La Vía Láctea

NUESTRA GALAXIA:
LA VÍA LÁCTEA
Ángeles I. Díaz Beltrán
Depto. De Física Teórica
UAM
Curso 2011-12
Introducción a la Astronomía
Ángeles I. Díaz
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LA GALAXIA
En el óptico, el cielo está dominado por la luz de miles de millones
estrellas de la Vía Láctea.
Además vemos zonas oscuras donde nubes de polvo ocultan la luz
de las estrellas.
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La Vía Láctea y sus satélites
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La Vía Láctea y sus satélites
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La Vía Láctea y sus satélites
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En el infrarrojo, donde los efectos del polvo son menores, podemos
ver a través de esas nubes. A las longitudes de onda más cortas
(mostrado en blanco) podemos ver el bulbo de la Galaxia. A
longitudes de onda más largas (mostrado en rojo), podemos ver la
emisión por el polvo, concentrada en un disco.
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A longitudes de onda del radio, 21 cm, podemos observar la
emisión del hidrógeno neutro. La mayor parte está concentrada en
un plano de muy poco espesor, aunque también vemos emisión
menos intensa de gas circundante.
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http://mwmw.gsfc.nasa.gov/mmw_sci.html
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Notas históricas
En 1610 Galileo descubrió que la Via Láctea podía resolverse
en innumerables estrellas débiles, pero fueron Wright y Kant a
mediados del siglo VXIII quienes describieron
la Galaxia como constituida por un disco de estrellas en el que
el Sol se encuentra inmerso. Kant señaló, además, que nuestra
Galaxia no podía ser única sino que deberían existir muchos
sistemas similares que llamó universos islas que estarían
distribuidos a través del espacio y a enormes distancias de
nuestro sistema.
Las primeras observaciones de W. Herschel a finales del siglo
XVIII le llevaron a suponer que la forma del sistema era
elíptica, alargada y aplanada, aunque situó al Sol en su centro.
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Modelos de la Galaxia
Thomas Wright
(1750)
William Herschel (1790)
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Notas históricas
Al final del siglo XIX el desarrollo de la fotografía
astronómica, posibilitó a Kapteyn un estudio de los
brillos y distancias de las estrellas en la galaxia y
permitieron una mejor idea de su estructura. Sin embargo,
el hecho de no haber tenido en cuenta la absorción del
polvo le condujo a estimar erróneamente sus
dimensiones.
La descripción de Kapteyn era muy similar a la de
Herschel, pero el hecho de cuantificar los brillos y
distancias a las estrellas, le permitió aventurar que el Sol
no se encontraba en el centro del sistema.
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H. Shapley, a comienzos del siglo XX, a partir de observaciones muy
detalladas de los cúmulos globulares, que son sistemas estelares con
simetría esférica y que contienen del orden de 105 a 106 estrellas,
dedujo que éstos estaban distribuidos uniformemente por encima y
por debajo del plano galáctico. Shapley argumentó que estos sistemas
tan masivos debían ser uno de los mayores elementos estructurales de
nuestra Galaxia y que es razonable suponer que estén distribuidos
uniformemente alrededor del centro galáctico. Su distribución
aparentemente asimétrica implica que el Sol no está localizado cerca
del centro de la Galaxia sino bastante lejos de él. Utilizando las
estrellas variables pulsantes (RR Lyrae) observadas en los cúmulos
globulares, Shapley estimó que el Sol debía estar a unos 15 kpc del
centro galáctico. Hoy día las mejores estimaciones de esta distancia
dan un valor de 8.5 kpc.
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Cúmulos globulares, superpuestos en una imagen infrarroja del cielo
procedente del satélite COBE.
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Constituyentes de La Galaxia
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Posición del Sol en la Galaxia
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Componentes de La Galaxia
La Galaxia está constituída por un disco plano de grandes
dimensiones que contiene un gran número de estrellas y una
elevada concentración de materia interestelar. Este disco
exhibe unos brazos- espirales que arrancan del centro o
núcleo. El disco está rodeado por una esfera concéntrica de
material menos denso, llamado halo, donde se encuentran
los cúmulos globulares.
Se pueden distinguir varias componentes:
•Núcleo
•Bulbo
•Disco
•Halo
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Componentes de La Galaxia
El núcleo es una compacta acumulación de estrellas de unos 100
pc de diámetro que contiene polvo y gas interestelar.
El bulbo es una componente esferoidal. Está compuesto
principalmente de estrellas y tiene unos 6 kpc de diámetro
El disco está constituido por estrellas y gas con unos 25 kpc de
diámetro y un espesor de unos 300 pc y tiene una estructura
espiral. El Sistema Solar está localizado hacia el borde del disco.
El halo, es una componente esférica que contiene estrellas y
cúmulos globulares y que se extiende más allá del disco. Su
diámetro es de unos 30 kpc.
