2 – Poblaciones estelares en galaxias del Grupo Local

2 – Poblaciones estelares en
galaxias del Grupo Local
Importancia histórica
Amplio rango de tipos morfológicos y masas
evolución galáctica
Diferentes poblaciones estelares que en La Galaxia (¿población II?, cúmulos)
Observación de estrellas individuales
Método:
• Diagramas color-magnitud
• Función de luminosidad
• Estrellas individuales
• Estudio de cúmulos
(diagramas HR o
espectros integrados
• Colores integrados
07/11/2007
Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
1
Diagrama color-magnitud
Simulación de un ritmo de formación estelar constante
07/11/2007
Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
2
Poblaciones estelares en galaxias
del Grupo Local
Importancia histórica
Amplio rango de tipos morfológicos y masas
evolución galáctica
Diferentes poblaciones estelares que en La Galaxia (¿población II?, cúmulos)
Observación de estrellas individuales
Estrellas jóvenes (Ma)
Muy evidentes
Método:
• Diagramas color-magnitud
• Función de luminosidad
• Estrellas individuales
• Estudio de cúmulos
(diagramas HR o
espectros integrados
• Colores integrados
07/11/2007
Estrellas viejas (10 – 15 Ga)
Ajuste de la SP
RRLyrae’s (suficientes pero no
necesarias
Cúmulos globulares (¿auténticos?)
Estrellas de edad intermedia
Estrellas de carbono (C > O)
Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
3
Estrellas de carbono
Trazadores inequivocos de la presencia de estrellas de la AGB
Edad intermedia
Harbeck et al. (2004)
Detección usando filtros estrechos o colores infrarrojos
07/11/2007
Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
4
Estrellas de carbono
Distribución de estrellas de C en NGC 6822 (dIrr)
La magnitud bolométrica es función de la edad
Grebel (2007), Letarte et al. (2002)
La razón entre número de estrellas de C y estrellas M es sensible a la edad y la
metalicidad (dependencia con los modelos)
07/11/2007
Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
5
Diferentes tipos de galaxias
Espirales (M31)
Elípticas (M32)
Esferoidales enanas (Leo I)
Nubes de Magallanes (LMC)
07/11/2007
Irregulares (IC5152)
Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
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Un inventario del Grupo Local
•
•
•
•
•
Espirales
Elípticas
Nubes de Magallanes
Irregulares
Esferoidales enanas
Galaxy
RA
Dec
Tipo
Carina
06 41 37
-50 58.0
dSph
WLM
00 01 58
-15 27.8
IrrIV-V
Leo A
09 59 24
+30 44.7
dIrr
NGC 55
00 15 08
-39 13.2
IrrIV
Sextans B
10 00 00
+05 19.7
dIrr
IC 10
00 20 25
+59 17.5
dIrr
NGC 3109
10 03 07
-26 09.5
IrrIV-V
NGC 147
00 33 12
+48 30.5
dSph/dE5
Antlia
10 04 04
-27 19.8
dIrr/dSph B
And III
00 35 17
+36 30.5
dSph
Leo I
10 08 27
+12 18.5
dSph
NGC 185
00 38 58
+48 20.2
dSph/dE3p
Sextans A
10 11 06
-04 42.5
dIrr
NGC 205
00 40 22
+41 41.4
E5p/dSph-N E
Sextans
10 13 03
-01 36.9
dSph
M32
00 42 42
+40 51.9
E2
Leo II
11 13 29
+22 09.2
dSph
M31
00 42 44
+41 16.1
SbI-II
GR 8
12 58 40
+14 13.0
dIrr
And I
00 45 43
+38 00.4
dSph
Ursa Minor
15 09 11
+67 12.9
dSph
SMC
00 52 44
-72 49.7
IrrIV-V
Draco DDO
17 20 19
+57 54.8
dSph
Sculptor
01 00 09
-33 42.5
dSph
Milky Way
17 45 40
-29 00.5
Sbc
LGS 3
01 03 53
+21 53.1
dIrr/dSph
Sagittarius
18 55 03
-30 28.7
dSph-N E
IC 1613
01 04 54
+02 08.0
IrrV
SagDIG
19 29 59
-17 40.7
dIrr
And II
01 16 27
+33 25.7
dSph A
NGC 6822
