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AS 42A: Astrofísica de Galaxias
Clase #4
Profesor: José Maza Sancho
19 Marzo 2007
Cielo en el visible
Cielo en el IR cercano
Cielo en el IR lejano
Cielo en ondas de radio
( = 73,5 cm;  = 408 MHz)
El Disco Galáctico
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
El movimiento de las estrellas perpendicular al
disco indica que la masa oscura en el disco
galáctico es ~30% a 50% de la masa total del
disco.
Esto es, la masa oscura juega un pequeño
papel en el disco galáctico.
En el disco está la mayoría de la masa visible, el
gas y el polvo.
En el disco se están formando las estrellas.



En los brazos espirales se están formando
las estrellas.
Las estrellas masivas son miles de veces
más luminosas que el Sol.
Las menos masivas son miles de veces
menos luminosas que el Sol.
L  M 
  
Lo M 0 
3,5
Contenido estelar del disco:
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
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
Cúmulos abiertos:
Diámetros: 2 a 3 parsecs
Número de estrellas < 1.000
Están asociados a los brazos espirales
Se evaporan. La velocidad de escape en
ello es muy baja y las interacciones con
nubes moleculares y otras estrellas los
evaporan.
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
Las estrellas en el disco son población I.
Se pueden sub-dividir en:
i) Población de brazos espirales.
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Edad ≤ 100 x 106 años
Cúmulos jóvenes, asociaciones OB.
Ceféidas clásicas, de largo período.
Estrellas T Tauri
0,02 < Z < 0,04
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
ii) Población de disco delgado.
Edad ~ 1.000 x 106 años
Metalicidad: 0,005 < Z < 0,040
Incluye estrellas de más baja metalicidad.
|z| ≤ 500 pc
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
iii) Población de disco grueso:
Edad ≤ 10.000 x 106 años
Metalicidad: 0,002 ≤ Z ≤ 0,01
|z| ≤ 1 kpc
El disco grueso es una población
intermedia entre Pob. I y Pob. II
Contenido Gaseoso
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Gas interestelar
Masa (gas) ~ 10% Masa del disco.
Espesor del disco gaseoso ~ 300 pc
Está rodeado de una gas tenue más caliente.
Nubes y espacio entre nubes
Nubes más densas y frías
Espacio entre nubes más tenue y caliente.
Atomo de Hidrógeno
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Al pasar del estado paralelo al antiparalelo, el Hidrógeno neutro en el estado
fundamental emite un fotón de 21 cm.
La radiación de 21 cm es la herramienta
fundamental para estudiar el HI en nuestra
galaxia.
El disco gaseoso es plano hasta un radio
de 12 kpc.
A partir de ahí se pone alabeado.
Disco galáctico
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Alrrededor de un 25% de las galaxias
espirales tienen un disco alabeado
(warped discs).
El 50% de la masa de gas es gas
molecular (H2), con T ≤ 100 K; nubes
oscuras frías.
Si la radiación UV es alta las moléculas se
destruyen.
Si la temperatura es alta las moléculas
también se destruyen.
Tienen gas denso y polvo.
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
Las nubes moleculares contienen además
de H2, moléculas de CO, CS y otras más
complejas, como CH3CH2OH (etanol).
Se han encontrado docenas de moléculas
en el medio interestelar.
Polvo Interestelar
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
Si T es muy alta el polvo se sublima.
Todas las partículas se subliman con
T
> 2.000 K.
La temperatura típica del polvo es cercana
a 20 K.
A medida que las partículas de polvo se
calientan pierden el manto de hielo.
El polvo caliente es más pequeño.
T (K)
max(m)
1.500
2
600
5
300
10
30
100
20
150
Espectro infrarojo de fuentes de
la Vía Láctea
Sección transversal del disco
|z|
n(z)  noe
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
h
h : altura de escala
no: densidad en el plano galáctico.
A una altura de escala la densidad ha
disminuido en un factor “e”.
A 2 alturas de escala, en e2 = 7,4 (1/e2 = 0,135)
A 3 alturas de escala, en e3 = 20,1 (1/e3 = 0,05)
Disco Delgado
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
El espesor del disco delgado depende del tipo
espectral.
Estrellas G, K y M (el Sol incluido) se distribuyen
con una altura de escala de 300 pc.
Estrellas O y B tiene una altura de escala de
sólo 50 a 60 pc.
Las estrellas O y B son muy jóvenes, mientra
que las G, K y M del disco delgado cumbren un
amplio rango de edades; las más viejas tiene
mayor altura de escala.


Se cree que todas las estrellas se forman
en el plano y luego evolucionan
alejándose de él.
Las interacciones con nubes moleculares
gigantes, de 107 masas solares, van
“moviendo” las estrellas fuera del plano.
El Disco Grueso
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

Las estrellas G y K que pertenecen al disco
grueso tiene una altura de escala de 1.000 a
1.300 pc.
Las estrellas de disco grueso son mucho menos
común en el plano que las de disco delgado.
No se entiende bien el origen del disco delgado
y del disco grueso.
El disco grueso es más viejo que el delgado.
No está claro porqué no es un continuo en lugar
de dos poblaciones.

El Medio Interestelar (MIE)

En el caso del MIE podemos escribir:
|z|
(z)  o  e



h
h ~ 150 pc
El MIE está más concentrado hacia el plano que
las estrellas G y K del disco delgado
El MIE está menos concentrado que las
estrellas O y B.
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

Esto nos dice algo acerca de la tasa de
formación estelar.
Si la tasa de formación estelar fuese
proporcional a la densidad del gas, la escala de
las estrellas coincidiría con la escala del gas.
El hecho que las estrellas O y B estén más
concentradas hacia el plano indica que una
mayor densidad favorece la formación estelar.

Si expresamos la tasa de formación estelar
(SFR) en una sencilla ley de potencia
SFR  



n
Donde n > 1
Problema: Estimar el valor de n para estrellas
O,B.
BRAZOS ESPIRALES
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Al igual que las espirales externas, la Vía Láctea
presenta evidencias de poseer estructura
espiral en su disco delgado.
Trazadores de estructura espiral:
Los brazos espirales tienen una concentración
de objetos luminosos, no una concentración de
masa.
Las estrellas O, B viven muy corto tiempo y por
ello no pueden estar muy lejos de donde
nacieron.

El Sol ha dado 19 vueltas al centro galáctico;
una estrellas O, B, que viva 20 millones de años,
a 8,5 kpc del centro girará
2  r 2  8.500  206.265 150 10 6
P

 7,5 1015 (s)  240 10 6 (años)
v
220



Si en 240x106 años gira 360º
en 20x106 años gira 30º
Una estrella O, B, gira 1/12 de vuelta (30º) en
toda su existencia.
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El polvo interestelar dificulta o
simplemente impide la observación de las
estrellas en el óptico.
La radiación en 21 cm del Hidrógeno
neutro ayuda a trazar la estructura espiral
de la galaxia.
Trazadores de estructura espiral:
Nubes moleculares densas
Regiones HII
Cúmulos abiertos jóvenes
Asociaciones O, B.
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

Trazadores como regiones HII, nubes
moleculares densas y cúmulos
prominentes marcan, en la vecindad local,
tres franjas paralelas
Por dentro el brazo de Sagitario - Carina
El Sol en el brazo de Orión - Cygnus
Por fuera el brazo de Perseo