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

1INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

Propiedades de nuestra galaxia en su conjuntoPropiedades de nuestra galaxia en su conjunto (no en sus componentes individuales como (no en sus componentes individuales como

estrellas, nebulosas, cúmulos de estrellas, estrellas, nebulosas, cúmulos de estrellas, etc.)etc.)

Módulo 4: GALAXIAS Y Módulo 4: GALAXIAS Y

COSMOLOGÍACOSMOLOGÍA

4.1 La Vía Láctea como Galaxia4.1 La Vía Láctea como Galaxia

LMC

SMCC.G.

Lund Observatory ~1940

Vía Láctea en el visible


¿ Qué son ¿ Qué son GALAXIAS ?GALAXIAS ? Colecciónes enormes de Colecciónes enormes de ( (≳≳10101010), cúmulos, gas ), cúmulos, gas

y polvo.y polvo. Unidas por su propia gravedadUnidas por su propia gravedad Aisladas en el espacio (aunque pueden Aisladas en el espacio (aunque pueden

interactuar,interactuar,

fusionar con otras galaxias, acumularse)fusionar con otras galaxias, acumularse) Existen billones (Existen billones (≫≫101011 11 ) ) de galaxiasde galaxias

PROBLEMA: vivimos dentro de un sistema PROBLEMA: vivimos dentro de un sistema gigante, ¿cómo podemos trazar un plano de un gigante, ¿cómo podemos trazar un plano de un parque con sus caminos, lagos, restaurantes, parque con sus caminos, lagos, restaurantes, árboles, pasto, etc. desde un banco fijo dentro del árboles, pasto, etc. desde un banco fijo dentro del parque?parque?


→ → medicionesmediciones dentro de la galaxia dentro de la galaxia→ comparación con otras galaxias (espirales)

NGC 6744: “de cara”NGC 891: “de canto”

nuestra galaxia = galaxia espiralnuestra galaxia = galaxia espiral

Vía láctea = banda luminosa alrededor del cieloVía láctea = banda luminosa alrededor del cielo

= proyección del disco luminoso al = proyección del disco luminoso al cielocielo


LA GALAXIALA GALAXIA Descripción de la estructura general, las componentes Descripción de la estructura general, las componentes

principales de nuestra galaxia y su dinámicaprincipales de nuestra galaxia y su dinámica La importancia de La importancia de variables para determinar la forma variables para determinar la forma

y el tamaño de la galaxiay el tamaño de la galaxia Las órbitas de Las órbitas de de diferentes poblaciones y su de diferentes poblaciones y su

relevancia para la comprensión de la formación de la relevancia para la comprensión de la formación de la galaxiagalaxia

Teoría de la existencia y persistencia de brazos en Teoría de la existencia y persistencia de brazos en galaxias espiralesgalaxias espirales

Indicaciones de la masa total, la masa faltante y la Indicaciones de la masa total, la masa faltante y la posible naturaleza de la masa faltanteposible naturaleza de la masa faltante

Algunos fenómenos del centro de nuestra galaxiaAlgunos fenómenos del centro de nuestra galaxia


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

Sol


Hoy:Hoy: 30 kpc x 300 pc; materia luminosa30 kpc x 300 pc; materia luminosa Sol está lejos del centro: RSol está lejos del centro: Rʘʘ ~ 8500 pc ~ 8500 pc y ~15 a 20 pc “encima” del plano (hacia polo norte galáctico)y ~15 a 20 pc “encima” del plano (hacia polo norte galáctico)

8 kpc


PROBLEMAS CON LAS MEDIDAS E PROBLEMAS CON LAS MEDIDAS E INTERPRETACIÓNES DE HERSCHELINTERPRETACIÓNES DE HERSCHEL

Observación en la banda ópticaObservación en la banda óptica Desconocimiento del polvo interestelar y efectos Desconocimiento del polvo interestelar y efectos

de extinciónde extinción polvo alrededor del Sol: podemos ver polvo alrededor del Sol: podemos ver ~ hasta ~ hasta

las mismas distancias en cada dirección las mismas distancias en cada dirección

Sol parece estar en el centroSol parece estar en el centro

**hasta el primer cuarto del siglo XX:**hasta el primer cuarto del siglo XX:

tamaño pequeño de la galaxia y Sol en el centro**tamaño pequeño de la galaxia y Sol en el centro**


¿POR QUÉ?¿POR QUÉ?

No se conocían las distancias (tamaño propio) de:No se conocían las distancias (tamaño propio) de:

- cúmulos globulares (estrellas rojas y viejas)- cúmulos globulares (estrellas rojas y viejas)

- nebulosas espirales- nebulosas espirales

- No se podía medir paralaje: objetos demasiado - No se podía medir paralaje: objetos demasiado distantesdistantes

- Paralajes espectroscópicos: identificación y - Paralajes espectroscópicos: identificación y observación de observación de de la secuencia principal de H- de la secuencia principal de H-R difícil con la tecnología de esa época.R difícil con la tecnología de esa época.

- No se sabía que las nebulosas espirales están - No se sabía que las nebulosas espirales están afuera de nuestra galaxia (y por tanto son otras afuera de nuestra galaxia (y por tanto son otras galaxias)galaxias)


P.e. imagen de la galaxia de P.e. imagen de la galaxia de Andrómeda (M31);Andrómeda (M31);interpretación errónea: formación interpretación errónea: formación de una estrella en un disco gaseosode una estrella en un disco gaseoso

Pero: no hay paralaje observable paraPero: no hay paralaje observable para d > d > 100 pc100 pc

a distancias grandes no se puede resolver una distancias grandes no se puede resolver un sistema solar en formaciónsistema solar en formación


Nuevos métodos para determinar Nuevos métodos para determinar distanciasdistancias

Con estrellas variables: Con estrellas variables:

- estrellas binarias- estrellas binarias

- variables cataclísmicas (nova, SN)- variables cataclísmicas (nova, SN)

- variables regulares- variables regulares

→ → variables intrínsecas / variables pulsantesvariables intrínsecas / variables pulsantes

→ → cambio de luminosidad regular y predeciblecambio de luminosidad regular y predecible

2 tipos: RR Lyrae y Cefeidas2 tipos: RR Lyrae y Cefeidas


Estrellas Variables PulsantesEstrellas Variables Pulsantes (nada (nada que ver con pulsares)que ver con pulsares)

