Módulo 4: GALAXIAS Y COSMOLOGÍA 4.1 La Vía Láctea como Galaxia

1. Módulo 4: GALAXIAS Y COSMOLOGÍA4.1 La Vía Láctea como Galaxia • Propiedades de nuestra galaxia en su conjunto (no en sus componentes individuales como estrellas, nebulosas, cúmulos de estrellas, etc.) Vía Láctea en el visible LMC C.G. INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA SMC Lund Observatory ~1940

2. ¿ Qué son GALAXIAS ? • Colecciónes enormes de  (≳1010), cúmulos, gas y polvo. • Unidas por su propia gravedad • Aisladas en el espacio (aunque pueden interactuar, fusionar con otras galaxias, acumularse) • Existen billones (≫1011 ) de galaxias PROBLEMA: vivimos dentro de un sistema gigante, ¿cómo podemos trazar un plano de un parque con sus caminos, lagos, restaurantes, árboles, pasto, etc. desde un banco fijo dentro del parque? INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

3. → mediciones dentro de la galaxia → comparación con otras galaxias (espirales) NGC 6744: “de cara” NGC 891: “de canto”  nuestra galaxia = galaxia espiral Vía láctea = banda luminosa alrededor del cielo = proyección del disco luminoso al cielo INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

4. LA GALAXIA • Descripción de la estructura general, las componentes principales de nuestra galaxia y su dinámica • La importancia de  variables para determinar la forma y el tamaño de la galaxia • Las órbitas de  de diferentes poblaciones y su relevancia para la comprensión de la formación de la galaxia • Teoría de la existencia y persistencia de brazos en galaxias espirales • Indicaciones de la masa total, la masa faltante y la posible naturaleza de la masa faltante • Algunos fenómenos del centro de nuestra galaxia INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

5. EL PROBLEMA DEL BANCO EN EL PARQUE . . . ES REAL: W. Herschel (siglo 18): deduce tamaño y forma de nuestra galaxia • Conteos de  en diferentes direcciones del cielo • suponiendo que todas  tienen ≈ misma luminosidad  Distribución poco aplanada con densidad uniforme de estrellas • Dimensiones: ~ 10 kpc x 2 kpc, con el Sol está casi en el centro = Vista heliocéntrica, hasta principios del siglo 20 (Shapley: medidas de distancias de cúmulos globulares de  en el halo  vista “galactocentrica”) Sol INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

6. Hoy: • 30 kpc x 300 pc; materia luminosa • Sol está lejos del centro: Rʘ ~ 8500 pc y ~15 a 20 pc “encima” del plano (hacia polo norte galáctico) 8 kpc INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

7. PROBLEMAS CON LAS MEDIDAS E INTERPRETACIÓNES DE HERSCHEL • Observación en la banda óptica • Desconocimiento del polvo interestelar y efectos de extinción • polvo alrededor del Sol: podemos ver ~ hasta las mismas distancias en cada dirección  Sol parece estar en el centro **hasta el primer cuarto del siglo XX: tamaño pequeño de la galaxia y Sol en el centro** INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

8. ¿POR QUÉ? • No se conocían las distancias (tamaño propio) de: - cúmulos globulares (estrellas rojas y viejas) - nebulosas espirales - No se podía medir paralaje: objetos demasiado distantes - Paralajes espectroscópicos: identificación y observación de  de la secuencia principal de H-R difícil con la tecnología de esa época. - No se sabía que las nebulosas espirales están afuera de nuestra galaxia (y por tanto son otras galaxias) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

9. P.e. imagen de la galaxia de Andrómeda (M31);interpretación errónea: formación de una estrella en un disco gaseoso Pero: no hay paralaje observable para d > 100 pc a distancias grandes no se puede resolver un sistema solar en formación INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

10. Nuevos métodos para determinar distancias Con estrellas variables: - estrellas binarias - variables cataclísmicas (nova, SN) - variables regulares → variables intrínsecas / variables pulsantes → cambio de luminosidad regular y predecible 2 tipos: RR Lyrae y Cefeidas INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

11. Estrellas Variables Pulsantes(nada que ver con pulsares) • Estructura de *  transporte de radiación del núcleo hacia la fotósfera  opacidad opacidad ↑ → radiación bloqueada → presión ↑ → r expande opacidad ↓ → radiación escapa → presión ↓ → r disminuye Teoría predice : durante la evolución de una , tras salir de la secuencia principal del diagrama H – R, pasan por una fase de inestabilidad: Flujo de radiación causa cambio en la opacidad → pulsaciones INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

12. DIAGRAMA H-R • RR – Lyrae: (protótipo) Estrellas de baja masa de la rama horizontal <luminosidad> ≈ igual L RRL≈ 100 L⊙ • Cefeidas (protót. δCep) son estrellas masivas con L Cep≈ 102 – 104 L⊙ INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

