El Tercer Cuadrante de la V´ıa Láctea

Asociación Argentina de Astronomı́a
BAAA, Vol. 49, 2006
G. Dubner, M. Abadi, & S. Malaroda, eds.
TRABAJO INVITADO
El Tercer Cuadrante de la Vı́a Láctea
G. L. Baume
Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofı́sicas de la UNLP,
IALP-CONICET, Paseo del Bosque s/n, La Plata, Argentina
Abstract. A summary of the most relevant studies oriented to improve our knowledge of the galactic structure is presented. In particular, the works referring to the Third Galactic Quadrant (TGQ)
are examined. The controversial presence of a dwarf galaxy in Canis
Major is outstanding among other current issues here presented. It
is also described the probable behaviour of the spiral structure and
the shape of the Galactic plane in this region. The results of the different works that gave rise to each of the above-mentioned issues are
discussed. Special attention is paid to the study of the fundamental
parameters of a set of open clusters in the TGQ. Such studies are complemented by recent results from neutral hydrogen and CO clouds in
the same region.
Resumen. Se presenta un resumen de los estudios más relevantes
destinados a esclarecer la estructura de la Galaxia. En particular, se
examinan los trabajos referidos a la zona del Tercer Cuadrante (TGQ).
Se presentan las ideas actuales, entre las que se destacan la controvertida presencia de una galaxia enana en Canis Major. Además se describe
cómo es probablemente el comportamiento de la estructura espiral y
del plano galáctico en esa región. Se discuten entonces, los resultados
obtenidos en los diferentes trabajos que dan origen a cada una de esas
ideas. En particular, se hace hincapié en los estudios de los parámetros
fundamentales de un conjunto de cúmulos abiertos en el TGQ. Esos
estudios se complementan con resultados recientes de hidrógeno neutro
y de nubes de CO en la misma región.
1.
1.1.
Introducción
Breve reseña histórica
A. La naturaleza y forma de la Vı́a Láctea
La naturaleza de nuestra Galaxia comenzó a develarse a comienzos del siglo
XVII cuando Galileo la observó por primera vez con un telescopio, comprobando que el considerado “fluido blanquecino” se hallaba en realidad compuesto por
una mirı́ada de estrellas. Ası́, el Sol se encontraba inmerso en un sistema estelar.
Posteriormente, a mediados del siglo XVIII, T. Wright y E. Kant describieron
más precisamente la forma de la Vı́a Láctea, indicando que ella serı́a como un
disco de estrellas. Paralelamente, Kant planteó, ya en esta época temprana, la
1
2
G.L. Baume
Cúmulo globular
Halo
Disco
Bulbo
Figura 1.
Esquema simplificado de la estructura de la Vı́a Láctea.
idea de que nuestra Galaxia no serı́a la única y que deberı́an existir otros sistemas
similares (Universos Islas). Más adelante, a fines del siglo XVIII, W. Herschel
comenzó un estudio sistemático de la forma de la Galaxia a partir de recuentos
estelares.
B. La posición del Sol
A principios del siglo XX, Kapteyn y van Rhijn (Kapteyn & van Rhijn 1920;
Kapteyn 1922) hicieron un estudio similar al de Herschel y obtuvieron un modelo de la Vı́a Láctea bastante mejorado que fue conocido como “Universo de
Kapteyn”, en el que el Sol se localizaba llamativamente cerca del centro.
Paralelamente, Shapley estudió la distribución de los cúmulos globulares a lo
largo del plano de la Vı́a Láctea en una serie de trabajos realizados entre 1915 y
1919 (ver Shapley 1919). En estos trabajos se estableció que dicha distribución
no es uniforme, sino que presenta un pico notable en cierta dirección que fue
asociada con la localización del verdadero centro del sistema estelar. De esta
forma Shapley dedujo que el Sol se situarı́a a unos 15 kpc del centro de la
Galaxia, contradiciendo lo encontrado por Kapteyn.
