Poblaciones estelares en la Galaxia
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POBLACIONES ESTELARES:RESUMEN Introducción histórica Definición del concepto de poblaciones estelares Métodos de trabajo: el diagrama color-magnitud La relación de este diagrama con la edad y la metalicidad Definiciones útiles, indicadores de poblaciones La obtención de la historia de la formación estelar Descripción de la Vía Láctea: El halo: cúmulos globulares y estrellas de campo El bulbo El disco delgado El disco grueso La relación con el procesos de formación de la galaxia El grupo local. Las galaxias enanas, algunos ejemplos POBLACIONES ESTELARES 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) estudió las estrellas de los cúmulos globulares de la Vía Láctea y luego las de los cúmulos de M31 y vio que eran diferentes de las estrellas que había en la Vecindad Solar. Ello le llevo a proponer que las estrellas se dividían en dos categorías Mas tarde Oort (1958) vió que había mas subgrupos de los que se habían visto previamente y amplió a 5 los subtipos: Población I extrema Población I intermedia Población Disco Población II intermedia Población II del halo –Población I: que son estrellas como las de la Vecindad Solar, asociadas al disco galáctico. Son objetos jóvenes, de alto contenido metálico y con pequeñas dispersiones de velocidades –Población II: Estrellas asociadas al halo galáctico distribuidas esferoidalmente Son objetos viejos pobres en metales y con cinemática extrema: dispersiones altas. METODOLOGÍA Todo ello se llevó a cabo estudiando fundamentalmente las estrellas de nuestra propia galaxia. Se analizan los diagramas HR de las estrellas que componían un determinado grupo de estrellas y se comparan con los diagramas teóricos que resultan de la evolución estelar. Se puede comprobar que hay diferencias significativas entre una población joven y rica en metales y una población vieja y pobre en metales. (Ver diagramas) Así cuando se habla de poblaciones estelares se está uno refiriendo a la edad, la metalicidad y la cinemática que caracterizan a un grupo de estrellas. Definir que poblaciones estelares habitan una galaxia o región implica determinar las proporciones de los diferentes grupos que hay o determinar la edad, metalicidad y cinemática de sus estrellas. METODOS DE TRABAJO Estudios fotométricos, a base de obtener la magnitud y los colores de cada estrella y usando los diagramas HR. Se hace fotometría de las estrellas en al menos dos filtros y se interpreta el diagrama color-magnitud El diagrama Color-Magnitud es el equivalente del diagrama H-R teórico aunque la transformación de uno a otro no es obvia. La SFR o historia de la formación estelar se determina comparando un diagrama observado con otro sintetizado artificialmente. Para ello se usan: Trazas estelares Una función inicial de masas Una ley de enrojecimiento Una ley de formación estelar Los primeros objetos estudiados fueron los cúmulos de estrellas que tienen la misma distancia, la misma absorción y el mismo enrojecimiento para todas ellas, es decir se obtienen Mv y B-V. Los cúmulos son los objetos adecuados para hacer las pruebas. pruebas Información útil de un diagrama HR. Indicadores Además del propio diagrama se usan indicadores sobre las posibles poblaciones estelares existentes. Esto se basa en que N j = B(t) ⋅ LT ⋅ t j donde B(t) es el flujo de la fase j, Lt es la luminosidad total, y tj es la duración de dicha fase, de manera que: t j tk = N j N k 1) Punto de Giro de la Secuencia principal El punto de la luminosidad a la que la MS gira,está directamente relacionado con la edad de la población. 