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
ƒ La relación de este diagrama con la edad y la metalicidad
ƒ Definiciones útiles, indicadores de poblaciones
ƒ La obtención de la historia de la formación estelar
™ Descripción de la Vía Láctea:
ƒ
ƒ
ƒ
ƒ
ƒ
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.
ƒ Su luminosidad depende de la
edad, la metalicidad y la
pérdida de masa.
ƒ La extensión en luminosidad
sirve para estimar la edad.
ƒ 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:
ƒLos 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
ƒIncluso las
menos masivas están ya en el
estadio de Gigante Roja.
ƒLas más masivas están en estados inestables
después del flash de Helio y son RR Lyrae o se han
convertido en enanas blancas.
ƒLa 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
ƒEl 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.
ƒSon 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
ƒLa rama de las gigantes llega hasta V=12.63 y BV=1.58
ƒEl “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.
ƒ Hay por tanto estrellas de secuencia principal y también gigantes y
supergigantes…
ƒ La rama de las gigantes tiene una mezcla de poblaciones que la hace insensible a
la edad.
ƒ La población joven esta asociada a las regiones HII, regiones de gas ionizado.
Hay también estrellas tipo T-Tauri...
ƒ Hay también cúmulos abiertos
™ Existen también “asociaciones”, muy jóvenes, pobladas de estrellas O y B y
a menudo T Tauri´s.
ƒ 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.
ƒ La edad es variable pero en general es de aprox, 2 Millones de años.
ƒ 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
ƒTienen una estructura mucho más abierta que los CG y contienen solo centenares de
estrellas. Se mueven siguiendo la rotación galáctica, (σ pequeña)
ƒSe han formado en nubes interestelares que ya eran ricas en elementos pesados.
ƒPertenecen al disco galáctico y contienen población I.
ƒNumerosas gigantes azules rodeadas de gas y variables Cefeidas.
ƒLa 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.
ƒ La metalicidad tiene una distribución con un máximo -0.7dex
ƒ 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.
ƒ
ƒ
ƒ
ƒ
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:
ƒ dE´s alrededor de M31
ƒ dSph´s alrededor de MWG y M31
ƒ 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
ƒ 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
ƒ
ƒ
ƒ
ƒ
ƒ
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
ƒ Hay una pluma azul de estrella
jóvenes que corresponden a la MS y a
la fase de blue-loop
ƒ Hay una rama de RSG con estrellas
mas jóvenes de 50 Myr y de hasta 150
Myr.
ƒ 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:
ƒNo hay dos galaxias iguales
ƒLa formación estelar empezó hace
10-15 Gyr, o sea hay poblaciónb
vieja en todas ellas
ƒHay muchas variaciones espaciales
ƒHay gradientes de metalicidad a
veces, que se determinan por la
morfología de la rama horizontal y
de gigantes rojas
ƒLa historia de la formación estelar
ha sido principalmente continua
aunque a veces separada por
intervalos de paradas
ƒLos 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
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