Astronoma General I

La Va Lctea: La Galaxia

1Astronoma General I27 de Mayo 2013La Va Lctea

Modelos Histricos de la Va Lctea. Extincin Interestelar. Conteos Estelares. Distancia al Centro Galctico. Disco. Cociente Masa-Luminosidad. Estructura Espiral. Gas y Polvo Galaxias Satellites. Bulbo. Barra. Halo Estelar. Cmulos Globulares. Halo de Materia Oscura. Sistema de Coordenadas Galcticas. Sistema de Referencia Local. Curva de Rotacin. Centro Galctico. 2Definicin de GalaxiaGalaxia. (Del lat. galaxas, y este del gr. , lcteo).1. Astr. Conjunto de gran tamao constituido por numerossimas estrellas, polvo interestelar, gases y partculas.2. f. por antonom. La Va Lctea.3La Va Lctea: Nuestra GalaxiaVa Lctea: Banda brillante de luz difusa en el cielo nocturno visible a simple vista.

En la noche se ve como una borrosa banda de luz blanca alrededor de toda la esfera celeste. El fenmeno visual de la Va Lctea se debe a estrellas y otros materiales que se hallan sobre el plano de la galaxia, como el gas interestelar. La Va Lctea aparece ms brillante en la direccin de la constelacin de Sagitario, hacia el centro de la galaxia.

4Un poco de historia ...La observacin del cielo nocturno revela una banda de luz brillante que cruza el cielo inclinada unos 60 respecto del Ecuador, llamada Va Lctea.

En 1610 Galileo Galilei fue el primero en darse cuenta, utilizando el telescopio, que estaba compuesta por una coleccin de estrellas individuales.En 1750, Thomas Wrigth (1711-1786) astrnomo ingls especula que se trata de un efecto ptico debido a nuestra inmersin en lo que localmente se aproxima a una capa plana de estrellasEn 1755, Immanuel Kant (1724-1804) filsofo alemn, propone que se trata de un disco y que nuestro sistema solar es solo una componente dentro de ese disco.

5En 1780, William Herschel, el descubridor de Urano, produjo un mapa de la Va Lctea basado en el conteo del nmero de estrellas que poda observar en 683 regiones del cielo asumiendo que:

Todas tienen la misma magnitud absoluta. La densidad espacial es una constante. No hay absorcin de la luz.Concluy que el Sol debe estar cerca del centro de la distribucin y que las dimensiones a lo largo del plano del disco eran 5 veces mayores que el ancho del disco

Jacobus Kapteyn (1851-1922), astrnomo holandes, propuso un modelo esferoidal aplanado con una densidad estelar que decrece sistemticamente desde el centro. Introdujo las distancias y estableci que el Sol estaba a 38 pc del plano Galctico y a 650 pc del centro medido a lo largo del plano. La densidad caa al 1% de su valor central a unos 8500pc.

7Harlow Shapley (1885-1972), astrnomo americano, estim la distancias a 93 cmulos globulares utilizando estrellas variables

Se di cuenta que los cmulos no estaban uniformemente distribuidos en el espacio, sino que se concentraban preferentemente en una regin del cielo que esta centrada en la constelacin de Sagitario a unos 15 kpc del Sol. Estim que los ms lejanos estn a una distancia de 70 kpc del Sol, es decir a unos 55 kpc del centro. Por lo que el tamao de la Galaxia era unas 10 veces ms grande que lo propuesto por Kapteyn. Adems, otra diferencia fundamental con los resultados de Kapteyn es que el Sol no estaba en el centro.

8Entonces ... el Universo de Kapten es muy pequeo, con el Sol cerca del centro, mientras que el de Shapley muy grande.

?9La razn del error se descubri en 1930 gracias a Robert J. Trumpler, quin compar distancias de varios cmulos galcticos cuyas distancias haban sido determinadas a travs de paralajes y a travs de la fotometra. Estas ltimas estaban afectadas por el medio interesteslar.

Kapteyn habia seleccionado objetos preferentemente sobre el disco de la Galaxia donde la absorcin es ms severa, impidiendole ver las partes ms lejanas y por eso estimo un tamao mucho ms pequeo.

Shapley, eligi objetos intrinscamente brillantes que los podia ver bien sobre y debajo del plano Galctico, sin embargo sobreestim las distancias cuando las calibr a travs de la relacin Perodo-Luminosidad tambin debido a la extincin interestelar.

10Medio Interestelar: polvo + gasEl medio interestelar afecta la determinacin de distancias va la fotometra:

y A es la extincin en magnitudes. Es decir, que la extincin es selectiva y vara de la forma 1/. Para la Va Lctea, es de 1 magnitud kpc-1, en promedio. Pero cambia dramticamente si en la lnea de la visual tenemos una nube molecular, por ejemplo.

En este grfico se muestran las curvas de extincin promedio para laVa Lctea(MW), laGran Nube de Magallanes(LMC) y laPequea Nube de Magallanes(SMC).