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Aunque la mayoría de las estrellas de la Galaxia están
confinadas en un disco plano, el espesor aparente del disco
depende del tipo espectral de las estrellas. Las estrellas de
los primeros tipos espectrales, que son jóvenes, están
confinadas en un disco más estrecho que las de los últimos
tipos espectrales que tienen, en promedio, una edad mayor.
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Clase de objeto
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Espesor medio del
disco en pc
estrellas tipo O
50
estrellas tipo B
60
estrellas tipo A
115
estrellas tipo F
190
enanas G
340
enanas K
350
enanas M
350
gigantes G
400
gigantes K
270
gas y polvo interestelar
100
estrellas de alta velocidad
3000
cúmulos globulares
4000
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El Sol está actualmente cerca del plano galáctico, pero no
mantendrá esta posición indefinidamente. Como otras estrellas
similares puede alejarse muchos Kpc del plano galáctico. Como el
Sol no esta en reposo, observamos asimetrías en las velocidades de
las estrellas de la vecindad solar.
La Galaxia: es un sistema dinámico en el que todas las estrellas
se están moviendo en el campo atractivo gravitatorio de todas
las demás estrellas
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Rotación de la Galaxia
La rotación de la Galaxia fue descubierta hacia la mitad
de los años veinte y su existencia es crucial para entender
el alto grado de aplanamiento del disco galáctico. Dicha
rotación no es más que el movimiento de las estrellas y el
gas en órbita alrededor del centro galáctico. Pero no todas
las estrellas rotan con el mismo período. El Sol completa
una órbita alrededor de la Galaxia en unos 250 millones
de años.
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Rotación diferencial
de la Galaxia
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La Vía Láctea no rota como un
cuerpo rígido. Las estrellas
más cercanas al centro lo
hacen más rápido que las más
lejanas.
La velocidad angular
disminuye con la distancia al
centro galáctico y disminuye
tan rápidamente que la
velocidad lineal de rotación
permanece prácticamente
constante, unos 220 km/s,
desde 1 kpc hasta 15 kpc del
centro.
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El Sol se mueve a ~14 - 20 km/s con respecto al LSR, hacia la
dirección: RA=18h Dec=30º y está ~ 10-20 pc por encima del
plano galáctico.
La posición y la velocidad del LSR en la Galaxia son:
(adoptados en 1985 por la IAU; basados en las posiciones de los cúmulos
globulares)‫‏‬
Ro = 8.5 kpc
Vo = 220 km/s
Más recientemente se han estimado valores de 8 kpc and 200 km/s
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Curva de rotación
La curva de rotación es una
representación de la
velocidad de rotación de
un objeto en función de su
distancia al centro
galáctico. La velocidad de
rotación se calcula como se
ha explicado antes, y la
distancia al centro galáctico
se halla a partir de la
distancia al Sol y la
longitud galáctica
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Esto se puede hacer, en el óptico, para un gran número de objetos
brillantes, como estrellas O, B, gigantes, supergigantes etc...
Pero, a grandes distancias, la observación se ve dificultada por la
absorción interestelar. Se acude entonces a la observación de la
radiación de 21 cm del hidrógeno con antenas de radio.
Si se observa en la dirección
de una determinada longitud
galáctica, se puede identificar
la nube de H para la cual la
velocidad radial con respecto
al Sol es máxima. Para esa
nube
podemos conocer la
velocidad de rotación y la
distancia al centro galáctico
simultáneamente.
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La curva de rotación de la Galaxia
Tiene la forma que se muestra en la figura. Tras
un rápido aumento de la velocidad cerca del
centro, ésta permanece prácticamente constante.
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La masa de la Galaxia
La masa de la Galaxia se calcula bajo la suposición de que
estrellas y gas se mueven en órbitas circulares alrededor del
centro galáctico, aplicando las Leyes de Newton.
Para que una estrella permanezca en su órbita, la fuerza
centrípeta tiene que venir proporcionada por la fuerza atractiva
de la gravedad.
FCent = mV2/R
FGrav = GMm/R2
Donde M es la masa contenida dentro de una esfera de radio
igual al de la órbita de la estrella, y m la masa de ésta.
Por tanto,
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M = V2R/G,
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Como la masa de la Galaxia no está
concentrada en un punto, la masa
contenida dentro de cada órbita
estelar aumentará con el radio de la
misma. Así, podemos determinar la
masa de la Galaxia (abajo) a partir
de la curva de rotación (arriba).
Un resultado de este análisis es que
la masa de la Galaxia es varias
veces mayor que la suma de las
masas de las estrellas visibles y del
gas interestelar.
La diferencia es lo que llamamos:
masa oscura.
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La estructura espiral
Jan Oort ( 1920) fue el primero en
cartografiar la estructura de los
brazos espirales en la Vía Láctea.
Lo hizo midiendo las velocidades
radiales de estrellas a distintas
longitudes galácticas.
En la actualizad, dicho
cartografiado se hace mediante
observaciones de H neutro en el
radio.