19 44 56
-14 48.1
IrrIV-V
M33
01 33 51
+30 39.6
ScII-III
DDO 210
20 46 46
-12 51.0
dIrr/dSph C
Phoenix
01 51 06
-44 26.7
dIrr/dSph
IC 5152
22 02 42
-51 17.7
dIrr
Fornax
02 39 59
-34 27.0
dSph
Tucana
22 41 50
-64 25.2
dSph D
EGB 0427+63
04 32 01
+63 36.4
dIrr
UKS 2323
23 26 27
-32 23.3
dIrr
LMC
05 23 34
-69 45.4
IrrIII-IV
Pegasus
23 28 34
+14 44.8
dIrr/dSph
07/11/2007
Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
7
Inventario del Grupo Local
Miembros confirmados
o probables
≥ 54 galaxias (R0 ~ 1
Mpc)
51 satélites y enanas (MV
≥ -18) + remanentes de
mareas
Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
Grebel (2007)
07/11/2007
8
Mapa del Grupo Local
Viaje por el Grupo Local
07/11/2007
Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
9
Poblaciones estelares en la Galaxia
•
•
•
•
•
•
Bulbo
Núcleo
Disco
Brazos
Halo
Corona
07/11/2007
Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
10
La Galaxia en diferentes longitudes de onda
07/11/2007
Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
11
El Bulbo galáctico I
Componente peor conocida (ventana de
Baade)
Observaciones COBE
¿Cuál es la relación con el disco y el halo?
Radio = 1 kpc, Masa = 2x1010 MGal (10%),
Vrot = 66 km/s
Clásicamente es una población II pura
(Baade, 1951, observó RR Lyraes). Pero:
Morgan (1959): El espectro integrado en
la ventana de Baade está dominado por
gigantes ricas en metales
El diagrama color-magnitud es similar al
de cúmulos galácticos viejos, con
metalicidad alta.
Sadler et al. (1996): [Fe/H] = -0.11 ± 0.04
(?)
Dispersión en Z: 1 dex
Razones de elementos α: [Mg/Fe] =
+0.45, pero [Ca/Fe] = 0 y [CN/Fe] = 0 (<
en M31)
07/11/2007
Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
12
El Bulbo galáctico II
¿Edad similar a los cúmulos globulares?
Observaciones en la ventana de Baade de gigantes M muy
luminosas (estrellas AGB luminosas)
Estrellas OH/IR; variables MIRA
La mayoría de estrellas tienen edades en el rango 11-14 Ga,
pero con una componente relativamente joven (mezcla de
estrellas evolucionadas)
Mecanismo de formación: disipativo o por evolución
secular (barra).
Gradientes de metalicidad; formación estelar en los extremos de
la barra; expulsión de material (NGC 6791)
07/11/2007
Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
13
El Disco galáctico I
90% de la masa visible. Clave para teorías de formación
El disco fino: h = 0.3 kpc; Vrot = 210 km/s (rotación diferencial)
Mayoría de la masa y casi todo el gas (brazos)
[Fe/H] > -0.5. Gradiente de metalicidad ([O/H], estrellas B)
¿2 componentes de edad? (0.7 Ga)
Estrellas de C, variables MIRA, Estrellas F,G saliendo de la SP. Diagrama
HR similar a cúmulos abiertos con alta Z.
Estrellas más jóvenes. Cúmulos jóvenes (<[Fe/H]> = +0.20). Poca evolución
química desde la formación del sol.
Edad < 10 Ga (historia larga y complicada)
El disco grueso: h = 1 kpc; Vrot = 190 km/s
5% de la masa del disco. Menor densidad (2%)
<[Fe/H]> = -0.6
Edad > 10 Ga
Los cúmulos globulares de alta Z forman un sistema aplanado en la
región interna.
Población estelar intermedia entre disco fino y halo.
07/11/2007
Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
14
El Disco galáctico II
No hay una correlación clara entre edad y Z para t > 10 Ga (?).
(Edvardsson et al. 1993)
¿Cuál es la relación entre disco fino y grueso?