Estructura de * Estructura de * transporte de radiación del transporte de radiación del núcleo hacianúcleo hacia

la fotósfera la fotósfera opacidadopacidad

opacidad ↑ → radiación bloqueada → presión ↑ → r opacidad ↑ → radiación bloqueada → presión ↑ → r expandeexpande

opacidad ↓ → radiación escapa → presión ↓ → r opacidad ↓ → radiación escapa → presión ↓ → r disminuyedisminuye

Teoría predice Teoría predice : durante la evolución de una : durante la evolución de una , tras , tras salir de la secuencia principal del diagrama H – R, salir de la secuencia principal del diagrama H – R, pasan por una fase de inestabilidad:pasan por una fase de inestabilidad:

Flujo de radiación causa cambio en la opacidad Flujo de radiación causa cambio en la opacidad

→ → pulsaciones pulsaciones


DIAGRAMA H-DIAGRAMA H-RR

RR – Lyrae:RR – Lyrae: (protótipo)(protótipo)

Estrellas de baja masa Estrellas de baja masa de la rama de la rama horizontalhorizontal

<luminosidad> <luminosidad> ≈ ≈ igualigual

LL RRL RRL≈ 100 L≈ 100 L⊙⊙

CefeidasCefeidas (protót. (protót. δδ Cep)Cep)

son estrellas son estrellas masivas conmasivas con

LL Cep Cep≈ 10≈ 1022 – 10 – 1044 L L⊙⊙


Curvas de Luz de Variables Curvas de Luz de Variables RegularesRegulares

← ← RR – LyraeRR – Lyrae

períodos cortosperíodos cortos

P: 0.5 – 1.0 díasP: 0.5 – 1.0 días

← ← CefeidasCefeidas

Períodos más largosPeríodos más largos

P: 1 – 100 díasP: 1 – 100 días

(patrón de diente de (patrón de diente de sierra) sierra)


← ← Fáciles de detectarFáciles de detectarplacas fotográficas placas fotográficas tomadas en diferentes tomadas en diferentes épocasépocas(comparadores de visión(comparadores de visión

alternada)alternada)← ← Fáciles de identificarFáciles de identificar - períodos son muy - períodos son muy

establesestables - período de una variable - período de una variable

nono varía de un ciclo a varía de un ciclo a

otrootro

Importancia: período y amplitud de la curva de luz es constanteImportancia: período y amplitud de la curva de luz es constante y depende SOLO de la luminosidad L;y depende SOLO de la luminosidad L; medir el brillo aparente medir el brillo aparente → obtener distancias→ obtener distancias

Cefeida WW Cygni


Determinar distancias con ** variables Determinar distancias con ** variables requiere:requiere: Reconocer a un tipo de variableReconocer a un tipo de variable Medir su períodoMedir su período Medir de su brillo aparenteMedir de su brillo aparente

Cefeidas:Cefeidas: tienen relación tienen relación lineallineal período – período – luminosidadluminosidad

(Henrietta Leavitt (Henrietta Leavitt

1908)1908)

RR – LyraeRR – Lyrae (rama horizontal): < luminosidad> (rama horizontal): < luminosidad> ~100 L~100 LʘʘCefeidas dentro de ~1000 pc


Cefeidas de período corto ↔ menos luminosasCefeidas de período corto ↔ menos luminosas

Cefeidas de período largo ↔ más luminosasCefeidas de período largo ↔ más luminosas

(m – M) = 5 log (d/pc) – 5 = lg (d/10pc) = módulo de (m – M) = 5 log (d/pc) – 5 = lg (d/10pc) = módulo de distancia = DMdistancia = DM

→ → calibración con paralaje trigonométrico y calibración con paralaje trigonométrico y “espectroscópica”“espectroscópica”

de las variables (dentro de ~ 1000 pc)de las variables (dentro de ~ 1000 pc)


Próximo escalón en la escala de Próximo escalón en la escala de distancias :distancias :

RR – Lyrae :RR – Lyrae : hasta r hasta r ≤ 1.5 Mpc:≤ 1.5 Mpc: no tan lejos, no tan lejos, menos brillantes,menos brillantes, pero muy comunespero muy comunes

Cefeidas : r ≤ 15 Cefeidas : r ≤ 15 MpcMpc

(distancias hasta (distancias hasta otras galaxias)otras galaxias)


Dimensión y forma de la Galaxia Dimensión y forma de la Galaxia determinada por Harlow Shapley determinada por Harlow Shapley

(1917)(1917) Estudio de la distribución de 93 cúmulos Estudio de la distribución de 93 cúmulos

globulares (CG)globulares (CG) Distancias de RR – Lyrae Distancias de RR – Lyrae → frecuentemente → frecuentemente

en CGen CG

Conclusiones:Conclusiones: CG a grandes distancias (muchosCG a grandes distancias (muchos kpc) kpc) distribución en el espacio (distribución en el espacio (αα, , δδ, , r)r): en : en

volumen esféricovolumen esférico

(ligeramente aplanado) con D (ligeramente aplanado) con D ≃ ≃ 30 kpc30 kpc

⇒⇒El centro de la distribución de CGs está El centro de la distribución de CGs está lejos del Sollejos del Sol


Shapley notó que:Shapley notó que: El centro de la galaxia está definido por los CGEl centro de la galaxia está definido por los CG Se encuentra en la constelación de SagitarioSe encuentra en la constelación de Sagitario El Sol no se encuentra en el centro, sino a REl Sol no se encuentra en el centro, sino a RCGCG = 8.5 = 8.5

kpckpc Los CGs definen el tamaño verdadero de la galaxiaLos CGs definen el tamaño verdadero de la galaxia Existe un halo enorme de estrellas viejas en los CGsExiste un halo enorme de estrellas viejas en los CGs Evolución histórica:Evolución histórica:Sist. geocéntrico → Sist. heliocéntrico → Sist. Sist. geocéntrico → Sist. heliocéntrico → Sist.