2) La rama de las gigantes rojas (RGB) Es una fase evolucionada muy brillante de las estrellas cuando las estrellas están quemando H en una capa alrededor de un núcleo de He. Para una metalicidad dada los limites rojos y azul de la rama están determinados por las edades mas jóvenes y mas viejas de las poblaciones que hay. A medida que la población envejece se va hacia el rojo. 3) La rama horizontal y el red clumb. Las estrellas del RC y de la HB son estrellas que están quemando el núcleo de He. Su luminosidad depende de la edad, la metalicidad y la pérdida de masa. La extensión en luminosidad sirve para estimar la edad. El número de estrellas RC frente al número de estrellas HB también depende de la edad. Cuanto mayor es este número mas joven es la población. (Esta edad no depende de Mv y por tanto no depende de distancia) La presencia de la rama horizontal es indicio de la existencia de estrellas de muy baja masa: si aparece esta población, la edad es mayor de 10 Gyr. Así que N(HB)/N(RSG) o N(HB)/N(MS) altos implica edad grande. 4) La rama asintótica de las gigantes extendida. Esta rama esta determinada también por la edad y la metalicidad de las poblaciones. ALGUNAS FASES SON TAMBIÉN SENSIBLES A CAMBIOS EN Z En la figura podemos ver como cambia la morfología de la rama horizontal con la metalicidad de las estrellas. La proporción de estrellas de la HB azul, las RR Lyras y la HB roja se indican como B:V:R en cada panel 5) La relación del Pto de Giro con la HB 6) La relación del pto de giro con la rama RSG 7) Extensión del blueloop 8) Rama de la subgigantes EJEMPLO:M3 Vto=19.17 NSGB/NHB=1058/80=13.2 tSGB/tHB=14 Z=0.0005 DESCRIPCION DE LA VIA LACTEA CUMULOS GLOBULARES Los cúmulos globulares reagrupan varios millones de estrellas, a veces centenares de millones, extremadamente concentrados en un grupo compacto de simetría esférica. Hay aprox. 130, y 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. Características fundamentales: Los CG no contienen prácticamente ni gas ni polvo interestelar y están poblados de estrellas pobres en metales. Se ha redeterminado la metalicidad con una nueva escala y esta aumenta 0.20 dex en media Incluso las menos masivas están ya en el estadio de Gigante Roja. Las más masivas están en estados inestables después del flash de Helio y son RR Lyrae o se han convertido en enanas blancas. La posición de los cúmulos globulares sobre el diagrama HR permite determinar su edad: cuanto más viejo, más gigantes rojas hay a base de dejar vacía la SP El punto de giro que corresponde a la disipación en energía de 7-100 de la masa estelar es un buen indicador de la edad de las estrellas. Son objetos viejos en general. Se creía que tenían edades desde varios Gyr hasta 16 Gyr, que se supone es la edad de la Galaxia, pero los datos recientes indican que son mas jóvenes de 12 109 años POBLACION II Por todo ello se ve que son objetos viejos y pobres en metales Además se ha visto que existe una correlación edad -metalicidad para los cúmulos globulares del halo: a)los más pobres en metales están entre 6 y 12 kpc. b) los más viejos están en r < 5 kpc, con edades entre 10 -12 Gyr. c) variedad de edades de hasta 4 Gyr de diferencia para R > 12 kpc HST Nuevos diagramas HR Con el Hubble ha mejorado mucho este método de trabajo, pues se han observado hasta 10.000 0 20.000 estrellas a la vez. Ejemplos: A) Cúmulo M3: Las ramas principales son fácilmente delineadas: se pueden separa las ramas RGB y AGB en la base de la AGB con V = 14.9 La rama de las gigantes llega hasta V=12.63 y BV=1.58 El “bump” RGB se puede detectar en V=15.45 La rama HR es estrecha y se extiende hasta hasta V=18.6, media magnitud aprox. Mas brillante que el punto del turnoff. Esta población extremadamente azul está separada de las otras HB con una discontinuidad. Se han detectado algunos ¨”blue stragglers”. La metalicidad es [Fe/H]= -1.45 dex, mayor que lo previamente