13. Curvas de Luz de Variables Regulares ← RR – Lyrae períodos cortos P: 0.5 – 1.0 días ← Cefeidas Períodos más largos P: 1 – 100 días (patrón de diente de sierra) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

14. Cefeida WW Cygni ← Fáciles de detectar placas fotográficas tomadas en diferentes épocas (comparadores de visión alternada) ← Fáciles de identificar - períodos son muy estables - período de una variable no varía de un ciclo a otro Importancia: período y amplitud de la curva de luz es constante y depende SOLO de la luminosidad L; medir el brillo aparente → obtener distancias INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

15. Determinar distancias con ** variables requiere: • Reconocer a un tipo de variable • Medir su período • Medir de su brillo aparente RR – Lyrae (rama horizontal): < luminosidad> ~100 Lʘ Cefeidas dentro de ~1000 pc Cefeidas: tienen relación lineal período – luminosidad (Henrietta Leavitt 1908) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

16. Cefeidas de período corto ↔ menos luminosas Cefeidas de período largo ↔ más luminosas (m – M) = 5 log (d/pc) – 5 = lg (d/10pc) = módulo de distancia = DM → calibración con paralaje trigonométrico y “espectroscópica” de las variables (dentro de ~ 1000 pc) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

17.  Próximo escalón en la escala de distancias : • RR – Lyrae : hasta r ≤ 1.5 Mpc: no tan lejos, menos brillantes, pero muy comunes • Cefeidas : r ≤ 15 Mpc (distancias hasta otras galaxias) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

18. Dimensión y forma de la Galaxia determinada por Harlow Shapley (1917) • Estudio de la distribución de 93 cúmulos globulares (CG) • Distancias de RR – Lyrae → frecuentemente en CG Conclusiones: • CG a grandes distancias (muchos kpc) • distribución en el espacio (α, δ, r): en volumen esférico (ligeramente aplanado) con D ≃ 30 kpc ⇒El centro de la distribución de CGs está lejos del Sol INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

19. Shapley notó que: • El centro de la galaxia está definido por los CG • Se encuentra en la constelación de Sagitario • El Sol no se encuentra en el centro, sino a RCG = 8.5 kpc • Los CGs definen el tamaño verdadero de la galaxia • Existe un halo enorme de estrellas viejas en los CGs  Evolución histórica: Sist. geocéntrico → Sist. heliocéntrico → Sist. Galactocéntrico (Copernicus) (Shapley) Shapley “aumentó” tamaño de Galaxia por factor 10 . . . sin embargo Shapley todavía no creía que las nebulosas espirales se encontraran fuera de la galaxia (“no podían existir objetos tan grandes”) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

20. Tamaño y Forma de la Galaxia (basado en radiación visible, IR, radio, X, gamma…) Disco circular de materia luminosa, estrellas, gas y polvo - diámetro D = 30 kpc (~100 mil años luz) (detección de gas, p.e. HI, se extiende hasta diám. = 100 kpc) - Rʘ= 8.5 kpc (distancia Sol del centro galáctico) - espesor del disco = 300 pc (cerca ) ~ 1 % de diám. Bulbo Galáctico (mejor “visible” en IR): D x d ≃ 6 x 4 kpc (esferoide de estrellas viejas) Halo esférico D ≃ 50 – 80 kpc (estrellas viejas, cúmulos globulares) satelite COBE ~1992, 30−90 GHz INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

21. INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

22. Diferencias entre los componentes principales • Disco: estrellas O, B de la secuencia principal más brillantes y azules que enanas tipo G, K, M; luz azul domina, aúnque enanas son mucho más numerosas; estrellas recién formadas el disco tiene mucho gas y polvo • Halo y bulbo: estrellas más viejas (todos: ≳ 109 años) Halo NO contiene ni gas ni polvo  sin gas ni polvo no se pueden formar estrellas nuevas Bulbo tiene gas y polvo sólo en su parte interior Estas propiedades se observa en todas las galaxias espirales INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

23. Composición química diferente • Halo: ** tienen pocos “metales” (> He)  no hubo más que un ciclo de formación de **; se formaron de “materia primordial” • Disco: ** tienen composición rica en metales  con cada ciclo de formación estelar se enriquece el medio interestelar. (explosiones de SN, etc) → más elementos pesados que se incrementan con el tiempo Pocos metales: formación hace mucho tiempo (al inicio de la formación de la galaxia)  más metales → más joven INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

24. Poblaciones Estelares ~ 1930: clasificación de estrellas en dos categorías (“Pop” = population) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

25. 1940 – 1945 Walter Baade Usando el telescopio de Mt. Wilson y aprovechando el oscurecimiento de L. A. en la segunda guerra mundial: → Descubrió las mismas poblaciones en el disco y en el halo de la galaxia en Andrómeda (M31) Bulbo difícil de observar (>28 mag de extinción por polvo !!) → “Baade’s window”: ventana con poca extinción hacia el bulbo galáctico (b = −3.9o; línea de visión pasa a ~550pc del centro galáctico). ⇒  en el bulbo: pop II INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