GalactocéntricoGalactocéntrico (Copernicus) (Shapley)(Copernicus) (Shapley)

Shapley “aumentó” tamaño de Galaxia por factor 10 . . Shapley “aumentó” tamaño de Galaxia por factor 10 . . ..

sin embargo Shapley todavía no creía que las sin embargo Shapley todavía no creía que las nebulosas espirales se encontraran fuera de la nebulosas espirales se encontraran fuera de la galaxia (“no podían existir objetos tan grandes”)galaxia (“no podían existir objetos tan grandes”)


Tamaño y Forma de la GalaxiaTamaño y Forma de la Galaxia (basado en radiación visible, IR, radio, X, gamma…)(basado en radiación visible, IR, radio, X, gamma…)

Disco circularDisco circular de materia luminosa, estrellas, gas y polvo de materia luminosa, estrellas, gas y polvo

- diámetro D = 30 kpc (~100 mil años luz)- diámetro D = 30 kpc (~100 mil años luz)

(detección de gas, p.e. HI, se extiende hasta diám. = 100 (detección de gas, p.e. HI, se extiende hasta diám. = 100 kpc)kpc)

- R- Rʘʘ = 8.5 kpc (distancia Sol del centro galáctico)= 8.5 kpc (distancia Sol del centro galáctico)

- espesor del disco = 300 pc (cerca ) ~ 1 % de diám.- espesor del disco = 300 pc (cerca ) ~ 1 % de diám.

Bulbo GalácticoBulbo Galáctico (mejor “visible” en IR): (mejor “visible” en IR):

D x d D x d ≃ ≃ 6 x 4 kpc 6 x 4 kpc (esferoide de estrellas viejas)(esferoide de estrellas viejas)

Halo esféricoHalo esférico

D D ≃ ≃ 50 – 80 kpc50 – 80 kpc

(estrellas viejas, cúmulos globulares)(estrellas viejas, cúmulos globulares)

satelite COBE ~1992, 30−90 GHz



Diferencias entre los componentes Diferencias entre los componentes principalesprincipales

Disco: estrellas O, B de la secuencia principal Disco: estrellas O, B de la secuencia principal

más brillantes y azules que enanas tipo G, K, M;más brillantes y azules que enanas tipo G, K, M;

luz azul domina, aúnque enanas son mucho más luz azul domina, aúnque enanas son mucho más numerosas;numerosas;

estrellas recién formadasestrellas recién formadas el disco tiene mucho gas y el disco tiene mucho gas y polvopolvo

Halo y bulbo: estrellas más viejas (todos: Halo y bulbo: estrellas más viejas (todos: ≳ ≳ 101099 años) años)

Halo NO contiene ni gas ni polvo Halo NO contiene ni gas ni polvo

sin gas ni polvo no se pueden formar estrellas sin gas ni polvo no se pueden formar estrellas nuevasnuevas

Bulbo tiene gas y polvo sólo en su parte interior Bulbo tiene gas y polvo sólo en su parte interior

Estas propiedades se observa en todas las galaxias Estas propiedades se observa en todas las galaxias

espiralesespirales


Composición química diferenteComposición química diferente

Halo: ** tienen pocos “metales” (> He) Halo: ** tienen pocos “metales” (> He) no no hubohubo

más que un ciclo de formación de **; se más que un ciclo de formación de **; se formaron deformaron de

“ “materia primordial” materia primordial” Disco: ** tienen composición rica en metales Disco: ** tienen composición rica en metales con cada ciclo de formación estelar se con cada ciclo de formación estelar se

enriquece el medio interestelar.enriquece el medio interestelar.

(explosiones de SN, etc) (explosiones de SN, etc) → más elementos pesados → más elementos pesados que se incrementan con el tiempoque se incrementan con el tiempo

Pocos metales: formación hace mucho tiempo (al Pocos metales: formación hace mucho tiempo (al inicio de la formación de la galaxia)inicio de la formación de la galaxia)

más metales → más jovenmás metales → más joven


Poblaciones EstelaresPoblaciones Estelares

Pop IPop I discodisco jovenjoven rico en rico en metalesmetales

velocidadevelocidades s circularescirculares

Pop IIPop II bulbobulbo

halohaloviejasviejas

(> 10(> 1099 años)años)

pobre en pobre en metalesmetales

velocidadevelocidades s aleatoriasaleatorias

~ 1930: clasificación de estrellas en dos categorías~ 1930: clasificación de estrellas en dos categorías (“Pop” = population)(“Pop” = population)


1940 – 1945 Walter Baade1940 – 1945 Walter Baade

Usando el telescopio de Mt. Wilson y aprovechando el Usando el telescopio de Mt. Wilson y aprovechando el oscurecimiento de L. A. en la segunda guerra mundial:oscurecimiento de L. A. en la segunda guerra mundial:

→ → Descubrió las mismas poblaciones en el disco y en elDescubrió las mismas poblaciones en el disco y en el

halo de la galaxia en Andrómeda (M31)halo de la galaxia en Andrómeda (M31)

Bulbo difícil de observar (>28 mag de extinción por Bulbo difícil de observar (>28 mag de extinción por polvo !!)polvo !!)

→ “ → “Baade’s window”: ventana con poca extinción hacia elBaade’s window”: ventana con poca extinción hacia el

bulbo galáctico (b = −3.9bulbo galáctico (b = −3.9oo; línea de visión pasa a ; línea de visión pasa a ~550pc~550pc

del centro galáctico). del centro galáctico).

⇒ ⇒ en el bulbo: pop IIen el bulbo: pop II


Orbitas y movimientos de estrellasOrbitas y movimientos de estrellas

Movimientos regulares o aleatorios dependiente Movimientos regulares o aleatorios dependiente dede

Componentes (disco, halo, bulbo)Componentes (disco, halo, bulbo) Materia (Materia (, nubes interestelares, gas, polvo), nubes interestelares, gas, polvo)

Disco:Disco:a gran escala (>100 pc): movimiento bien a gran escala (>100 pc): movimiento bien

definido y regulardefinido y regular

local (local (≲≲100 pc):100 pc): velocidades peculiares o velocidades peculiares o aleatoriasaleatorias

⇒⇒medidas de velocidades radiales con efecto medidas de velocidades radiales con efecto DopplerDoppler


Movimientos típicos en los componentes de la Vía Láctea

Halo, bulbo y disco: Efecto Doppler en el disco galáctico

ℓℓ =−40o=+320o

ℓℓ = 0o

ℓℓ = +40o

ℓℓ = 180o


velocidad radial observada en función de su lugar velocidad radial observada en función de su lugar en el plano galáctico, es decir, en función de la en el plano galáctico, es decir, en función de la “longitud galáctica”“longitud galáctica”

= ángulo entre línea de vista y el centro = ángulo entre línea de vista y el centro galáctico (vértice Sol)galáctico (vértice Sol)