estimado, -1.66 dex, y parecido a lo obtenido mediante espectroscopía. La abundancia del helio primordial parece confirmarse en Y= 0.23 ESTRELLAS DE CAMPO DEL HALO El halo está formado por un esferoide alrededor del disco. Llega hasta los 100 kpc y la materia interestelar está prácticamente ausente aunque hay nubes de HI que están cayendo encima del disco a algunos kpc del centro. Las estrellas mueven en órbitas elípticas alargadas de gran inclinación y elipticidad con mayores velocidades y dispersión de velocidades que en los cúmulos Las estrellas de campo forman una secuencia de subenanas paralela a la secuencia principal y por debajo de ella. Ello implica que son estrellas de bajo contenido metálico. El color U-B es menor. d(U-B) es proporcional a [Fe/H] y correlaciona con w El punto de giro está en un color similar al de los CG Además tiene una rama horizontal con colores muy azules En conclusión, las estrellas parecen de la misma edad y metalicidad que los cúmulos globulares El material que hay puede representar lo que queda en la protogalaxia después de haber colapsado y haber formado el disco. EL BULBO Existen estrellas RR Lyrae, la existencia de estas estrellas implica edades 10 Gyr. Los diagramas HR de las gigantes rojas del bulbo daban una Z sim a 2.28 Zsolar. El espectro se parece al de las elípticas. Por eso se pensaba que la población era vieja y muy rica en metales. Pero existen nebulosas planetarias de diferentes tipos, lo cual implica que hay estrellas de distintas edades. Parece que puede haber una población intermedia. Los datos de espectroscopía indican que la metalicidad media es casi solar. Los datos de síntesis de poblaciones para cúmulos globulares también indican Zsolar Existe un gradiente en la composición radial de manera que hay: a) b) Una componente rica en metales, Z mayor de Zsolar, y muy concentrada en el centro. Probablemente muy joven menor de 1 millón de años. Una componente mas vieja y mas pobre en metales, con Z=-0.3 dex o sea Zsun/2. Esta se ha formado en menos de 1 Gyr, o sea que la edad es sim 12 Gyr. Su distribucion de metales tiene un máximo en [Fe/H]=-0.25 dex La población joven se ha observado en regiones HII circumestelares (Posible relación con la existencia de una barra estelar). EL DISCO DELGADO Ha existido una formación continua de estrellas durante toda la vida galáctica. Hay por tanto estrellas de secuencia principal y también gigantes y supergigantes… La rama de las gigantes tiene una mezcla de poblaciones que la hace insensible a la edad. La población joven esta asociada a las regiones HII, regiones de gas ionizado. Hay también estrellas tipo T-Tauri... Hay también cúmulos abiertos Existen también “asociaciones”, muy jóvenes, pobladas de estrellas O y B y a menudo T Tauri´s. Dichas asociaciones se forman es las regiones calientes de la galaxia, y están rodeadas de gas. No se sabe si es el gas remanente preestelar o eyección de las estrellas inestables. La edad es variable pero en general es de aprox, 2 Millones de años. Hay un aumento de la dispersión de velocidades con la edad de las estrellas Cúmulos abiertos con una amplitud grande en edad y en Z Tienen una estructura mucho más abierta que los CG y contienen solo centenares de estrellas. Se mueven siguiendo la rotación galáctica, (σ pequeña) Se han formado en nubes interestelares que ya eran ricas en elementos pesados. Pertenecen al disco galáctico y contienen población I. Numerosas gigantes azules rodeadas de gas y variables Cefeidas. La edad es variable, desde 70 Ga hasta cientos de Ga. M 16 Right Ascension 18 : 18.8 (h:m) Declination -13 : 47 (deg:m) Distance 7.0 (kly) Visual Brightness 6.4 (mag) Apparent Dimension 7.0 (arc min) Pleyades Tanto en el caso de estrellas de campo como en el caso de los