(evolución continua o fases distintas)
07/11/2007
Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
15
El Halo galáctico I
Sistema esferoidal de baja densidad en lenta rotación.
Masa = 0.2% MGal. Se extiende hasta 100 kpc.
Clásicamente, población II pura (cúmulos globulares)
El sistema de cúmulos globulares ([Fe/H] > -2.5)
Incertidumbre en las edades absolutas: ~ 13 Ga
Edades relativas: dispersión en edades de 3 a 5 Ga)
[Fe/H] = -0.5; Vrot ≈ 153 km/s; σ ≈ 71 km/s
Distribución achatada, mantenidos por rotación
Asociados al disco grueso (¿o al bulbo?)
[Fe/H] = -1.5; Vrot ≈ 0 km/s; σ ≈ 150 km/s
Distribución esférica. Edad: ~ 13 Ga
Dicotomía en la morfología de la HB (el problema del 2º parámetro:
¿edad?)
α, jóvenes: Vrot = -46 km/s. Altos radios galáctocéntricos.
β, viejos: Vrot = +50 km/s. Radio interior a la órbita solar (¿asoc. a
bulbo?) Gradiente Z
07/11/2007
Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
16
El Halo galáctico II
Las estrellas del halo ([Fe/H] > -4)
Menos información
Población estelar similar a los cúmulos globulares (diagramas
HR, HB desarrolladas, dispersión en Z). ¿Mismo escenario de
formación?
No se detecta gradiente de Z en el halo externo (pero quizás si
en el interno)
Fundamentales para estudiar abundancias relativas de
elementos.
07/11/2007
Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
17
Modelo para la Galaxia
07/11/2007
Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
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La Galaxia: Formación y Evolución
Dos modelos:
A. Eggen, Lynden-Bell & Sandage (1962): Colapso monolítico. Formación rápida del
halo (108 años), el disco se forma posteriormente a partir del gas enriquecido.
Predice correlación Z versus V.
B. Searle & Zinn (1978): Formación jerárquica. Proceso caótico por acreción de gas,
objetos menores y pequeñas galaxias. Predice dispersión en edad para el halo y
falta de correlación Z versus V.
Evidencias:
La escala de tiempo de A) no concuerda con dispersión en edad para las estrellas
del halo (cúmulos globulares)
La correlación Z versus V apenas existe.
Enana de Sagitario y dinámica de esferoidales
Falta de correlación edad – Z en el disco.
Baja frecuencia de c.g. jóvenes (9 con 3 Ga menos, 1/3 asociados a Sagitario)
Los cúmulos ricos y β rotan con la Galaxia.
Gradiente de metalicidad en el bulbo y halo interno.
¿Solución?:
07/11/2007
Halo: A) dentro del círculo solar (cúmulos β) y B) para R>8 kpc (cúmulos α). Se
estima que la contribución de la acreción es 4 – 10 % del halo.
Bulbo: Probablemente se formó en el colapso inicial (momento angular), aunque
inestabilidades posteriores pueden contribuir a su crecimiento.
Disco fino: Asentamiento de material del halo o colapso primordial (?)
Disco grueso: Calentamiento del disco fino, caída de material, colapso primordial(?)
Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
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Poblaciones Estelares en M 31(Andromeda)
Objeto más luminoso del Grupo Local
Núcleo, bulbo, disco y halo
07/11/2007
Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
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M 31(Andromeda) - I
NÚCLEO: (muy luminoso, MV = -12, dinámicamente diferente)
¿Formado por c.g.’s?: Demasiado luminoso (>60); alta metalicidad.
Acreción de gas enriquecido
Observaciones HST (núcleo doble, separación de 5 años-luz)
Altas Vr, σ → M = 5x107 M , alta M/L → agujero negro
Componente débil: agujero negro de baja actividad
Componente intensa: núcleo acretado
07/11/2007
Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
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M 31(Andromeda) - II
BULBO: (30% de la luminosidad)
Dominado por estrellas con Z alta
(<[Fe/H]> = +0.3)
¿Existen estrellas jóvenes? ¿y gas? (si,
con alta Z):
Función de luminosidad comparada con
la del bulbo galáctico
Observaciones UV
DISCO:
Dominado por población vieja (incertidumbres, ¿similar a 47Tuc?, ¿edad intermedia?
