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AS 42A: Astrofísica de Galaxias
Clase #5
Profesor: José Maza Sancho
23 Marzo 2007
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.
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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
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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
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No está claro si Orión es un brazo con
todo derecho o sólo una interconección
entre dos brazos mayores (Orion spur;
“ramal” de Orión).
La siguiente figura muestra una visión
artística de la Vía Láctea. Hay también
evidencia de la presencia de una barra
que aquí no se muestra.
Dilema del Enrollamiento
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Dado que la Galaxia no rota como un
cuerpo rígido, si los brazos fuesen
“materiales” se enrollarían.
La estrellas que hoy están en los brazos
espirales no son población permanente de
los brazos.
Teoría de Ondas de Densidad
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C.C. Lin y Frank H. Shu, en los años sesenta,
propusieron la teoría de ondas de densidad para
explicar los brazos espirales.
Lin y Shu suponen un disco suave, axisimétrico,
en rotación diferencial. Ellos asumen que en tal
disco surgen zonas de mayor densidad. Ellos
argumentan que un patrón espiral puede ser
autosostenido.
Patrones de larga vida, de aumento de densidad
en el disco se han dado en llamar ONDAS de
DENSIDAD ESPIRAL.
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Una versión simplificada la constituyen
órbitas elípticas pero donde los ejes
mayores de las órbitas van girando
lentamente
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Las ondas de densidad rotan como un
sólido rígido pese a que todas las estrellas
y las nubes giran en forma diferencial.
El patrón espiral gira más lento que la
mayoría de las estrellas de la Galaxia.
Sólo en las partes externas del disco
puede haber co-rotación.
En la mayor parte del disco las estrellas
alcanzan al patrón espiral, entran en él por
la parte cóncava y salen por la parte
convexa.
Es gas es comprimido cuando entra
en el brazo y eso gatilla formación
estelar. Las estrellas así formadas
dan un brillo extra a los brazos
espirales.
 Los brazos espirales son el lugar
geomético de las zonas de formación
estelar.
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Halo estelar y Bulbo de la
Vía Láctea
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En el halo y en el bulbo la formación estelar
cesó hace mucho tiempo. Ahí se encuentran las
estrellas más viejas de la Galaxia.
El halo estelar consiste en estrellas de
población II antigua, de muy baja metalicidad,
con órbitas de gran inclinación respecto al plano
galáctico.
Las órbitas cortan el plano galáctico pero las
distancias entre las estrellas son tan grandes
que una colisión con estrellas del disco es muy
improbable.
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Recuentos estelares en el halo, en un
plano perpendicular a la dirección al
centro galáctico han mostrado que el halo
es un esferoide achatado.
La razón de ejes es: 1,0:1,0:0,8
El halo es un esferoide oblato.
Cúmulos globulares
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Alrededor del 1% de la masa del halo
estelar está en la forma de cúmulos
globulares.
Los cúmulos globulares contienen entre
104 y 106 estrellas.
Tienen un diámetro menor o igual a 50 pc
Hay entre 150 y 200 cúmulos globulares
en la Vía Láctea.
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La densidad estelar en el centro de un
cúmulo globular es de 104 estrellas/pc3,
una 105 veces la densidad estelar en la
vecindad solar (0,1 estrellas/pc3)
Problema:
A) Calcule la distancia promedio entre dos
estrellas en el centro de un C.G.
B) Calcule la distancia media entre dos
estrellas en la vecindad solar. Compare su
resultado con la respuesta anterior.
Distribución de Cúmulos
Globulares
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Los cúmulos globulares no se distribuyen
simétricamente alrededor del Sol; se concentran
hacia Sagitario.
Esto lo notó Harlow Shapley. En 1917 Shapley
propuso que el Sol estaba lejos del centro
galáctico, que se encontraba en la dirección de
Sagitario.
Los cúmulos con metalicidades bajas, Z < 0,003,
están asociados con el halo.
Harlow Shapley (1885-1972)
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Los cúmulos con metalicidades Z > 0,003 están
asociados con el disco grueso y presentan una
fuerte concentración hacia el centro galáctico
(bulbo) y el disco.
La mayoría de los C.G. están a menos de 20
kpc; hay unos pocos más allá de 37 kpc. No hay
cúmulos entre ambas distancias.
Se toma 20 kpc como una indicación del radio
del halo, pero es incierto.
Los C.G. ricos en metales (Z > 0,003)
pertenecen al disco grueso. Constituyen ~1/3 de
los C.G. de la Vía Láctea.
Edades de los Cúmulos
Globulares
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Las estrellas del halo son las estrellas más
viejas de la Vía Láctea.
Las estrella de los cúmulos globulares son
particularmente importantes pues su edad
puede ser estimada con relativa facilidad.
Los C.G. se formaron muy temprano en la
formación de la Vía Láctea.
La edad de los C.G. constituye un límite inferior
a la edad del Universo.
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El análisis de los diagramas de
Hertzsprung-Russell (H-R) de los cúmulos
globulares proporciona una edad para los
cúmulos globulares.
Modelos teóricos de estrellas de distintas
masas y diferentes edades permiten
construir ISOCRONAS en los diagramas
H-R.