cúmulos abiertos o asociaciones se ve que la población estelar es joven, sin embargo hay un gradiente tanto en edad como en metalicidad Los cúmulos más jóvenes son los que están situados más lejos del centro galáctico. También son los más jóvenes los menos metálicos. Por tanto, hay un gradiente de metalicidad a lo largo del disco . Los de mayor edad tienen dispersiones de velocidad mayores y rotación menor EL DISCO GRUESO Se vio que había poblaciones con características intermedias entre el Halo y el Disco. La metalicidad tiene una distribución con un máximo -0.7dex Las características cinemáticas también son intermedias: menor rotación que las estrellas jóvenes del disco, y mayor que el halo. Dispersiones mayores que las de disco y menores que el halo. Relación con el proceso de formación de la galaxia. Parece que en realidad hay una variación radial de las poblaciones. gradiente radial en las abundancias químicas gradiente en el numero de supergigantes rojas/azules gradiente en el numero de SNI/SNII Es posible que haya también un gradiente vertical en la composición. Relación con la formación estelar Diferentes tasas de enriquecimiento, siendo la parte externa mas joven y menos metálica. Parece existir una gradación en la propiedades de las diferentes componentes de la galaxia en metalicidad, velocidad de rotación, dispersión de velocidades y edades GRUPO LOCAL 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 Ahora que existe el HST ya se han utilizado las mismas técnicas que las usadas para la Vía Láctea para obtener información acerca de las poblaciones estelares y la historia de la formación estelar en otras galaxias externas, fundamentalmente en las galaxias enanas cercanas (GRUPO LOCAL). Antes la resolución estaba limitada. Como se determina la SFR a partir de un CMD Es necesario dividir el diagrama CMD en sus diferentes partes Suponer varias historias de formación estelar Obtener el CMD modelado y comparar con las observaciones a través de los diversos indicadores definidos y del número de estrellas en cada fase Así para cada una de las galaxias estudiadas se puede obtener un diagrama edad-metalicidad-SFR como el de la figura 1)LAS NUBES DE MAGALLANES [Fe/H]=-1.8 [Fe/H]=-1.3 Hubo un brote de formación estelar que comenzó hace 3-5 Gyr y que continua hasta hoy. Su intensidad no se conoce bien. Parece que SFR aumento en un factor 3. Según otros la mitad de las estrellas se formaron hace 4 Gyr y la otra mitad durante los 10 Gyr precedentes 2) WLM Minniti ha hecho la fotometría de WLM, un miembro del Grupo Local que es una galaxia enana e irregular, sin bulbo ni núcleo, ni brazos espirales. Del diagrama Color magnitud en VI calculan la edad y la metalicidad aproximadas: a) b) c) Hay una población vieja subyacente de al menos 1000 Millones de años que se determina a partir de la diferencia entre el tip de la RGB y el tip de la AGB, que depende de la edad Hay un gradiente de color que implica una transición de poblaciones: hay poblaciones de distintas edades desde muy jóvenes a muy viejas. No existe gradiente de metalicidad pues no hay no haya variación del color medio V-I de la RGB con el radio. La metalicidad del disco es baja, o sea que la formación estelar en el pasado, no fue muy intensa. Además tiene un halo pobre en metales que se formo primero y que no participa en la rotación del disco. Y existe un cúmulo globular. El disco se ha formado disipativamente dentro de un halo viejo y pobre en metales. Parece que hay mas irregulares enanas con halos, lo cual es importante en el contexto de la formación de las galaxias. WLM Minniti & Zijlstra (1997) 3) Sextans A Sextans A Dohm-Palmer & Skillman (1997) jóven Blue loop viejas Hay dos poblaciones azules, o sea jóvenes...La MS que contiene estrellas de hasta 10 Myr, y justo al lado la población de estrella Heβ que son estrellas masivas que están quemando su núcleo de He. (Fase blue-loop) También hay una población de estrellas rojas de He. Hay una población mas vieja en la RGB y en la AGB. Basándose en estas poblaciones han calculado la SFR(t) hasta 700Myr atrás. Parece que hay una progresión de edad entre las distintas regiones de formación estelar, indicando que la SFr se propaga a través de la galaxia. 