Por otro lado, en esa misma época, los estudios cinemáticos de Kapteyn revelaron la presencia de diferentes corrientes estelares. Esta idea fue perfeccionada
posteriormente (entre 1925 y 1928) por Lindblad y Oort (ver Lindblad 1927;
Oort 1927) quienes propusieron que la Vı́a Láctea se encontrarı́a formada por
varios subsistemas, cada uno con simetrı́a rotacional alrededor de un eje común.
A partir de estas premisas se encontró entonces que el Sol se halları́a a unos 6
kpc del centro de rotación, o sea un valor intermedio entre los hallados a partir
de los conteos estelares y a partir de los estudios de cúmulos globulares.
Finalmente, las discrepancias entre los diversos estudios fueron solucionadas
cuando se consideraron seriamente los efectos de la absorción interestelar tanto
sobre los conteos estelares como sobre las observaciones de los cúmulos globulares.
Estudios más precisos establecieron que el Sol se encontrarı́a a unos 8 kpc del
centro de la Galaxia.
1.2.
Estructura de la Vı́a Láctea
La estructura general aceptada para la Vı́a Láctea indica que posee básicamente
los siguientes componentes (ver Fig. 1):
El Tercer Cuadrante de la Vı́a Láctea
3
Disco. Conformado por la población más joven de la Galaxia y subdividido
a su vez en: disco fino (z = 125 pc), disco medio (z = 330 pc) y disco grueso
(z ≈ 580-750 pc). Al disco se le asocia una estructura de brazos espirales.
Halo. Una estructura aproximadamente esférica de unos 40 kpc de radio
si se considera sólo el Halo clásico o de unos estimados 180 kpc si considera
el Halo oscuro.
Bulbo. Una estructura también aproximadamente esférica de unos 4 kpc
de diámetro y conformada por la población más vieja de la Galaxia.
A. Los Brazos espirales
Dado que en otras galaxias se destacan claramente los patrones espirales, se ha
tratado de encontrar esos mismos patrones en la Vı́a Láctea. Para ello, se han
realizado diversos estudios basados en el análisis de los objetos que conformarı́an
dichas estructuras. Esos objetos deben cumplir entoces ciertos requisitos básicos
(ver Mihalas & Binney 1981), debiendo tratarse de:
Objetos asociados a brazos espirales en otras galaxias
Objetos jóvenes, de manera que no se aparten demasiado de su lugar de
origen
Objetos luminosos, para ser detectados a distancias suficientemente importantes en la escala de la Galaxia como para trazar su estructura.
Objetos con magnitudes absolutas precisas y para los que se pueden corregir sin mucha dificultad los efectos de absorción y enrojecimiento.
Entre los objetos ópticos que cumplen estas condiciones se encuentran las regiones HII, las asociaciones OB, los cúmulos galácticos jóvenes, las estrellas Cefeidas y cierto tipo de supergigantes.
B. Distribución de los Brazos
Entre 1950 y 1951, Morgan, Sharpless y Osterbrock identificanron unas 30 regiones HII. Posteriormente, en 1953, Morgan, Whitford y Code determinaron las
posiciones de varias estrellas OB (la mayorı́a de ellas pertenecientes a cúmulos
abiertos). Estos estudios permitieron delinear la estructura espiral cercana al Sol,
encontrándose fundamentalmente la traza de tres brazos espirales identificados
como: a) el brazo de Sagittarius; b) el brazo de Orion-Cygnus o Brazo Local y
c) el brazo de Perseus.
En 1951 se encuentra que la lı́nea de 21 cm del hidrógeno permitı́a también trazar
la buscada estructura espiral de la Galaxia, aunque se debı́a adoptar un modelo
cinemático para poder establecer las distancias. A fines de los años ’50, Oort et
al. (1958) y Bok (1959) realizaron los primeros estudios de esta clase permitiendo
obtener un esquema mejor de los brazos como: a) el brazo de Sagittarius; b) el
brazo de Cygnus-Carina y c) el brazo de Perseus. El Brazo Local pasaba a ser
entonces una ramificación (“spur”) del brazo de Cygnus-Carina.
