Formaci ón y Evolución de galaxias

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Formaci ón y Evolución de galaxias. Patricia S ánchez-Blázquez (UAM) Mercedes Mollá (CIEMAT). Composici ón del Universo: 5% de materia “normal” 25% materia oscura 70% energía oscura. Formaci ón de estructuras: simulaciones cosmológicas de formación de galaxias: como el gas forma galaxias. - PowerPoint PPT Presentation

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  • Formacin y Evolucin de galaxiasPatricia Snchez-Blzquez (UAM)Mercedes Moll (CIEMAT)

  • GALAXIAS: ESTRELLAS y ENRIQUECIMIENTO QUMICOFormacin de estructuras: simulaciones cosmolgicas de formacin de galaxias: como el gas forma galaxiasFormacin de estrellasComposicin del Universo: 5% de materia normal25% materia oscura70% energa oscuraTipos de galaxiasEvolucin morfolgica de galaxiasVida y muerte de estrellas. Evolucin estelar: vidas medias y nucleosntesis

  • Formacin de estrellas dentro de una galaxiaComo evoluciona una galaxia por la evolucin de sus estrellas

    Parte IIPoblaciones EstelaresEnriquecimiento qumico

  • Secuencia morfolgica de galaxias

  • Hay 40 galaxias en el grupo local de las cuales 37 son enanas: dEs alrededor de M31dSphs alrededor de MWG y M31dIrrs las ms alejadas del centro

  • Cada galaxia est en un halo de materia oscuraDentro del halo est el disco que es la parte brillante

  • Estamos aquBulboBarraDiscoBrazosExisten galaxias espirales con un bulbo prominente y otras con menos bulbo o ningunoGalaxia espiral simulando la Va LcteaDistancia Sol-Centro Galactico= 8kpc=25x10 16km=26000 aos-luz

  • Dentro de una galaxia se forman estrellas

  • PROTOESTRELLANube de gas en colapso gravitatorioFraccionamientoAumento de la temperaturaCuando un gas sufre un aumentode presin o se expande

    o se calientaLas estrellas se forman a partir de nubes de gasEstas nubes estan compuestas de gas molecular froLa propia masa hace que se condensen por gravedad en la zona centralAumenta la densidad y la presin central hasta que las condiciones son suficientes para que comience a haber reacciones nucleares de fusin: equilibrio hidrostticoEva Villaver & Pepe Cernicharo

  • La posicin de las estrellas en este diagrama depende de su masa y de su edadLas masivas van arriba, las de menos masa en la parte de abajo en la secuencia principalA medida que envejecen se van saliendo de esta lnea hacia arriba y a la derechaCuando se les acaba el combustible acaban como enanas blancas o estrellas de neutrones

  • SECUENCIA PRINCIPAL A partir de 107 K : H HePresin de RadiacinequilibrioGravedadEtapa estable y largaMasa del Sol: 2 x 1030Kg

    Radio del Sol: 700.000 Km

    Temperatura del sol: 5.815

  • Nebulosa del Aguila: regin donde estan formandose estrellas, estrellas recien nacidas.

    Est a 6500 aos-luz.

    La imagen esta hecha con XMMM-Newton (rayos-X) + imagen infraroja de Herschel.

    Hay una remanente de supernova en su interior, cuya onda de choque destruira las estructuras, incluyendo los conocidos Pilares del Universo.Crditos: Far-infrared: ESA/Herschel/PACS/SPIRE/Hill, Motte, HOBYS Key Programme ConsortiumX-ray: ESA/XMM-Newton/EPIC/XMM-Newton SOC/Boulanger

  • GIGANTE ROJA La fase comienza cuando se acaba el combustible

  • La relacin del Pto de Giro con la HBLa relacin del pto de giro con la rama RSGExtensin del blueloopRama de la subgigantes

    DIAGRAMAS COLOR_MAGNITUD: equivalente del diagrama H-R para las estrellas

  • POBLACIONES ESTELARES CONCEPTO: Poblacin estelar es un conjunto de estrellas de la misma edad y la misma composicin qumica Es decir que se ha formado en el mismo tiempo de una sola vez.Baade (1994)Poblacin I: estrellas como las de la Vecindad Solar, asociadas al disco galctico.

    Poblacin II: Estrellas asociadas al halo galctico distribuidas esferoidalmenteSon objetos jvenes, de alto contenido metlico y con pequeas dispersiones de velocidadesSon objetos viejos, pobres en metales y con dispersiones altas.

  • Con el Hubble se han observado hasta 10.000 0 20.000 estrellas a la vez.HST Nuevos diagramas HR

  • CUMULOS GLOBULARES Los cmulos globulares reagrupan varios millones de estrellas, a veces centenares de millones, extremadamente concentrados en un grupo compacto de simetra esfrica.

    Estn distribuidos en el halo y en el bulbo de forma esfrica, movindose en rbitas muy alargadas que pasan cerca del centro galctico. En las galaxias externas cercanas como M31 y M33 tambin se han visto alrededor del disco.

