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Formación y Evolución de Formación y Evolución de galaxiasgalaxias

Patricia Sánchez-Blázquez Patricia Sánchez-Blázquez (UAM)(UAM)

Mercedes Mollá (CIEMAT)Mercedes Mollá (CIEMAT)

Julio 2012, La Cristalera, La Astrofísica del siglo XXI

GALAXIAS: ESTRELLAS y ENRIQUECIMIENTO

QUÍMICO

Formación de estructuras: simulaciones cosmológicas de formación de galaxias: como el gas forma galaxias

Formación de estrellas

Composición del Universo: 5% de materia “normal”

25% materia oscura

70% energía oscura Tipos de galaxias

Evolución morfológica de galaxias

Vida y muerte de estrellas.

Evolución estelar: vidas medias y nucleosíntesis

Formación de estrellas dentro de una galaxiaComo evoluciona una galaxia por la evolución de sus estrellas

Parte II

•Poblaciones Estelares

•Enriquecimiento químico


Secuencia morfológica de galaxias


Hay 40 galaxias en el grupo local de las cuales 37 son enanas: dE´s alrededor de M31 dSph´s alrededor de MWG y M31 dIrr´s las más alejadas del centro


Cada galaxia está en un halo de materia oscura

Dentro del halo está el disco que es la parte brillante


Estamos aquí

Bulbo

Barra

Disco

Brazos

Existen galaxias espirales con un bulbo prominente y otras con menos bulbo o ninguno

Galaxia espiral simulando la Vía Láctea

Distancia Sol-Centro Galactico= 8kpc=25x10 16km=26000 años-luz


Dentro de una galaxia se forman estrellas


PROTOESTRELLA

•Nube de gas en colapso gravitatorio•Fraccionamiento•Aumento de la temperatura

Cuando un gas sufre un aumentode presión

o se expande

o se calienta

Las estrellas se forman a partir de nubes de gas

Estas nubes estan compuestas de gas molecular frío

La propia masa hace que se condensen por gravedad en la zona central

Aumenta la densidad y la presión central hasta que las condiciones son suficientes para que comience a haber reacciones nucleares de fusión: equilibrio hidrostático

Eva Villaver & Pepe Cernicharo


La posición de las estrellas en este diagrama depende de su masa y de su edad

Las masivas van arriba, las de menos masa en la parte de abajo en la secuencia principal

A medida que envejecen se van saliendo de esta línea hacia arriba y a la derecha

Cuando se les acaba el combustible acaban como enanas blancas o estrellas de neutrones



SECUENCIA PRINCIPAL

g

g

g

Pr

PrPr

•Duración inversa a la masa: Masa

Vida

•A partir de 107 K : H He•Presión de

RadiaciónequilibrioGravedad•Etapa estable y larga

Temperatura Efectiva:

OBAFGKM

Más de 25.000º11.000º - 25.000º

7.500º - 11.000º6.000º - 7.500º5.000º - 6.000º3.500º - 5000º

Menos de 3.500º

Masa del Sol: 2 x 1030Kg

Radio del Sol: 700.000 Km

Temperatura del sol: 5.815º


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

Está a 6500 años-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.

Créditos: 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 combustibleg

gg

Desequilibrio Separación entre el núcleo y la envoltura

•Colapso Gravitatorio•Aumento de P y T•Inicio de nuevas reacciones: He C

•Expansión enorme•Reducción de P y T•Color Rojo




•La relación del Pto de Giro con la HBLa relación del Pto de Giro con la HB

•La relación del pto de giro con la rama RSGLa relación del pto de giro con la rama RSG

•Extensión del Extensión del blueloopblueloop

•Rama de la subgigantesRama de la subgigantes

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


• CONCEPTO: Población estelar es un conjunto de estrellas de la misma edad y la misma composición química… Es decir que se ha formado en el mismo tiempo de una sola vez.

• Baade (1994)

POBLACIONES ESTELARES

–Población I:Población I: estrellas como las de la Vecindad Solar, asociadas al disco galácticoestrellas como las de la Vecindad Solar, asociadas al disco galáctico..

–Población II:Población II: Estrellas asociadas al halo galáctico distribuidas esferoidalmenteEstrellas asociadas al halo galáctico distribuidas esferoidalmente

Son objetos jóvenes, de alto contenido metálico y con pequeñas dispersiones de velocidadesSon objetos jóvenes, de alto contenido metálico y con pequeñas dispersiones de velocidades

Son objetos viejos, pobres en metales Son objetos viejos, pobres en metales y y con dispersiones altas.con dispersiones altas.


Con el Hubble se han observado hasta 10.000 0 20.000 estrellas a la vez.

HST Nuevos diagramas HRHST Nuevos diagramas HR


CUMULOS GLOBULARES Los cúmulos globulares reagrupan varios millones de estrellas, a veces centenares de millones, extremadamente concentrados en un grupo compacto de simetría esférica.

Están distribuidos en el halo y en el bulbo de forma esférica, moviéndose en órbitas muy alargadas que pasan cerca del centro galáctico. En las galaxias externas cercanas como M31 y M33 también se han visto alrededor del disco.