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Si representamos posición y distancia de las nubes
moleculares en la Galaxia obtenemos como se vería desde
arriba
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Los brazos espirales de la galaxia
están definidos por regiones de
formación estelar: nubes
moleculares densas y estrellas
jóvenes y masivas. La posición de
las regiones que las rodean permiten
dibujar con precisión cuatro brazos
espirales en nuestra Galaxia.
El Sol está localizado en el brazo de
Orión.
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La estructura espiral debe persistir durante largos períodos de
tiempo ya que un gran número de las galaxias que observamos
son espirales. Dicha estructura no puede estar ligada a la materia
del disco, pues sería destruida por la rotación diferencial.
La idea de cómo se
sustenta esta estructura
es que las estrellas y el
gas tienen órbitas
elípticas alrededor del
centro de la galaxia,
cuyos ejes mayores
tienen direcciones que
avanzan con la
distancia a dicho
centro.
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Como resultado, hay una mayor densidad de estrellas
y gas en la línea de la espiral, donde se apilan las
órbitas.
Los brazos espirales son ondas de densidad. Si la
Galaxia se considera como un fluido de estrellas, gas y
polvo, las ondas de densidad atraviesan dicho fluido,
pero no viajan con él.
La velocidad del desplazamiento de esta onda en
nuestra Galaxia está entre 11 y 14 Km s-1 Kpc-1 y tarda
unos 5x108 años en dar una revolución completa,
alrededor de 2,5 veces más que las estrellas y el gas.
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Las ondas de densidad se mueven a través de las estrellas y el
gas, comprimiendo éste y favoreciendo la formación de
estrellas
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El centro galáctico
Cerca del centro de la Galaxia la luz visible está muy oscurecida
por gas y polvo, pero a otras longitudes de onda se pueden ver
zonas densas y brillantes.
Esta es una imagen en rayos X del centro de nuestra Galaxia
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Esta es una imagen en el
radio, a bajas
frecuencias.
La fuente más brillante
es Sagitario A
Es posible que albergue
un agujero negro
masivo, aunque también
hay un cúmulo estelar
muy denso, unas 50,000
estrellas/pc3.
La mayor parte del gas,
unos 108 M , es
molecular y está
concentrado en unos 300
pc de radio.
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La luminosidad del centro galáctico puede deberse al
cúmulo estelar denso, que se aprecia en el infrarrojo, o
bien a la acreción de materia por parte de un agujero
negro.
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El agujero negro masivo del centro de la Galaxia
Sagitario A tiene unas dimensiones de menos de 10 UA y la
distribución de masa central de la Galaxia parece indicar una
concentración puntual de 106 M.
Técnicas de imagen en el
infrarrojo han permitido medir
los movimientos de estrellas
cerca del centro galáctico y
parecen estar moviéndose
como si orbitasen alrededor de
una masa de 2,6 millones de
masas solares.
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El centro galáctico
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El centro galáctico
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El centro galáctico
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Formación y evolución de la Galaxia
En 1944 Baade introdujo el concepto de las
poblaciones estelares: un grupo de estrellas que
tienen la misma edad, la misma composición
química y comparten una misma cinemática.
Baade identificó dos poblaciones en la Galaxia:
poblaciones I y II.
Los objetos de la Población I estaban situados en
el disco y los brazos espirales, mientras que los de
la Población II lo estaban en el bulbo y halo.
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Poblaciones estelares en la Galaxia
La Población I incluye
estrellas jóvenes que se han
formado recientemente. La
Población II no contiene
estrellas más jóvenes de 10
millones de años.
La Población I posee
abundancias químicas
similares a la solar (∼ 2%)
mientras que en la Población
II son mucho más bajas.
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Formación de la Galaxia
Las características de las poblaciones estelares nos ayudan a
comprender cómo nuestra Galaxia se pudo haber formado.
Hace entre 10 y 14 mil millones de años no había estrellas y la
Galaxia era sólo una gran masa amorfa de gas que comenzó a
colapsar bajo su propia gravedad. Esta nube de gas primordial
estaba formada básicamente de H y He.
A medida que el gas colapsaba, se fragmentó en unidades más
pequeñas que formaron las estrellas de la Población II.
Probablemente se formaron en cúmulos que, una vez
formados permanecieron en órbitas caóticas alrededor del
centro del sistema.
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Esquema de la formación de la Galaxia
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Población II ⇒ estrellas masivas ⇒ Supernovas ⇒
metales al medio interestelar
A medida que el gas colapsaba comenzó a rotar y a
aplanarse, hasta formar un disco delgado en menos de mil
millones de años.
Por lo tanto:
• no hay estrellas en el halo más jóvenes que 109 años
• sólo las poco masivas sobreviven en la actualidad
• las estrellas del halo son pobres en metales
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Las estrellas de la Población I se forman en el disco de la
Galaxia, enriquecido en elementos químicos. La formación
estelar es continua en el disco, que se va enriqueciendo
gradualmente. Las estrellas de la Población I están rotando en
el disco galáctico alrededor del centro.
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