Finalmente, como estudio actualizado de la estructura espiral, cabe mencionar
el realizado por Russeil (2003; ver Fig. 2) en base a la distribución espacial de
las regiones de formación estelar. En este trabajo se adoptó, como más probable,
un esquema de cuatro brazos identificados como:
4
G.L. Baume
Norma-Cygnus
Perseus
Sagit-Carina
Sol
Scuttum-Crux
Figura 2. Esquema de los brazos espirales según Russeil (2003). Se
indican los nombres adoptados y la posición del Sol. Las escalas en los
ejes están en kpc.
El
El
El
El
brazo
brazo
brazo
brazo
de
de
de
de
Scuttum-Crux
Sagittarius-Carina
Perseus
Norma-Cygnus o Brazo externo
aunque un modelo de sólo dos o de tres brazos no se descarta totalmente. De
hecho, Nakanishi & Sofue (2003), en base al procesamiento de los datos de relevamientos modernos de HI consideraron que un esquema de sólo tres brazos
serı́a más apropiado. Además establecieron que el radio de la Vı́a Láctea serı́a
de unos 17 kpc (hasta σ = 1M¯ /pc2 ) y confirmaron claramente la presencia en
radio de que el plano la Galaxia es en realidad una superficie que se aleja del
plano ideal hacia los bordes (“galactic warp”).
C. El Halo
La idea clásica revela que el halo de la Galaxia es un vestigio del colapso que la
originó, no obstante, actualmente existe evidencia creciente indicando que el halo (o al menos parte de éste) se ha formado a partir de la acreción de pequeñas
galaxias satélites. Entre estas evidencias pueden mencionarse las predicciones
realizadas por varias simulaciones (Linden-Bell & Linden-Bell 1995, Johnston et
al. 1996, 1999), la identificación de varios grupos y subestructuras en el halo que
comparten la misma cinemática (Majewski et al. 1996, Helmi 1999) y la identificación de subestructuras a partir de sobredensidades (Ivezie et al. 2000, Yanny
et al. 2000). En este último caso se destaca la identificación de una galaxia enana
en Sagittarius (Ibata et al. 1994) y su estela de estrellas producida por efectos
de marea entre esta galaxia y la Vı́a Láctea (p.e. Johnston et al. 1995, Ibata et
El Tercer Cuadrante de la Vı́a Láctea
5
al. 1997). Aparentemente esta galaxia ha poblado el halo exterior con estrellas
M (Ibata et al. 2002) y cúmulos globulares (Bellazzini et al. 2003). Evidencias
similares se han encontrado en M31 (ver Ibata et al. 2001, McConnachie et al.
2003)
1.3.
Los cúmulos abiertos como herramienta de trabajo
Los cúmulos abiertos son objetos que permiten el estudio de diversas facetas de
la Astrofı́sica, destacándose entre ellas:
Restricciones evolutivas, mediante el estudio de estrellas WR, Be, Am/Ap,
WD y de la validación de modelos evolutivos con o sin “overshooting”
Función Inicial de Masa, pudiendo establecer su forma y su posible dependencia espacial y temporal
Historia de la formación estelar, permitiendo establecer si ésta se produce
en forma secuencial o simultánea
Evolución quı́mica de la Galaxia, conociendo la evolución temprana del
disco galáctico mediante el estudio de los cúmulos abiertos más viejos
Patrones de gran escala en la Galaxia, delineando la estructura espiral
(por medio de cúmulos jóvenes) o la edad de las diferentes componentes
del disco
2.
2.1.
El Tercer Cuadrante de la Galaxia
Ideas generales
El Tercer Cuadrante de la Galaxia (TGQ) posee una estructura espiral vagamente conocida y aparentemente complicada. Presenta la extensión hacia el sur
del ya mencionado “galactic warp” y además se han encontrado poblaciones estelares de origen polémico.
2.2.
Estudios en la zona
En 1974, Fitzgerald & Moffat sugirieron la existencia de un brazo espiral a 15
kpc del centro de la Vı́a Láctea en l ≈ 241◦ . Más adelante, Fitzgerald & Moffat
(1980) encontraron un exceso de estrellas luminosas en l ≈ 231◦ .