Cúmulos abiertos con una amplitud grande en edad y en ZCúmulos abiertos con una amplitud grande en edad y en Z

Tienen una estructura mucho más abierta que los CG y contienen solo centenares de Tienen una estructura mucho más abierta que los CG y contienen solo centenares de estrellas. Se mueven siguiendo la rotación galáctica, (estrellas. Se mueven siguiendo la rotación galáctica, ( pequeña) pequeña)

Se han formado en nubes interestelares que ya eran ricas en elementos pesados. Se han formado en nubes interestelares que ya eran ricas en elementos pesados.

Pertenecen al disco galáctico y contienen población I.Pertenecen al disco galáctico y contienen población I.

Numerosas gigantes azules rodeadas de gas y variables Cefeidas.Numerosas gigantes azules rodeadas de gas y variables Cefeidas.

La edad es variable, desde 70 Ga hasta cientos de Ga.La edad es variable, desde 70 Ga hasta cientos de Ga.




La posición de las estrellas en este diagrama depende de su masa y de su edad

Las masivas van arriba, las de menos masa en la parte de abajo en la secuencia principal

A medida que envejecen se van saliendo de esta línea hacia arriba y a la derecha

Cuando se les acaba el combustible acaban como enanas blancas o estrellas de neutrones

Julio 2012, La Cristalera, La Astrofísica del siglo XXIAlmería, Enero 2012

Física Nuclear y Nucleosíntesis Física Nuclear y Nucleosíntesis Atomo: núcleo rodeado de electrones, carga eléctrica negativa

Núcleo atómico: neutrones y protones, carga eléctrica positiva

Dos núcleos, con cargas positivas, se repelen como dos polos iguales de un imán

Necesitan superar una cierta distancia…cuando estan muy cerca le interacción nuclear o fuerza fuerte puede a la interacción electromagnética

La fusión nuclear o fusión de dos núcleos atómicos produce un nuevo núcleo atómico (corresponde a otro elemento químico) y E


Ciclo pp: estrellas de baja masa m<4Mo

Ciclo pp+CNO: estrellas de masa intermedia 4Mo< m < 8Mo

Ciclo CNO+ captura : estrellas masivas m > 8Mo


Eva Villaver


Production of nuclei in stars: Stellar Production of nuclei in stars: Stellar yieldsyields

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Intermediate mass stars:

4 Msun< m < 8 Msun

Burning of 12C

CNO cycle

Production of N (primary)

Eva Villaver


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

• NEBULOSA PLANETARIA


Producción de núcleos atómicosProducción de núcleos atómicos

Estrellas masiva: m > 8Msun

Producción de elementos por procesos alfa

NeOCBeHe 20161284

↔↔↔↔



Cuando una estrella grande se muere lo hace con una explosión enorme: SUPERNOVA

Durante la explosión se produce la

nucleosíntesis explosiva

inducida por la onda de choque.

Se crean elementos más allá del Hierro


Los elementos químicos se forman por tres procesos

• El oxígeno se crea en estrellas muy masivas (de más de 25 masas solares)• El nitrógeno 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 fusión nuclear Los diferentes elementos son expulsados por diferentes tipos de estrellas:

Julio 2012, La Cristalera, La Astrofísica del siglo XXICardiff, October 2011

• Low mass stars produce He and C12• Intermediate mass stars produce C,N and O• Massive stars produce O,Ne,Mg,S..,N, and Fe• Binary Systems, SNIa Fe

Cycle pp: low mass stars m<4MoCycle pp+CNO: intermediate mass stars 4Mo< m < 8MoCycle CNO+ capture : massive stars m > 8Mo

The meanlifetimes of different stars explain the relative abundances of elements



Espectros estelares: relación con la masa inicial


Espectros de poblaciones estelares


Variacion con metalicidad




Sbc= MWG

Scd= M33

Im =NGC300

Buzzoni (2005)

Coleman(1980)

POBLACIONES ESTELARES INTEGRADAS


HISTORIA DE LA FORMACIÓN ESTELARHISTORIA DE LA FORMACIÓN ESTELAR

La historia de la formación estelar se determina comparando un diagrama observado o un espectro observado con otro calculado.

Para ello se usan:1. Trazas evolutivas de estrellas individuales2. Una función inicial de masas3. Una ley de enrojecimiento4. Una ley de formación estelar

En 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 superpuestas

¿cómo analizar o interpretar estas observaciones?¿cómo analizar o interpretar estas observaciones?


Una población vieja y pobre en metales puede tener un espectro similar al de una población joven más metálica

Degeneración edad-metalicidad


La relación de las distribuciones espectrales de energía La relación de las distribuciones espectrales de energía con las historias de formación estelar y enriquecimiento con las historias de formación estelar y enriquecimiento

químicoquímico

SFH y AMR





Gradientes de abundancia en discosGradientes de abundancia en discos



Relación de gradientes con la formación de estrellas en distintas regiones de los discos


THE RADIAL GRADIENTS OF CNO ABUNDANCES


Los puntos Los puntos negros negros representan representan modelos modelos teóricos en el teóricos en el plano N/O vs plano N/O vs O/H O/H comparados comparados con datos con datos (puntos azules y (puntos azules y verdes)verdes)

Nitrogeno vs Oxigeno


Galex data (Mallery et al. 2007)

THE RELATION N/O-SFR-SFHTHE RELATION N/O-SFR-SFH


Relación masa-metalicidad



F. Rosales, 2012, astroph



NGC3603-HST


PleyadesPleyades


Julio 2012, La Cristalera, La Astrofísica del siglo XXIAlmería, Enero 2012