⇒⇒ movimiento en el discomovimiento en el disco

Materia en el disco galáctico está rotando alrededor Materia en el disco galáctico está rotando alrededor del centro galáctico de forma del centro galáctico de forma diferencialdiferencial : :

Sol se mueve con Sol se mueve con vvʘʘ = = 220 km/s a220 km/s a rrCGCG = 8.5 kpc= 8.5 kpc

Período de rotación P = un “año Galáctico” = 225 Período de rotación P = un “año Galáctico” = 225 millones de añosmillones de años


HaloHaloLos movimientos no son ni regulares ni circularesLos movimientos no son ni regulares ni circulares CGs y estrellas giran alrededor del centro CGs y estrellas giran alrededor del centro

galácticogaláctico Movimientos aleatoriosMovimientos aleatorios Velocidades similares a velocidades en el disco Velocidades similares a velocidades en el disco

a distancias galactocéntricas equivalentesa distancias galactocéntricas equivalentes Atraviesan el disco regularmenteAtraviesan el disco regularmente

Bulbo:Bulbo: ligera rotación, pero dominado por el ligera rotación, pero dominado por el

movimiento aleatoriomovimiento aleatorio


M31: la galaxia de Andrómeda

Muestra los colores típicos de Muestra los colores típicos de las componentes de espiraleslas componentes de espirales

Doble núcleo (inexplicado)Doble núcleo (inexplicado)

15 pc

30 kpc


Distribución y movimiento del gas;Distribución y movimiento del gas;estructura espiralestructura espiral

Gas: 75% en H (H + He hacenGas: 75% en H (H + He hacen 96 – 99% de la masa 96 – 99% de la masa del gas)del gas)en un disco muy extenso, pero más aplanadoen un disco muy extenso, pero más aplanado

gas hasta rgas hasta rCGCG ≲ ≲ 50 kpc50 kpc (más extenso que (más extenso que materia materia

luminosa)luminosa)

espesor espesor ∆∆hhʘ ʘ ≃ ≃ 125 pc125 pc (menos grueso que (menos grueso que materia materia luminosa)luminosa)mayor parte del gas está fríomayor parte del gas está frío::30 – 100 K → en forma atómica y neutra30 – 100 K → en forma atómica y neutra

→ → observable en 21 cm (HI)observable en 21 cm (HI)< 30 K < 30 K → en nubes de gas, moléculas de hidrógeno → en nubes de gas, moléculas de hidrógeno (H(H22))


Ventaja:Ventaja: A A λλ==21 cm 21 cm →→ longitud de onda grande longitud de onda grande

→ → absorción por polvo insignificanteabsorción por polvo insignificante Hidrógeno (H) es muy abundante Hidrógeno (H) es muy abundante Se puede cartografiar el disco gaseoso Se puede cartografiar el disco gaseoso

fácilmente con radiotelescopiosfácilmente con radiotelescopios

Determinación de velocidades orbitales interiores al Sol:Determinación de velocidades orbitales interiores al Sol: Velocidad máxima del gas en el punto tangencial a Velocidad máxima del gas en el punto tangencial a

unauna

órbita circular de radio Rórbita circular de radio Rorborb

Determinación geométrica de RDeterminación geométrica de Rorb orb = R= RCGCG sen sen ℓℓ

OJO: con R > ROJO: con R > Rʘʘ es más dificil, no vemos un máximo, es más dificil, no vemos un máximo,

no sabemos donde se localiza el gas con las no sabemos donde se localiza el gas con las velocidades medidasvelocidades medidas


Detección de los Detección de los brazos espirales a brazos espirales a

21 cm21 cm Atravesando un Atravesando un

brazo, mayor brazo, mayor contenido de Hcontenido de H

Mapear las Mapear las velocidades de los velocidades de los brazosbrazos

Sin efectos de Sin efectos de absorciónabsorción

λλ00= 21.106 cm sin = 21.106 cm sin velocidadvelocidad

relativarelativa

vrot

Sol

ℓℓ = 180°

ℓℓ = 0°

ℓℓ = 90°


Vista global de los Vista global de los brazos espiralesbrazos espirales

Cuatro brazos Cuatro brazos espiralesespirales

El Sol está en el El Sol está en el interior del brazo de interior del brazo de Orión, que es un Orión, que es un brazo incompletobrazo incompleto

En promedio, En promedio, espesor del gas muy espesor del gas muy angosto (~125 pc)angosto (~125 pc)

Centro del gas = Centro del gas = centro del sistema de centro del sistema de cúmulos globularescúmulos globulares


Propiedades generalesPropiedades generales


Formación de la galaxiaFormación de la galaxia Nacimiento de la galaxia hace ~ 10 – 15 10Nacimiento de la galaxia hace ~ 10 – 15 1099 años años (de acuerdo a la edad de las (de acuerdo a la edad de las más viejas) más viejas) Contracción de una nube de gas intergaláctico yContracción de una nube de gas intergaláctico y

formación de las primeras formación de las primeras ( ( cúmulos globulares cúmulos globulares futuros)futuros)

El gas y polvo caen al plano debido al aumento de la El gas y polvo caen al plano debido al aumento de la rotaciónrotación

(conservación del momento angular)(conservación del momento angular) En el En el halohalo no se pueden formar nuevas estrellas, las masivas no se pueden formar nuevas estrellas, las masivas

han muerto, quedan las de baja masa que se desarrollan han muerto, quedan las de baja masa que se desarrollan lentamente, i.e. enanas rojas en sus orbitas originales = lentamente, i.e. enanas rojas en sus orbitas originales = aleatoriasaleatorias

En el En el disco disco se forman continuamente nuevas se forman continuamente nuevas Por conservación de momento angular durante el colapso se Por conservación de momento angular durante el colapso se

forma el disco: forma el disco: ↑ ↑ rotación, estrellas, gas y polvo en órbitas rotación, estrellas, gas y polvo en órbitas circularescirculares


Esquema artístico de laformación dela Galaxia


Persistencia de brazos espiralesPersistencia de brazos espirales Brazos espirales: nubes interestelares, regiones de Brazos espirales: nubes interestelares, regiones de

formación estelar, estrellas jóvenes (O – B, cúmulos formación estelar, estrellas jóvenes (O – B, cúmulos abiertos), nebulosas de emisiónabiertos), nebulosas de emisión

¿Existencia prolongada de brazos espirales?¿Existencia prolongada de brazos espirales?