Por otro lado, Vogt (1976) y Kaltcheva & Hilditch (2000) hallaron un exceso de
estrelas OB en las direcciones de Monoceros, Canis Major (CMa) y Vela-Puppis,
aunque estos estudios generalmente cubrieron sólo unos pocos kiloparsecs desde
el Sol. Además, Carney & Seiter (1993) estudiaron “Diagramas Color-Magnitud”
(CMDs) en varias direcciones en el TGQ y sugirieron la presencia del “galactic
warp” en el óptico, aunque el principal problema que encontraron era lograr una
estimación confiable del enrojecimiento en la zona.
2.3.
La galaxia de Canis Major
Entre los estudios más recientes se destacó el trabajo de Newberg et al. (2002).
En este trabajo se identificaron nuevas estructuras en el halo de la Vı́a Láctea
a partir de la fotometrı́a de unas 5 millones de estrellas realizada con el Sloan
Digital Sky Survey. Algunas de esas estructuras fueron consideradas como los
6
G.L. Baume
l = 240º, b = -8º
RC
l = 240º, b = +8º
Comparison
field
BP
Figura 3. CMDs de acuerdo con Martinez-Delgado et al. (2005) en
los que se ha indicado la localización del BP y del RC.
residuos ya mencionados de la galaxia enana de Sagittarius. Pero además se
encontraron otras estructuras similares (“Anillo de Monoceros”) localizadas en
l ∼ 180◦ . Estudios posteriores de fotometrı́a y espectroscopı́a (Ibata et al. 2003,
Yanny et al. 2003) y de gigantes M del catálogo 2MASS (Rocha-Pinto et al. 2003)
confirmaron la presencia del “Anillo de Monoceros”. Esta estructura se consideró
entonces que podı́a ser: a) parte de una población de disco con una escala de
altura de 2 kpc o b) restos dejados por otra galaxia enana siendo acretada por
la Vı́a Láctea localizada en el TGQ y muy cerca del plano galáctico.
Por otro lado, Martin et al. (2004) realizaron conteos utilizando los datos del
catálogo 2MASS. En este estudio, las correcciones por enrojecimiento se hicieron
en base a los mapas de Schlegel et al. (1998). Para realizar calibraciones en
distancia, se seleccionaron estrellas de la “Rama de las Gigantes” de los CMDs y
se compararon con datos de la galaxia enana de Sagittarius y de la Nube Mayor
de Magallanes. De esta forma, se encontró una sobredensidad de estrellas M de
forma elı́ptica en la constelación de CMa (l = 240◦ , b = −7◦ ) que fue situada
a unos 12 kpc del centro de la Galaxia. Este mismo procedimiento también
permitió identificar otras sobredensidades menores con forma de arco ubicadas a
ambos lados del plano galáctico. La interpretación inmediata de estos resultados
fue que la sobredensidad principal era la galaxia sugerida por Newberg et al. y
los arcos eran los residuos asociados con la misma.
Posteriormente, Bellazzini et al. (2004) y Martinez-Delgado et al. (2005) estudiaron datos fotométricos (BV y BR) en la zona de CMa y encontraron en los
CMDs dos caracterı́sticas particulares (ver Fig. 3): a) un “Blue Plume” (BP)
y b) un “Red Clump” (RC). Estas particularidades fueron consideradas como
indicios de la presencia de una población vieja coherente con la esperable para
una galaxia enana de 1-2 Gyr.
Posteriormente, Dinescu et al. (2005) combinaron medidas de movimientos propios de estrellas del BP con medidas de velocidades radiales de estrellas del RC
y dedujeron la órbita de esta nueva galaxia, revelando que su movimiento serı́a
muy similar al de las estrellas del disco grueso, excepto en la componente W
(perpendicular al plano de la Galaxia).