Diagrama H-R de un cúmulo
globular
Diagrama H-R de un cúmulo
joven
Diagrama H-R de un cúmulo
intermedio
Diagrama H-R de un cúmulo
viejo
Isócronas para un diagrama
H-R de un cúmulo Globular.
 Las
edades resultantes son:
 10x109 < edad [años] < 18x109
 Cálculos mejorados permiten
acotar aún más las edades de los
cúmulos globulares:
 12x109 <edad [años] < 15x109
Estrellas RR Lyrae
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Las RR Lyrae son estrellas variables de tipo
pulsante, comunes en el halo y en los cúmulos
globulares de baja metalicidad.
Las RR Lyrae tienen baja masa y baja
metalicidad.
Poseen una magnitud absoluta bien definida: Mv
~ 0,5
Se encuentra que las RR Lyrae disminuyen
como 1/r3 c/r a la distancia al centro galáctico.
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Las RR Lyrae en dirección al centro galáctico
(ventana de Baade) permiten medir la distancia
al centro galáctico.
Se encuentra d ~ 8,7 ± 0,6 kpc,
consistente con los 8,5 kpc que se usa con
frecuencia.
El perídodo de oscilación de las RR Lyrae
depende del contenido de Helio, Y. Estudiando
RR Lyrae del halo se estima que Y ~ 0,24 a 0,25.
Para la Población I (el Sol) se estima un monto
mayor (0,27 a 0,28).
El enriquecimiento químico de la Galaxia explica
ese aumento.
El Helio primordial debe haber sido Y~ 0,24
Problema:
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¿Hasta qué distancia se pueden ver RR
Lyrae con un telescopio que llegue a
magnitud V=25,5? [MV (RRLyrae) = +0,5].
R:
m - M = 5 log r - 5
25,5 - 0,5 = 5 log r - 5
5 = log r - 1
log r = 6
r = 106 pc = 1 Mpc
El Bulbo Galáctico
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El bulbo ocupa la parte central del halo (unos
pocos kpc).
Nuestra visión del bulbo está oscurecidad por el
polvo interestelar. Puede estudiarse mejor en el
infrarojo.
El radio del bulbo es ~ 3 kpc.
Las estrellas del bulbo son tan viejas como las
estrellas del halo pero son tan metálicas como
el Sol.
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Las órbitas alrededor del centro galáctico
de las estrellas del bulbo no son circulares
como las órbitas de las estrellas del disco.
Sus velocidades, en la parte externa del
bulbo, alcanzan a los 100 kms-1.
El bulbo parece ser un esferoide tri-axial.
La Distribución de Luz Estelar
Difusa.
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Observaciones infrarojas en 2,4 m revela luz
estelar difusa de la población vieja, en dirección
al centro galáctico.
Las observaciones muestran un abrillantamiento
hacia un lado del centro galáctico, que sugiere
una asimetría.
Esta asimetría se interpreta como evidencia de
una estructura tipo barra, en la región central del
bulbo.
Barra Central
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La distribución de estrellas AGB en la
dirección del centro galáctico es
consistente con la barra que se infiere de
las observaciones infrarojas.
No es necesario explicar la existencia de
barras. Simulaciones numéricas de
galaxias con discos muestran que es muy
fácil que en un par de giros aparezcan
inestabilidades tipo barra.
Lo raro de explicar es la ausencia de
barras en otras galaxias espirales.
Centro Galáctico
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El centro galáctico tiene dos objetos
prominentes:
La radiofuente Sagitario A (Sgr A)
La radiofuente Sagitario B2 (Sgr B2)
La radiofuente Sgr A encierra una
radiofuente intensa, no resuelta, llamada
Sgr A*. Este objeto se cree marca el
Centro Galáctico.
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Dentro de 0,04 pc (1 segundo de arco) de
Sgr A* hay un cúmulo estelar joven, que
incluye estrellas masivas, cuya edad
puede ser ~ 107 años.
Se ha medido el movimiento de una
estrellas alrededor del centro galáctico
con un período de ~15 años.
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Además se ha medido dispersión de
velocidades en esa zona cercana a Sgr A*
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La masa encerrada a distintos radios
muestra que debe haber una masa central
(hoyo negro) de 2,6  106 Mo
Esa es la masa a la que se tiende
asintóticamente hacia r igual a cero.
Sólo un objeto compacto masivo puede
explicar las observaciones.
Actualmente existe una sólida evidencia
de la presencia de hoyos negros en
muchos núcleos galácticos.
Hoyo negro en el núcleo
Galáctico
Evolución del M.I.E.
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La Galaxia se formó por el colapso
gravitacional de una gran nube de gas
primordial.
En el halo se formaron estrellas en
grandes cúmulos (C.G.) hasta que la
rotación hace que la nube colapse a un
disco.
En el disco se forman nubes densas.
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En las nubes densas se forman estrellas.
Parte de las nubes se dispersa y vuelve a
integrar el MIE.
Parte de la nube forma estrellas.
Las estrellas producen elementos
químicos pesados que en parte vuelven al
MIE (supernovas, novas, nebulosas
planetarias, vientos estelares, etc.)
El MIE así enriquecido en metales
continúa formando estrellas.
Enriquecimiento Químico de la
Galaxia.