Tenemos rotación diferencial:Tenemos rotación diferencial:

ωω (vel.angular) (vel.angular) en el interior > en el interior > ωω en el exterior en el exterior

el disco no gira como cuerpo sólidoel disco no gira como cuerpo sólido


Rotación diferencial: los brazos se enrollan en Rotación diferencial: los brazos se enrollan en muy poco tiempomuy poco tiempo

⇒ ⇒ desaparecen en ~100 millones de añosdesaparecen en ~100 millones de años

PROBLEMA:PROBLEMA:

La mayoría de las galaxias con discos tienen La mayoría de las galaxias con discos tienen estructura espiral bien definida.estructura espiral bien definida.

Estadísticamente: no podemos explicarloEstadísticamente: no podemos explicarlo

cantidad de galaxias cantidad de galaxias ⇎⇎ corto tiempo de vidacorto tiempo de vida

espirales espirales de la estructura de la estructura espiralespiral


1967: Lin & Shu proponen modelo 1967: Lin & Shu proponen modelo de ondas de densidadde ondas de densidad

Los brazos espirales (regiones de formación estelar) no Los brazos espirales (regiones de formación estelar) no giran junto con el disco:giran junto con el disco:

Las ondas de densidad se mueven Las ondas de densidad se mueven independientemente por el disco comprimiendo independientemente por el disco comprimiendo nubes de gas interestelar induciendo la formación de nubes de gas interestelar induciendo la formación de

La onda no transporta materia, los brazos (máximos La onda no transporta materia, los brazos (máximos de de

la onda) mantienen su patrón y NO siguen la la onda) mantienen su patrón y NO siguen la rotaciónrotación

diferencialdiferencial Los brazos espirales son como una instantánea del Los brazos espirales son como una instantánea del

paso de la onda de densidad a través del disco, paso de la onda de densidad a través del disco, independiente de la rotación diferencialindependiente de la rotación diferencial


Similar a: Similar a: ondas transversales en el aire, olas de ondas transversales en el aire, olas de marmar

La onda pasa por el medio La onda pasa por el medio → perturbación → perturbación localmente localmente

= aumento de la densidad= aumento de la densidad En la galaxia; al interior de r En la galaxia; al interior de r ≤ 15 kpc≤ 15 kpc

vel (onda de densidad) < vel (disco galáctico)vel (onda de densidad) < vel (disco galáctico)

materia del disco es atrapada en la onda de densidadmateria del disco es atrapada en la onda de densidad

↓↓

se desacelera por choquesse desacelera por choques

↓↓

se comprimese comprime

↓↓

sale y continúa normalmente con la rotación del discosale y continúa normalmente con la rotación del disco


Movimiento de gas vs. la onda de densidadMovimiento de gas vs. la onda de densidad gas cruza onda de densidad gas cruza onda de densidad formación de estrellas O,B formación de estrellas O,B que “rebasan” onda (=brazo) que “rebasan” onda (=brazo)


Analogía para ondas de densidad:Analogía para ondas de densidad:Tráfico en carretera, pasando por obra que avanza lentamente

Los coches cruzan la zona de obra (=brazo espiral) a baja velocidad;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 obra (=brazo) se mueve con vel. MENOR que el tráfico (materia);La “onda” de densidad nunca contiene los mismos cochesLa “onda” de densidad nunca contiene los mismos coches

Velocidad deltráfico


ALTERNATIVA: autopropagación de ALTERNATIVA: autopropagación de formación estelarformación estelar

- Cadena de ** masivas muere - Cadena de ** masivas muere SNs SNs comprimen materialcomprimen material en periferia de los brazosen periferia de los brazos

- Efecto contrario a las- Efecto contrario a las ondas de densidad: ondas de densidad: aquí la formación estelaraquí la formación estelar produce ondas;produce ondas; la onda de densidad dela onda de densidad de Lin & Shu produce Lin & Shu produce formación estelar formación estelar


Hay dos procesos que pueden explicar Hay dos procesos que pueden explicar la estructura espiral y la persistencia de la estructura espiral y la persistencia de los brazos:los brazos: Modelo de ondas de densidadModelo de ondas de densidad Autopropagación de ondas de densidadAutopropagación de ondas de densidad

Muy probablemente ambos procesos están Muy probablemente ambos procesos están produciendo brazos espiralesproduciendo brazos espirales

Por ejemplo, en la Galaxia:Por ejemplo, en la Galaxia: 4 brazos espirales bien definidos → ondas de 4 brazos espirales bien definidos → ondas de

densidaddensidad 1 brazo parcial (Orión) → autopropagación1 brazo parcial (Orión) → autopropagación

PROBLEMA: comprensión del mecanismo de la PROBLEMA: comprensión del mecanismo de la producción producción

y la longevidad de los brazos y la longevidad de los brazos espiralesespirales


¿ Cuál mecanismo produce las ¿ Cuál mecanismo produce las ondas/perturbación?ondas/perturbación?

Efectos/interacciones gravitacionales con galaxias Efectos/interacciones gravitacionales con galaxias satélitessatélites

Inestabilidad en el bulbo galácticoInestabilidad en el bulbo galáctico Asimetría en la barra del bulboAsimetría en la barra del bulbo

Hoy lo más aceptado: mayoría de Hoy lo más aceptado: mayoría de

galaxias tienen satélites enanas galaxias tienen satélites enanas

indicaciones de interacción, p.e.indicaciones de interacción, p.e.

Vía Láctea – Nubes de MagallanesVía Láctea – Nubes de Magallanes

PeroPero: existen galaxias espirales aisladas: existen galaxias espirales aisladas Pregunta abierta: Pregunta abierta: ¿Porqué hay ¿Porqué hay

ondas de densidad en ellas?ondas de densidad en ellas?

LMC

SMC

Vía Láctea desde 100 kpc sobre elplano galáctico

Sol


La masa de la GalaxiaLa masa de la Galaxia Derivación de la masa de las galaxias usando Derivación de la masa de las galaxias usando

los movimientos orbitales de nubes de gas, los movimientos orbitales de nubes de gas, estrellas, cúmulos, etc.estrellas, cúmulos, etc.