El Tercer Cuadrante de la Vı́a Láctea
7
cúmulo
BP
cúmulo
BP
Figura 4. Diagramas color-color y color-magnitud en la región de
NGC 2362 de acuerdo a Moitinho et al. (2006). Se indica además la ubicación de las estrellas del cúmulo y del BP asociado con una población
joven.
Estos resultados indicarı́an que habrı́a una nueva galaxia enana en CMa siendo
acretada por la Vı́a Láctea.
2.4.
Problemas con la nueva galaxia
La afirmación de la presencia de una galaxia enana en CMa generó bastante
polémica. En este sentido, el estudio de Momany et al. (2004) basado en datos
del 2MASS, explicó la sobredensidad estelar supuestamente asociada con dicha
galaxia y la presencia del RC como debidos a un efecto combinado del “galactic
warp” y del “flare” del disco de la propia Vı́a Láctea, mientras que Bellazzini et al.
(2004) y Martinez-Delgado et al. (2005) habı́an descartado esta posibilidad por
encontrar que las estrellas en secuencia principal se encuentran muy acotadas en
distancia.
Más adelante, Carraro et al. (2005), Moitinho et al. (2006) y Vázquez et al.
(2006), obtuvieron conclusiones muy reveladoras del TGQ en base a: a) estudios
de varios cúmulos abiertos y b) análisis de observaciones de nubes de CO. En
estos trabajos también se encontraron los BPs, aunque fueron relacionados muy
claramente con estrellas de población joven (<100 Myr), pero no se hallaron
evidencias convincentes de la presencia del RC (ver Fig. 4).
Por otro lado, Giorgi (2006) encontró diferencias muy importantes al realizar
el análisis del comportamiento del enrojecimiento en el TGQ (ver Fig. 5) y
compararlo con los resultados obtenidos a partir de los mapas de Schlegel et al.
(1998). En particular, apareció una diferencia muy notable entre l ≈ 230◦ y l ≈
250◦ , coincidiendo curiosamente con la posición de la nueva galaxia. Además se
encontró que parece haber una dependencia de esas diferencias con la distancia.
Diferencias de esta clase también fueron halladas en otros trabajos (p.e. Bonifacio
et al. 2000; Ahumada et al. 2001).
Más recientemente, Bellazzini et al. (2006) sugirieron que las estrellas del BP
serı́an en realidad estrellas “blue stragglers” de la población vieja de la galaxia enana, pero la cantidad necesaria para explicar las observaciones serı́a muy
elevada. Por otro lado, Pandey, Sharma y Oruga (2006) también hicieron un
8
G.L. Baume
a)
b)
Figura 5. Diferencias de los excesos de color en el TGQ (Giorgi 2006)
al comparar los resultados de los estudios de cúmulos abiertos y BPs y
los de los mapas de Schlegel et al. (1998).
análisis de un grupo de cúmulos abiertos en el segundo y tercer cuadrantes
(112◦ < l < 252◦ ) y también identificaron la presencia de poblaciones jóvenes.
Todos éstos estudios hacen dudar de la realidad de la galaxia enana en CMa.
2.5.
La estructura del Tercer Cuadrante de la Vı́a Láctea
Los trabajos de Carraro et al. (2005), Moitinho et al. (2006) y Vázquez et al.
(2006) establecieron también una aproximación a la estructura del TGQ a partir
de la distribución de los cúmulos abiertos y los BPs en el óptico, y de las nubes
de CO en radio. Se reveló ası́ que dichos objetos comparten la misma localización
espacial en el disco fino y ambos describen el “galactic warp”. Este hecho fortalece
a su vez la idea de que los BPs estan constituidos por una población joven.