26. Orbitas y movimientos de estrellas Movimientos regulares o aleatorios dependiente de • Componentes (disco, halo, bulbo) • Materia (, nubes interestelares, gas, polvo) Disco: a gran escala (>100 pc): movimiento bien definido y regular local (≲100 pc): velocidades peculiares o aleatorias ⇒medidas de velocidades radiales con efecto Doppler INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

27. Movimientos típicos en los componentes de la Vía Láctea Halo, bulbo y disco: Efecto Doppler en el disco galáctico ℓ = 180o ℓ = +40o ℓ =−40o=+320o INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA ℓ = 0o

28. velocidad radial observada en función de su lugar en el plano galáctico, es decir, en función de la “longitud galáctica” = ángulo entre línea de vista y el centro galáctico (vértice Sol) ⇒movimiento en el disco Materia en el disco galáctico está rotando alrededor del centro galáctico de forma diferencial : Sol se mueve con vʘ= 220 km/s arCG= 8.5 kpc Período de rotación P = un “año Galáctico” = 225 millones de años INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

29. Halo Los movimientos no son ni regulares ni circulares • CGs y estrellas giran alrededor del centro galáctico • Movimientos aleatorios • Velocidades similares a velocidades en el disco a distancias galactocéntricas equivalentes • Atraviesan el disco regularmente Bulbo: ligera rotación, pero dominado por el movimiento aleatorio INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

30. M31: la galaxia de Andrómeda 30 kpc 15 pc Muestra los colores típicos de las componentes de espirales Doble núcleo (inexplicado) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

31. Distribución y movimiento del gas;estructura espiral • Gas: 75% en H (H + He hacen 96 – 99% de la masa del gas) en un disco muy extenso, pero más aplanado gas hasta rCG≲ 50 kpc (más extenso que materia luminosa) espesor ∆hʘ ≃ 125 pc (menos grueso que materia luminosa) mayor parte del gas está frío: 30 – 100 K → en forma atómica y neutra → observable en 21 cm (HI) < 30 K → en nubes de gas, moléculas de hidrógeno (H2) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

32. Ventaja: • A λ=21 cm → longitud de onda grande → absorción por polvo insignificante • Hidrógeno (H) es muy abundante • Se puede cartografiar el disco gaseoso fácilmente con radiotelescopios Determinación de velocidades orbitales interiores al Sol: • Velocidad máxima del gas en el punto tangencial a una órbita circular de radio Rorb • Determinación geométrica de Rorb = RCG senℓ • OJO: con R > Rʘes más dificil, no vemos un máximo, no sabemos donde se localiza el gas con las velocidades medidas INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

33. ℓ = 0° Detección de los brazos espirales a 21 cm Sol ℓ = 90° vrot • Atravesando un brazo, mayor contenido de H • Mapear las velocidades de los brazos • Sin efectos de absorción λ0= 21.106 cm sin velocidad relativa ℓ = 180° INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

34. Vista global de los brazos espirales • Cuatro brazos espirales • El Sol está en el interior del brazo de Orión, que es un brazo incompleto • En promedio, espesor del gas muy angosto (~125 pc) • Centro del gas = centro del sistema de cúmulos globulares INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

35. Propiedades generales INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

36. Formación de la galaxia • Nacimiento de la galaxia hace ~ 10 – 15 109 años (de acuerdo a la edad de las  más viejas) • Contracción de una nube de gas intergaláctico y formación de las primeras  ( cúmulos globulares futuros) • El gas y polvo caen al plano debido al aumento de la rotación (conservación del momento angular) • En el halo no se pueden formar nuevas estrellas, las masivas han muerto, quedan las de baja masa que se desarrollan lentamente, i.e. enanas rojas en sus orbitas originales = aleatorias • En el disco se forman continuamente nuevas  • Por conservación de momento angular durante el colapso se forma el disco: ↑ rotación, estrellas, gas y polvo en órbitas circulares INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

37. Esquema artístico de la formación de la Galaxia INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

38. Persistencia de brazos espirales • Brazos espirales: nubes interestelares, regiones de formación estelar, estrellas jóvenes (O – B, cúmulos abiertos), nebulosas de emisión ¿Existencia prolongada de brazos espirales? Tenemos rotación diferencial: ω (vel.angular) en el interior > ω en el exterior  el disco no gira como cuerpo sólido INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

39. Rotación diferencial: los brazos se enrollan en muy poco tiempo ⇒ desaparecen en ~100 millones de años PROBLEMA: La mayoría de las galaxias con discos tienen estructura espiral bien definida. • Estadísticamente: no podemos explicarlo cantidad de galaxias ⇎corto tiempo de vida espirales de la estructura espiral INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