Kepler:Kepler:MMOrbOrb = masa dentro de la = masa dentro de la órbita en Mórbita en M◉◉

R = radio de la órbita en UAR = radio de la órbita en UAP = período orbital en añosP = período orbital en años

Rʘ = 8.5 kpc = 1.7 x 109 UA 1 pc = 2 105 UAP = 225 106 años (v = 220 km/s a Rʘ = 8.5 kpc )⇒ = 100 billones de estrellas de una masa solar

rb


Diferente al sistema solar: 99% la masa del S. Diferente al sistema solar: 99% la masa del S. S. se encuentra en el Sol (la masa de los S. se encuentra en el Sol (la masa de los planetas es insignificante)planetas es insignificante)

Galaxia: materia distribuida por todas partes, hasta Galaxia: materia distribuida por todas partes, hasta

fuera del radio solar (más gas, cúmulos globulares, fuera del radio solar (más gas, cúmulos globulares, etc.)etc.)

Newton: período orbital es determinado por la masa Newton: período orbital es determinado por la masa dentro del radio orbitaldentro del radio orbital

M = 10M = 101111 M Mʘʘ ⇔ masa dentro de R ⇔ masa dentro de Rʘʘ = 8.5 kpc = 8.5 kpc

M = R3

P2, P = 2πR/v ⇒ M(R) = R·vR

2

G(vR = velocidad

orbital a un radio R)

Determinación de la masa para R > RDeterminación de la masa para R > Rʘʘ::- Observación de cúmulos globulares- Observación de cúmulos globulares- Gas con radiotelescopios (no afectados por absorción interestelar)- Gas con radiotelescopios (no afectados por absorción interestelar)


Derivación de M en función de R: Derivación de M en función de R: La curva de rotaciónLa curva de rotación

← Observado!


R = 8.5 kpcR = 8.5 kpc M(<R) = 1 M(<R) = 1 101011 11 MMʘʘ

R = 15 kpc R = 15 kpc M(<R) = 2 10M(<R) = 2 1011 11 MMʘʘ

15 kpc ≃ radio de la materia visible 15 kpc ≃ radio de la materia visible (disco galáctico con brazos; cúmulos globulares)(disco galáctico con brazos; cúmulos globulares)

PREGUNTA: ¿límite de la materia = radio de luz visible?PREGUNTA: ¿límite de la materia = radio de luz visible?

M(R) =R·v2

G(Kepler + Newton)

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)


Observamos:Observamos: v v ≃ constante (ligeramente creciente) ≃ constante (ligeramente creciente) hasta las distancias máximas que podemos medirhasta las distancias máximas que podemos medir

⇒ ⇒ v ≃ 300 km/s a R ≤ 40 – 50 kpcv ≃ 300 km/s a R ≤ 40 – 50 kpc

∴ ∴ MMtottot ≥ 6 ≥ 6 101011 11 MMʘʘ

¡Una cantidad de masa equivalente a dos veces la ¡Una cantidad de masa equivalente a dos veces la materia observada se encuentra afuera de la galaxia materia observada se encuentra afuera de la galaxia

visible!visible!¡ ¡ Esto también se observa en otras galaxias espirales !Esto también se observa en otras galaxias espirales !

Oort 1932: las estrellas visibles tienen solo ~50% de la Oort 1932: las estrellas visibles tienen solo ~50% de la densidad dedensidad de

masa necesaria para explicar la velocidad de las estrellas masa necesaria para explicar la velocidad de las estrellas vertical al plano Galáctico.vertical al plano Galáctico.


Consecuencias de la curva de rotación:Consecuencias de la curva de rotación:

r (kpc)r (kpc) V V (km/s)(km/s)

M (M (101011 11

MMʘʘ))Vol/VolVol/Volʘʘ ρρ//ρρʘʘ

8.58.5 220220 11 11 11

1515 240240 22 5.55.5 0.360.36

5050 300300 66 200200 0.030.03

El volumen crece más rápido que la masa y la densidad disminuyeconforme aumenta R

Materia visible = punta del iceberg

La región luminosa (R 15 kpc) está rodeada por ≲un halo de materia oscura (R 50 kpc)≳


¿Composición? No se observan suficientes ¿Composición? No se observan suficientes estrellas o materia interestelar para explicar estrellas o materia interestelar para explicar

esta masaesta masa

La mayor parte de la materia que conforma La mayor parte de la materia que conforma las galaxias = materia oscuralas galaxias = materia oscura

Esta materia es oscura no solamente en el Esta materia es oscura no solamente en el visible, sino que en todo el espectro visible, sino que en todo el espectro electromagnético (desde radio hasta rayos electromagnético (desde radio hasta rayos gamma)gamma)

¿Qué es la materia oscura, la masa faltante?¿Qué es la materia oscura, la masa faltante?

- polvo no es: causaría absorción de luz- polvo no es: causaría absorción de luz

- gas no es: sería observable con - gas no es: sería observable con radiotelescopiosradiotelescopios


¿Qué es la materia oscura?¿Qué es la materia oscura? Hoyos negros (BH):Hoyos negros (BH): podrían explicar parte de la materia podrían explicar parte de la materia

invisible, invisible, pero, aunque hay evidencias observacionales para su pero, aunque hay evidencias observacionales para su

existencia:existencia: BHs = productos finales de la evolución de estrellas muy BHs = productos finales de la evolución de estrellas muy masivas y raras; si existían tanto en el pasado,masivas y raras; si existían tanto en el pasado, debería de haber más “metales” hoydebería de haber más “metales” hoy - acreción de materia - acreción de materia → rayos X: y no se ve nada . . .→ rayos X: y no se ve nada . . .

- no se pueden esconder cantidades relevantes en el halo- no se pueden esconder cantidades relevantes en el halo

Enanas rojas débilesEnanas rojas débiles: (de muy baja masa) : (de muy baja masa) - podrían existir en grandes cantidades: difíciles de observar- podrían existir en grandes cantidades: difíciles de observar

Pero: en imágenes del HST muy profundas de cúmulos Pero: en imágenes del HST muy profundas de cúmulos globulares cercanos no se observan.globulares cercanos no se observan.