4)DDO 210 y 5)NGC 3109 DDO210 La formación estelar debió ser mucho menor en los últimos 100 millones de anos que en el Gaño anterior. NGC 3109: Estudio de 3 campos distintos La diferencia de color en las estrellas de la MS puede deberse a una diferencia en metalicidad. Hay diferencia en la población de la supergigantes rojas para distintas zonas que también puede deberse a una diferencia en metalicidad. SFR puede haber sido exponencialmente decreciente, aunque más probablemente haya sido en forma de episodios cortos separados por periodos sin formación estelar. Además es posible que haya habido vientos galácticos. Bajo contenido en metales 5) NGC 6822 Estudio de la SFR reciente y de las poblaciones vieja e intermedia. modelado Hay una pluma azul de estrella jóvenes que corresponden a la MS y a la fase de blue-loop Hay una rama de RSG con estrellas mas jóvenes de 50 Myr y de hasta 150 Myr. Hay AGB's jóvenes y masivas Tiene regiones HII brillantes y asociaciones OB de 10 a la 7 años. En los últimos 400 Myr ha habido formación estelar en toda la galaxia, siendo mas alta en la región de la barra. observado Hay signos de auto propagación de la formación estelar cruzando el disco, o, alternativamente la IMF cambia su pendiente. Con estudios de poblaciones que combinan las técnicas anteriores de CMD más indicadores, pero extendidas a otras bandas más rojas también, y con observaciones mejores, se pueden obtener historias de la formación estelar y del enriquecimiento químico en estas galaxias Resultados generales: No hay dos galaxias iguales La formación estelar empezó hace 10-15 Gyr, o sea hay poblaciónb vieja en todas ellas Hay muchas variaciones espaciales Hay gradientes de metalicidad a veces, que se determinan por la morfología de la rama horizontal y de gigantes rojas La historia de la formación estelar ha sido principalmente continua aunque a veces separada por intervalos de paradas Los episodios más recientes han ocurrido hace 10-500 Myr NUEVOS METODOS DE COMPARACION DE HR´S Dada la capacidad de cálculo numérico se están desarrollando nuevos métodos de cálculo que permiten obtener la historia de la formación estelar de un determinada región o galaxia a partir de un diagrama HR observado que se compara con uno teórico. Con ello se deduce que sucesivas poblaciones estelares se han creado con metalicidades y edades que pueden variar de una manera continua. Se basan en el cálculo de probabilidades: Se trata de maximizar la A = ( A1, A 2 , A3 , L A n ) Observaciones probabilidad P(ABi) de que sean iguales: B = ( B B , B , L B ) Modelos 1, 2 3 P( Bi / A) = CP( A / Bi ) P( Bi ) n (C ( Li , t j ) − C i )2 Pi (t j ) = SFR (t j ) exp ⇒ 2 2Π σ ( Ri ) 2σ ( Ri ) ρ ( Li , t j ) Definimos: t L = Π ∫ SFR (t )Gi (t ) dt i =1 t 0 y hacemos n donde Pi ( SFR ( t )) = δL = 0 ⇒ t1 ∫ SFR ( t ) G i ( t )dt t0 2 n dGi d Y Gi (t ) dY dt = − ∑ 2 ∑ dt i =1 Ii (t ) dt I (i) Gi (t ) = ρ ( Li , t ) 2Πσ (li ) Diagrama Color-Magnitud de un cúmulo abierto Diagrama Color-Magnitud de un cúmulo globular Variación de la luminosidad con el tiempo para cada una de las fases del diagrama H-R Variación del punto de giro en la secuencia principal con la masa (o la vida media) de la estrella Como puede calcularse la edad de un cúmulo comparando observaciones con trazas teóricas de diferentes edades