Se nota también que la estructura espiral en el TGQ no es simple, ya que a
primera vista no surge ningun patrón claro. No obstante en base a los estudios
globales realizados en los otros cuadrantes (principalmente el de Russeil 2003)
y utilizando una extrapolación como primera aproximación, puede describirse el
comportamiento de los siguientes brazos (ver Fig. 6):
Brazo de Norma-Cygnus: Existe coincidencia espacial entre las observaciones ópticas y las de CO y a su vez de éstas con las de HI (“galactic
warp”). El brazo se extenderı́a entre: l ≈ 215◦ (a unos 7 kpc) y l ≈ 260◦ (a
unos 17 kpc), con un ancho entre 2-3 kpc y aparentemente se ensancharı́a
a medida que se aleja del centro galáctico. El brazo se mantendrı́a a z ≈ 0
hasta l ≈ 220◦ , luego se alejarı́a del plano galáctico hasta aproximadamente 1.5 kpc a l ≈ 250◦ y finalmente comenzarı́a a acercarce al plano
lentamente. Este brazo puede asociarse con el brazo descubierto en HI por
McClure-Griffiths et al. (2004) en el cuarto cuadrante.
“Orion Spur”: Moffat & Fitzgerald (1979) indicaron que se dirigirı́a hacia
CMa aunque Vega et al. (1986) concluyeron que se dirigirı́a hacia Vela. Los
datos HI revelan que ésta estructura se diluye como para dar una forma y
ubicación precisa. Los datos ópticos indicarı́an una unión entre el Sol y el
brazo de Norma-Cygnus cubriendo las longitudes de l ≈ 235◦ a l ≈ 250◦ y
centrado en l ≈ 245◦ . Para valores mayores de l ≈ 250◦ , los datos de CO
proveen la continuación del brazo en la dirección de Vela. Aparentemente
las nubes moleculares se hallan algo retrasadas de las regiones en el óptico,
tal vez debido a la rotación galáctica (ver p.e. Heyer & Terebey 1998). La
El Tercer Cuadrante de la Vı́a Láctea
a)
b)
9
c)
Figura 6. Trazado tentativo de la estructura espiral en el TGQ en
base a la localización de cúmulos abiertos, BPs y nubes de CO.
estructura se mantendrı́a a z ≈ 0 hasta 1 kpc del Sol y luego comenzarı́a
a alejarse del plano hasta alcanzar el brazo de Norma-Cygnus.
Brazo de Perseus: Este brazo se extiende claramente en el segundo cuadrante (Xu et al. 2006) pero aparentemente se diluye en el TGQ. Sólo se lo
podrı́a relacionar con grupo de cúmulos y de nubes de CO en l ≈ 210◦ a
unos 7 kpc del Sol.
3.
Conclusiones
En este trabajo se reafirma la utilidad de los cúmulos abiertos como una herramienta ventajosa para el estudio de la Vı́a Láctea y para resolver puntos
conflictivos. Se pueden destacar entonces los siguientes resultados:
Tanto las observaciones en el óptico como en radio producen una imagen
coherente de la estructura del TGQ revelando en conjunto la presencia del
“galactic warp”.
Hay indicios importantes indicando que la galaxia enana de CMa no es
real. Los BPs parecen corresponder a una población joven, mientras que la
sobredensidad y los RCs detectados por algunos autores pueden ser debidos
a diferentes causas o una combinación de ellas como son: sobrecorrección
del enrojecimiento debido al uso de los mapas de Schlegel et al. 1998; efecto
de acumulación por estar observando en una dirección aproximadamente
tangente al “Orion spur”; efecto de selección debido a fluctuaciones en la
absorción interestelar debido a huecos en la distribución del polvo y/o un
efecto debido al “warp” y “flare” de la propia Vı́a Láctea.
La absorción se debe estimar cuidadosamente para no cometer errores. En
particular, los mapas de Schegel et al. (1998) se deben considerar sólo como
una cota superior de los excesos de color.
Agradecimientos. GLB abradece al Comité Cientı́fico de la 49a Reunión Anual de la
AAA por la invitación ofrecida para brindar la presente charla invitada. Por otro lado tambien
se agradece al árbitro y a los restantes miembros/colaboradores del “Grupo de Astrofı́sica
de Cúmulos Abiertos” de La Plata (A. Feinstein, R.A. Vázquez, E.E. Giorgi, G. Carraro, A.
Moitinho y J. May) quienes ayudaron a enriquecer el contenido de este trabajo.
10
G.L. Baume
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