Además: la tasa de formación de estrellas Además: la tasa de formación de estrellas disminuye rápidamente para M < 0.2 Mdisminuye rápidamente para M < 0.2 Mʘʘ


Partículas subatómicas exóticas:Partículas subatómicas exóticas:

- se podrían haber producido abundantemente en - se podrían haber producido abundantemente en los los primeros instantes del universoprimeros instantes del universo pero: los experimentos realizados hasta ahora no pero: los experimentos realizados hasta ahora no indican indican ninguna detección ninguna detección

(WIMPS: weakly interacting massive (WIMPS: weakly interacting massive particles)particles)

Enanas marrónes (cafés):Enanas marrónes (cafés): objetos con tan baja objetos con tan baja masa masa

que no alcanzaron a producir fusión nuclear (no que no alcanzaron a producir fusión nuclear (no brillan)brillan)

desde 1993: pruebas de su desde 1993: pruebas de su existencia en existencia en cantidades cantidades

significantes (no suficiente para explicar masa significantes (no suficiente para explicar masa oscura)oscura)


El efecto de lente gravitacionalEl efecto de lente gravitacional

Einstein: deflexión de rayos de luz causada Einstein: deflexión de rayos de luz causada por un por un campo gravitacionalcampo gravitacional(verificado con estrellas pasando cerca del (verificado con estrellas pasando cerca del

Sol)Sol) Búsqueda de la materia oscura por medio Búsqueda de la materia oscura por medio

del efecto de lentes gravitacionalesdel efecto de lentes gravitacionales Efecto muy pequeño pero medibleEfecto muy pequeño pero medible Por ejemplo: Por ejemplo:

aumento de brillo temporal de una estrella aumento de brillo temporal de una estrella lejana causado por una estrella débil (enana lejana causado por una estrella débil (enana marrón invisible) que pasa enfrente de ella.marrón invisible) que pasa enfrente de ella.

aquí: enana marrón = lente gravitacionalaquí: enana marrón = lente gravitacional


Esquema del efecto de “microlensing”


lente gravitacional: en general invisible, pero lente gravitacional: en general invisible, pero detectable por su efecto gravitacional sobre rayos de detectable por su efecto gravitacional sobre rayos de luz de objetos lejanos.luz de objetos lejanos.

dependemasa

distanciavelocidad

de la lente gravitacionalEl aumento de brilloLa duración del efecto

Típicamente: aumento por factor f = 2 – 5 en brillo (1 - 2 mag)

Δt = algunas semanas


HOYHOY: varios estudios a largo plazo, : varios estudios a largo plazo, colaboraciones internacionales usando colaboraciones internacionales usando varios telescopiosvarios telescopios

Probabilidad que una estrella pase frente a otra es muy Probabilidad que una estrella pase frente a otra es muy pequeñapequeña

se hace sondeos en regiones con millones de estrellasse hace sondeos en regiones con millones de estrellas observaciones regularmente (cada pocos días)observaciones regularmente (cada pocos días) y durante mucho tiempo (algunos años)y durante mucho tiempo (algunos años) Regiones estudiadas: - bulbo galáctico y lasRegiones estudiadas: - bulbo galáctico y las - Nubes de Magallanes (búsqueda de “MACHOs” =- Nubes de Magallanes (búsqueda de “MACHOs” = “ “massive compact halo massive compact halo

objects”)objects”)ResultadoResultado: : primer evento detectado en 1993primer evento detectado en 1993

hoy hoy → suficientes eventos que se puede deducir → suficientes eventos que se puede deducir estimación de la frecuencia de enanas marrónesestimación de la frecuencia de enanas marrónes

⇒ ⇒ sólo la mitad de la masa faltante se puede explicar sólo la mitad de la masa faltante se puede explicar con enanas de muy baja masacon enanas de muy baja masa Probablemente la masa oscura consiste en varios componentesProbablemente la masa oscura consiste en varios componentes


El Centro El Centro Galáctico Galáctico

(GC)(GC)

Teoría (comparación Teoría (comparación con otras galaxias) con otras galaxias) predice que: predice que:

- bulbo galáctico y - bulbo galáctico y centro galáctico: centro galáctico: población muy densa población muy densa con varios 10con varios 1099 * * * *

(no lo vemos por el (no lo vemos por el polvo interestelar y polvo interestelar y aglomeración densa de aglomeración densa de estrellas)estrellas)

M8

CG

Vista óptica hacia elCG: sólo se “ve” hastaun décimo de RCG


anillo de materiaen rotación ~5 pc

Infrarrojo:

Radiocontinuo:

Sgr A* enradiocontinuo

Rayos X(Chandra)


IRIR: densidad estelar N: densidad estelar N ≃ 50 000 /pc≃ 50 000 /pc33 (un millón (un millón de veces más denso que en la vecindad solar)de veces más denso que en la vecindad solar)

tan denso que las colisiones son frecuentestan denso que las colisiones son frecuentes RadioRadio: anillo con nubes de gas molecular: anillo con nubes de gas molecular

D ≃ 400 pc, D ≃ 400 pc, M ≃ 30 000 M ≃ 30 000 MMʘʘ,, vvrotrot ≃ 100 km/s ≃ 100 km/s

y en el centro hay una radiofuente muy y en el centro hay una radiofuente muy potente: Sgr A*potente: Sgr A*

Imágenes en radio con alta resolución; Imágenes en radio con alta resolución; estructura a escalas más pequeñasestructura a escalas más pequeñas

Filamentos de ~ 100 pc de largo y 0.5 pc de Filamentos de ~ 100 pc de largo y 0.5 pc de grosor !grosor !

Sugiriendo campos magnéticos fuertes (similares Sugiriendo campos magnéticos fuertes (similares en apariencia al Sol activo, pero a mayor escala)en apariencia al Sol activo, pero a mayor escala)

Anillo o disco en rotación de Anillo o disco en rotación de ∅∅~ 5 pc~ 5 pc


100 kpc 10 kpc 1 kpc

100 pc 10 pc 1 pc

La Galaxia en “zooms” de factores de 10: Visto desde encima delplano Galáctico

anillo de nubesmoleculares deM ~ 30000 M◉

bulbo y brazo másinterior

regiones deformaciónestelar

gas ionizado poractividad en C.G.

disco de gas a T ~104 KDisco de acreción deT > 106 K

Hoyo negrosupermasivo(~ 3 106 M◉)


Origen de esta actividad; procesos Origen de esta actividad; procesos energéticosenergéticos

Observación: efecto Doppler de líneas espectrales IRObservación: efecto Doppler de líneas espectrales IR

ensanchamiento ensanchamiento → anillo rotando en el centro→ anillo rotando en el centro

anchura de las líneas anchura de las líneas movimientos orbitales muy movimientos orbitales muy rápidosrápidos

Para que el gas se quede en esta órbita, necesitamos un Para que el gas se quede en esta órbita, necesitamos un objeto central muy masivo: M objeto central muy masivo: M ≳≳ 10 1066 MMʘʘ

Masa grande, área pequeña Masa grande, área pequeña ⇒ Hoyo negro!⇒ Hoyo negro!