  • Cmulos abiertos con una amplitud grande en edad y en ZTienen una estructura mucho ms abierta que los CG y contienen solo centenares de estrellas. Se mueven siguiendo la rotacin galctica, (s pequea)Se han formado en nubes interestelares que ya eran ricas en elementos pesados. Pertenecen al disco galctico y contienen poblacin I.Numerosas gigantes azules rodeadas de gas y variables Cefeidas.La edad es variable, desde 70 Ga hasta cientos de Ga.

  • La posicin de las estrellas en este diagrama depende de su masa y de su edadLas masivas van arriba, las de menos masa en la parte de abajo en la secuencia principalA medida que envejecen se van saliendo de esta lnea hacia arriba y a la derechaCuando se les acaba el combustible acaban como enanas blancas o estrellas de neutrones

  • Almera, Enero 2012Fsica Nuclear y Nucleosntesis Atomo: ncleo rodeado de electrones, carga elctrica negativaNcleo atmico: neutrones y protones, carga elctrica positivaDos ncleos, con cargas positivas, se repelen como dos polos iguales de un imnNecesitan superar una cierta distanciacuando estan muy cerca le interaccin nuclear o fuerza fuerte puede a la interaccin electromagnticaLa fusin nuclear o fusin de dos ncleos atmicos produce un nuevo ncleo atmico (corresponde a otro elemento qumico) y E

  • Ciclo pp: estrellas de baja masa m 8Mo

  • Eva Villaver

  • Production of nuclei in stars: Stellar yieldsIntermediate mass stars: 4 Msun< m < 8 MsunBurning of 12CCNO cycleProduction of N (primary)Eva Villaver

  • Cuando una estrella pequea (como el sol) se muere lo hace en forma lenta: NEBULOSA PLANETARIA

  • Produccin de ncleos atmicosEstrellas masiva: m > 8MsunProduccin de elementos por procesos alfa

  • Cuando una estrella grande se muere lo hace con una explosin enorme: SUPERNOVADurante la explosin se produce la nucleosntesis explosiva inducida por la onda de choque.

    Se crean elementos ms all del Hierro

  • Los elementos qumicos se forman por tres procesosEl oxgeno se crea en estrellas muy masivas (de ms de 25 masas solares)El nitrgeno se produce parcialmente por estrellas de masa menor de 8 masas solares El hierro se produce en las explosiones de las llamadas supernovas de tipo Ia que son explosiones termonucleares de sistemas binarios En los centros de las estrellas comienzan los procesos de fusin nuclear Los diferentes elementos son expulsados por diferentes tipos de estrellas:

  • Cardiff, October 2011Low mass stars produce He and C12Intermediate mass stars produce C,N and OMassive stars produce O,Ne,Mg,S..,N, and FeBinary Systems, SNIa FeCycle pp: low mass stars m 8MoThe meanlifetimes of different stars explain the relative abundances of elements

  • Espectros estelares: relacin con la masa inicial

  • Espectros de poblaciones estelares

  • Variacion con metalicidad

  • Sbc= MWGScd= M33Im =NGC300 Buzzoni (2005)Coleman(1980)POBLACIONES ESTELARES INTEGRADAS

  • La historia de la formacin estelar se determina comparando un diagrama observado o un espectro observado con otro calculado. Para ello se usan:Trazas evolutivas de estrellas individualesUna funcin inicial de masasUna ley de enrojecimientoUna ley de formacin estelar

    HISTORIA DE LA FORMACIN ESTELAREn el caso de observar una galaxia completa y obtener un espectro integrado, tenemos poblaciones estelares de diversas edades y metalicidades mezcladas, muchas generaciones de estrellas superpuestascmo analizar o interpretar estas observaciones?

  • Una poblacin vieja y pobre en metales puede tener un espectro similar al de una poblacin joven ms metlicaDegeneracin edad-metalicidad

  • La relacin de las distribuciones espectrales de energa con las historias de formacin estelar y enriquecimiento qumicoSFH y AMR

  • Gradientes de abundancia en discosRelacin de gradientes con la formacin de estrellas en distintas regiones de los discos

  • Cardiff, October 2011THE RADIAL GRADIENTS OF CNO ABUNDANCES

  • Cardiff, October 2011Los puntos negros representan modelos tericos en el plano N/O vs O/H comparados con datos (puntos azules y verdes)Nitrogeno vs Oxigeno

  • Cardiff, October 2011Galex data (Mallery et al. 2007)THE RELATION N/O-SFR-SFH

  • Relacin masa-metalicidadF. Rosales, 2012, astroph

  • NGC3603-HST

  • Pleyades

  • Almera, Enero 2012

    Almera, Enero 2012Almera, Enero 2012Almera, Enero 2012Almera, Enero 2012Almera, Enero 2012Almera, Enero 2012Almera, Enero 2012Almera, Enero 2012Almera, Enero 2012Almera, Enero 2012Almera, Enero 2012Almera, Enero 2012Almera, Enero 2012Almera, Enero 2012Almera, Enero 2012*Almera, Enero 2012***Almera, Enero 2012Almera, Enero 2012Almera, Enero 2012