Incorpora muchos de los ingredientes de los modelos anteriores:
•
•
Conexión disco-halo: la caída del gas forma el disco como estructura secundaria
•
Intercambio de materia de unas fases a otras según los distintos procesos de
conversión
–Gas difuso forma nubes moleculares
–Nubes moleculares forman estrellas por colisiones
–Las estrellas masivas interaccionan con las nubes moleculares que
las rodean
Distintas fases o componentes de materia que se tratan separadamente:
–Gas difuso
–Gas molecular
–Estrellas masivas
–Estrellas de baja masa
–Remanentes
A-138
Tema 6. Evolución química de galaxias
–Devolución de gas al medio interestelar por los procesos anteriores
La tasa de formación estelar no depende directamente de la cantidad de gas,
sino que ocurre en dos fases: primero se forman las nubes de gas molecular y
después, debido a las colisiones de éstas, se forman las estrellas. Hay un
segundo mecanismo por el cual se forman estrellas al interaccionar las estrellas
masivas con las nubes moleculares que las rodean. Cada uno de estos
mecanismos tiene a su vez un modo de autorregulación pues parte de los
procesos sirven para destruir nubes que envían de nuevo el gas al medio. En el
halo se forman por una ley de Schmidt ineficiente.
La función inicial de masas utilizada es la obtenida por Ferrini, Palla & Penco
(1990) como consecuencia de un proceso de fragmentación de nubes:
La nucleosíntesis se ha tomado de:
1)Estrellas masivas de Woosley & Weaver (1995)
2)Estrellas de baja masa e intermedia de Renzini & Voli (1981)
3)Supernova tipo I de Nomoto, Thielemann & Yokoi (1984)
A-139
Tema 6. Evolución química de galaxias
Los resultados están de acuerdo con lo observado tanto en el disco como en el
bulbo galáctico, y, además, también producen buen acuerdo para galaxias espirales
de otros tipos morfológicos.
A-140