OJO ! el hoyo negro mismo NO ES la fuente de energíaOJO ! el hoyo negro mismo NO ES la fuente de energía

Procesos energéticos observados vienen del disco de Procesos energéticos observados vienen del disco de acreción de materia atraída por el fuerte campo acreción de materia atraída por el fuerte campo gravitacional con materia cayendo dentro del agujero gravitacional con materia cayendo dentro del agujero negro (similar a estrellas de neutrones, o agujeros negros negro (similar a estrellas de neutrones, o agujeros negros de masa estelar) de masa estelar)


Campos magnéticos: generados en el disco de Campos magnéticos: generados en el disco de acreción de la materia cayendo en espiral hacia el acreción de la materia cayendo en espiral hacia el hoyo negrohoyo negro

Campo magnético funciona como acelerador de Campo magnético funciona como acelerador de partículas generando “rayos cósmicos” partículas generando “rayos cósmicos”

= partículas cargadas muy energéticas con = partículas cargadas muy energéticas con velocidadesvelocidades

relativistas (v ~ c)relativistas (v ~ c)

= protones (90%), núcleos de átomos (9%), = protones (90%), núcleos de átomos (9%), electrones (1%)electrones (1%)

(se detectan en Tierra como partículas secundarias:(se detectan en Tierra como partículas secundarias:

interactuando con la atmósfera se dividen en interactuando con la atmósfera se dividen en partículas con menor energía)partículas con menor energía)

densidad de los rayos cósmicos ~ 10densidad de los rayos cósmicos ~ 10-3-3 part/m part/m-3-3 : :

poco frecuentes pero más numerosas quepoco frecuentes pero más numerosas que

partículas del polvo interestelar)partículas del polvo interestelar)


Centro GalácticoCentro Galáctico: L: LSgrA*SgrA* ~10 ~103333 W (por todo el W (por todo el espectro electromagn.)espectro electromagn.)

LLCG CG es más de 10es más de 1066 de veces la el Sol (~4 de veces la el Sol (~4 10102626 W) W) Muy energético, pero ni tanto en comparación con Muy energético, pero ni tanto en comparación con

otras galaxias (AGN)otras galaxias (AGN) Observaciones con VLBI (radiotelescopios de línea Observaciones con VLBI (radiotelescopios de línea

de base muy larga): de base muy larga): ∅∅ (Sgr A*) < 1 UA (Sgr A*) < 1 UA Hoyo Hoyo negro inevitable !negro inevitable ! Todas las alternativas son poco convincentes:Todas las alternativas son poco convincentes:

SN múltiples SN múltiples no observamos expansión de materia no observamos expansión de materia expulsadaexpulsada

Estrellas de neutrones (moviéndose rápidamente): Estrellas de neutrones (moviéndose rápidamente):

pero Sgr A* parece fijo con respecto a la galaxiapero Sgr A* parece fijo con respecto a la galaxia Cúmulo de estrellas enorme: la región emitiendo Cúmulo de estrellas enorme: la región emitiendo

radiación radiación tendría que ser más grande, no tan tendría que ser más grande, no tan compactacompacta

Estrella de neutrones normal dentro de una fuente Estrella de neutrones normal dentro de una fuente potente de radio: parece una opción muy ad hocpotente de radio: parece una opción muy ad hoc


Observaciones recientes a favor de un Observaciones recientes a favor de un hoyo negro:hoyo negro: Espectroscopia IR de estrellas cercanas a Sgr A* (~ Espectroscopia IR de estrellas cercanas a Sgr A* (~

arcsec)arcsec)

vvorborb ↑ conforme la distancia a Sgr A* ↓ (concuerda con ↑ conforme la distancia a Sgr A* ↓ (concuerda con material atraido hacia un agujero negro)material atraido hacia un agujero negro)

Imágenes IR obtenidas con óptica adaptativaImágenes IR obtenidas con óptica adaptativa

→ → fuente variable y brillante (P ~ 10 min)fuente variable y brillante (P ~ 10 min)

→ → mancha caliente (hot spot) en el disco de acreciónmancha caliente (hot spot) en el disco de acreción

→→observaciones de * * en vecindad inmediata de Sgr A*: observaciones de * * en vecindad inmediata de Sgr A*:

MMSgr A*Sgr A* = (3.7 = (3.7 ± ± 1.5)1.5) 10 1066 MMʘ ʘ (Sch(Schöödel et al. 2002, del et al. 2002, Nature)Nature)

posición: = 359.94ℓposición: = 359.94ℓ oo b=−0.05 b=−0.05o o (a 4.8’ del origen de (a 4.8’ del origen de l,b)l,b)

Si fuera un hoyo negro, RSi fuera un hoyo negro, RSS ≃ 0.02 UA≃ 0.02 UA

A una distancia de 8.5 kpc no se puede resolver hoy en díaA una distancia de 8.5 kpc no se puede resolver hoy en día


“Observacion”de un hoyo negro supermasivo en centro de Vía Láctea• seguimiento de algunas estrellas muy cerca de Sgr A* por >10 años

• 3.5-m New Technology Telescope (Chile)• 10-m Keck (Hawaii) y a partir de 2001: 8-m VLT (Chile)

área de 2" x 2“ (~90 días luz) resolución 0.06“ λ = 2.1 μm (IR)

estrella “S2”: período de 15.2 años pericentro ~17 horas luz apocentro ~10 días luz

El movimiento de una estrella alrededor de Sgr A*


Movimiento de algunas estrellas alrededor del centro dinámico denuestra Galaxia

MPE-Cologne con ESO-VLTgrupo de la UCLA con el telescopio Keck

Genzel & Karas 2007, arXiv:0704:1281


Aplicando la 3a ley de Kepler a esta órbita: masa central ~3.2 millones de masa solar

Masa está dentro de 17 horas luz ~ 120 UA ;si fuera un hoyo negro de 3 10si fuera un hoyo negro de 3 1066 M M⊙⊙ R RSS ≃ 0.01 ≃ 0.01 UAUA Un Un cúmulo de estrellas concúmulo de estrellas con Tanta Tanta masa no sería establemasa no sería estable

otra otra evidencia para el evidencia para el hoyo hoyo negro en el centronegro en el centro de de nuestra galaxianuestra galaxia

Documents

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