Gradiente de edad:
Líneas de Balmer (Babcock 1939)
Longitud de escala: 7.1 kpc en U, 5.5 kpc en R, 4.1 kpc en K
La edad disminuye con el radio
Gradiente de metalicidad importante (regiones HII)
Rico en estrellas jóvenes (dos brazos claros, 188 asociaciones OB de gran tamaño)
Formación estelar (0.35 M /año) < La Galaxia
07/11/2007
Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
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M 31(Andromeda) - III
HALO:
400 cúmulos globulares, RR Lyraes,
gigantes rojas
Metalicidad:
Diagrama color-magnitud (van den
Bergh & Pritchet 1992) → [Fe/H] = -1
Cúmulos globulares → [Fe/H] = -1.2
Metalicidad mayor que en el halo
galáctico (-1.4)
No hay gradiente de abundancias en el
halo externo ni en el sistema de cúmulos
globulares (¿merger de galaxias
masivas?)
A igual Z, los cg’s de M31 muestran
intensidades mayores de CN y Hβ
(Burstein et al. 1984) → ¿Historias
evolutivas diferentes?
Muchos cúmulos viejos (rojos) pero
pocos jóvenes (azules)
07/11/2007
Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
23
M 31(Andromeda) - IV
Comparación con La Galaxia
En M31 la formación estelar fue más intensa y rápida en las primeras fases. Menor
formación estelar ahora (cajas de poblaciones)
Perfil de densidad en el halo (mucho más extenso y denso que en La Galaxia). De
acuerdo con las predicciones de mergers entre galaxias de masas comparables.
La Galaxia: colapso + acreción
M31: merger masivo
07/11/2007
Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
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M 33(la galaxia del Triángulo)
Tipo Sc
Menos información (para la formación
estelar en el pasado)
Visible
IR medio
07/11/2007
IR cercano
IR lejano
Rayos X
Ultravioleta
Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
Radio
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Poblaciones estelares en M 33
NÚCLEO: (semiestelar (MV = -11, r = 1.4 pc)
σ = 21 km/s → M/L < 0.4 (no agujero negro: las masas de los a.n. no se escalan con
las de los bulbos)
Espectro: ¿Población joven rica en metales o población vieja pobre en metales?:
Líneas de Fe y H, espectro tipo A
RFE en el último Ga = 3x10-4 M /año
BULBO (?): (< 1% de la luminosidad del disco)
DISCO: Mayoría de la luminosidad
Longitud de escala de 2 kpc
Gradiente de color (¿abundancias o polvo?)
Diagramas color-magnitud:
Estrellas azules, supergigantes rojas, asociaciones OB
AGBs de edad intermedia (1 Ga)
RFE de 0.4 M /año
Inmerso en un disco de H neutro inclinado 30º (?)
07/11/2007
Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
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El disco de M33
NGC 604 en M33
07/11/2007
Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
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Poblaciones estelares en M 33
NÚCLEO: (semiestelar (MV = -11, r = 1.4 pc)
σ = 21 km/s → M/L < 0.4 (no agujero negro: las masas de los a.n. no se escalan con
las de los bulbos)
Espectro: ¿Población joven rica en metales o población vieja pobre en metales?:
Líneas de Fe y H, espectro tipo A
RFE en el último Ga = 3x10-4 M /año
BULBO (?): (< 1% de la luminosidad del disco)
DISCO: Mayoría de la luminosidad
Longitud de escala de 2 kpc
Gradiente de color (¿abundancias o polvo?)
Diagramas color-magnitud:
Estrellas azules, supergigantes rojas, asociaciones OB
AGBs de edad intermedia (1 Ga)
FGE de 0.4 M /año
Inmerso en un disco de H neutro inclinado 30º (?)
HALO:
Rama gigantes similar a c.g.’s pobres en metales; estrellas RR Lyrae
Cúmulos globulares (HST indica <[Fe/H]> = -1.6)
Pero algunos Ga más jóvenes que c.g.’s de la Galaxia o del disco de la LMC
Halo y bulbo son estructuras diferentes (el halo no es una extensión del bulbo)
07/11/2007
Poblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias
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