11Ejemplo:Supongamos una estrella B0 de secuencia principal con magnitud absoluta MV=-4.0 y magnitud aparente V=8.2. Despreciando la extincin, determinar su distancia.

Si la extincin es de 1 mag kpc-1 luego AV=kd, donde k=10-3mag pc-1 y d la distancia. Esto da:

La distancia ha sido sobre estimada en un factor dos.

12Con la llegada de la tecnologa ...La Va Lctea en varias longitudes de onda... vemos diferentes propiedades.

13Visible vs. Radio (H atmico)Ondas de radio de 21-cm emitidas por el Hidrgeno atmico muestran donde el gas se ha enfriado y acomodado en un disco.

14Visible vs. Radio (CO)Ondas de radio de monoxido de Carbono (CO) muestra la ubicacin de nubes moleculares.

15Infrarrojo (Polvo)Emisin en infrarrojo de longitudes de onda largas, muestran las estrellas jvenes calentando el polvo del medio interestelar.

16InfrarrojoSe observa la luz de estrellas cuyas estrellas que en el visible, son bloqueadas por el polvo.

17Rayos XSe observa el gas caliente arriba y abajo del disco de la Va Lctea.

18Rayos GammaLos rayos Gamma muestran donde los rayos csmicos de las supernovas colisionan con los ncleos atmicos de nubes gaseosas.

19Tamaos Relativos Si la Tierra es un grano de arena de 1/10 mm de dimetro .... El Sol tiene 1cm de dimetro... El Sol se encuentra a 1 m de la Tierra ... La estrella cercana est a 350 km ... El tamao de la Va Lctea es de 100 millones de km !!!

20Morfologa A travs de conteos de estrellas, distintos indicadores de distancias estelares y ejemplos de galaxias vecinas, se ha podido armar un modelo de la estructura de nuestra Galaxia. Posee una estructura discoidal y el Sol se ubica en ese disco, sin embargo no se encuentra en el centro sino que esta a una distancia R=8 kpc. El dimetro del disco es del orden de unos 40-50 kpc. Desde la Tierra, el centro galctico corresponde a una fuente de emisin compacta conocida vomo Sagitario A* (Sgr A*):

21 Tiene aproximadamente 2 1011 (200 mil millones) de estrellas. Tiene un disco de 50 kpc (160,000 ly) de dametro y de 0.6 kpc (2000 ly) de espesor, con una gran concentracin de polvo interestelar y gas en el disco. El Sol orbita alrededor del centro a una velocidad de 790,000 km/h tomando 220 milliones de aos en completar una vuelta. El centro galctico esta rodeado por una gran distribucin de estrellas llamado el bulbo central que no es perfectamente esfrico y que podra tener una forma de man o poseer una barra. El disco est rodeado por una distribucin esfrica de estrellas viejas y cmulos globulares llamada halo estelar. Vamos por parte ...MorfologaDisco El disco se compone principalmente de estrellas jvenes de poblacin I. Es la parte de la galaxia que ms gas contiene y es en l donde an se dan procesos de formacin estelar. El disco est compuesto por dos componentes: el disco fino y el grueso.

El disco fino est compuesto por estrellas jvenes, polvo y gas. Tiene una altura vertical de 350 pc aproximadamente. Es una regin de formacin estelar.

El disco grueso tiene la poblacin ms vieja de estrellas y tiene una escala de 1000 pc, aproximadamente.

El nmero de estrellas por unidad de volumen en el disco puede ser aproximado por la siguiente funcin doble exponencial en coordenadas cilindricas:

donde n0=0.02 stars/pc3 y la escala de longitud es hR>2.25kpc. Esta funcin emprica dice que el nmero de estrellas por unidad de volumen en el disco grueso es slo el 8.5% de la del disco fino.

23Disco La luminosidad por unidad de volumen del disco fino se modeliza usualmente por la siguiente funcin:

Para el disco fino: z0=2zthin y L0=0.05L /pc3

Relacin Edad- MetalicidadEl Universo comenz hace 13.7 Gyr con slo Hidrgeno y Helio, sin elementos ms pesados. Luego, las primeras estrellas no poseian metales, Z=0. La siguiente generacin que se formaron fueron extremadamente pobres en metales teniendo contenidos muy bajos en metales, aunque no cero. Cada generacin consecutiva de estrellas poseian contenido metlico cada vez ms alto hasta llegar a alcanzar valores tan altos como Z~0.03.

Las estrellas se clasifican de acuerdo a su abundancia en metales: la Poblacion I con estrellas ricas en metales, (Z~0.02-0.03), la Poblacin II pobres en metales (Z>~0-0.001) y la hipottica Poblacin III corresponde a la primera generacin (Z=0). Entre la PI y PII existen una variedad de estrellas.

El cociente entre el hierro y el hidrgeno en la atmosfra de las estrellas se compara con el ciciente en el Sol a travs de:

Cantidad que se conoce como metalicidad.

25Relacin Edad- MetalicidadEl disco fino est compuesto por estrellas relativamente jvenes, gas y polvo. Es la regin donde tiene lugar ahora la formacin estelar. -0.5