40. 1967: Lin & Shu proponen modelo de ondas de densidad Los brazos espirales (regiones de formación estelar) no giran junto con el disco: • Las ondas de densidad se mueven independientemente por el disco comprimiendo nubes de gas interestelar induciendo la formación de  • La onda no transporta materia, los brazos (máximos de la onda) mantienen su patrón y NO siguen la rotación diferencial • Los brazos espirales son como una instantánea del paso de la onda de densidad a través del disco, independiente de la rotación diferencial INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

41. Similar a: ondas transversales en el aire, olas de mar • La onda pasa por el medio → perturbación localmente = aumento de la densidad • En la galaxia; al interior de r ≤ 15 kpc vel (onda de densidad) < vel (disco galáctico) materia del disco es atrapada en la onda de densidad ↓ se desacelera por choques ↓ se comprime ↓ sale y continúa normalmente con la rotación del disco INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

42. Movimiento de gas vs. la onda de densidad  gas cruza onda de densidad  formación de estrellas O,B que “rebasan” onda (=brazo) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

43. Analogía para ondas de densidad: Tráfico en carretera, pasando por obra que avanza lentamente Velocidad del tráfico Los coches cruzan la zona de obra (=brazo espiral) a baja velocidad; la obra (=brazo) se mueve con vel. MENOR que el tráfico (materia); La “onda” de densidad nunca contiene los mismos coches INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

44. ALTERNATIVA: autopropagación de formación estelar - Cadena de ** masivas muere  SNs comprimen material en periferia de los brazos - Efecto contrario a las ondas de densidad: aquí la formación estelar produce ondas; la onda de densidad de Lin & Shu produce formación estelar INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

45. Hay dos procesos que pueden explicar la estructura espiral y la persistencia de los brazos: • Modelo de ondas de densidad • Autopropagación de ondas de densidad Muy probablemente ambos procesos están produciendo brazos espirales Por ejemplo, en la Galaxia: • 4 brazos espirales bien definidos → ondas de densidad • 1 brazo parcial (Orión) → autopropagación PROBLEMA: comprensión del mecanismo de la producción y la longevidad de los brazos espirales INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

46. ¿ Cuál mecanismo produce las ondas/perturbación? • Efectos/interacciones gravitacionales con galaxias satélites • Inestabilidad en el bulbo galáctico • Asimetría en la barra del bulbo Hoy lo más aceptado: mayoría de galaxias tienen satélites enanas  indicaciones de interacción, p.e. Vía Láctea – Nubes de Magallanes Pero: existen galaxias espirales aisladas • Pregunta abierta: ¿Porqué hay ondas de densidad en ellas? Vía Láctea desde 100 kpc sobre el plano galáctico Sol LMC SMC INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

47. La masa de la Galaxia • Derivación de la masa de las galaxias usando los movimientos orbitales de nubes de gas, estrellas, cúmulos, etc. MOrb = masa dentro de la órbita en M◉ R = radio de la órbita en UA P = período orbital en años Kepler: rb Rʘ = 8.5 kpc = 1.7 x 109 UA 1 pc = 2 105 UA P = 225 106 años (v = 220 km/s a Rʘ = 8.5 kpc ) ⇒ = 100 billones de estrellas de una masa solar INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

48. Diferente al sistema solar: 99% la masa del S. S. se encuentra en el Sol (la masa de los planetas es insignificante) • Galaxia: materia distribuida por todas partes, hasta fuera del radio solar (más gas, cúmulos globulares, etc.) • Newton: período orbital es determinado por la masa dentro del radio orbital • M = 1011 Mʘ ⇔ masa dentro de Rʘ = 8.5 kpc R3 ⇒ M(R) = R·vR2 M = , P = 2πR/v (vR = velocidad orbital a un radio R) P2 G Determinación de la masa para R > Rʘ: - Observación de cúmulos globulares - Gas con radiotelescopios (no afectados por absorción interestelar) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

49. Derivación de M en función de R: La curva de rotación ← Observado! INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

50. R = 8.5 kpc M(<R) = 1 1011 Mʘ R = 15 kpc M(<R) = 2 1011 Mʘ 15 kpc ≃ radio de la materia visible (disco galáctico con brazos; cúmulos globulares) PREGUNTA: ¿límite de la materia = radio de luz visible? R·v2 M(R) = (Kepler + Newton) G Si no hubiera masa más alla de R = 15 kpc: Mtot = M (R≤ 15 kpc) = 2 1011 Mʘ ¿ cómo se mueve la materia alrededor de la Galaxia ? ⇒ v = Mtot · G = c · 1 ∝ (R)-1/2 R R ⇒ v disminuye con (R)-1/2 (línea discontinua en la figura) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA