1INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Propiedades de nuestra galaxia en su conjuntoPropiedades de nuestra galaxia en su conjunto (no en sus componentes individuales como (no en sus componentes individuales como
estrellas, nebulosas, cúmulos de estrellas, estrellas, nebulosas, cúmulos de estrellas, etc.)etc.)
Módulo 4: GALAXIAS Y Módulo 4: GALAXIAS Y
COSMOLOGÍACOSMOLOGÍA
4.1 La Vía Láctea como Galaxia4.1 La Vía Láctea como Galaxia
LMC
SMCC.G.
Lund Observatory ~1940
Vía Láctea en el visible
2INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
¿ Qué son ¿ Qué son GALAXIAS ?GALAXIAS ? Colecciónes enormes de Colecciónes enormes de ( (≳≳10101010), cúmulos, gas ), cúmulos, gas
y polvo.y polvo. Unidas por su propia gravedadUnidas por su propia gravedad Aisladas en el espacio (aunque pueden Aisladas en el espacio (aunque pueden
interactuar,interactuar,
fusionar con otras galaxias, acumularse)fusionar con otras galaxias, acumularse) Existen billones (Existen billones (≫≫101011 11 ) ) de galaxiasde galaxias
PROBLEMA: vivimos dentro de un sistema PROBLEMA: vivimos dentro de un sistema gigante, ¿cómo podemos trazar un plano de un gigante, ¿cómo podemos trazar un plano de un parque con sus caminos, lagos, restaurantes, parque con sus caminos, lagos, restaurantes, árboles, pasto, etc. desde un banco fijo dentro del árboles, pasto, etc. desde un banco fijo dentro del parque?parque?
3INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
→ → medicionesmediciones dentro de la galaxia dentro de la galaxia→ comparación con otras galaxias (espirales)
NGC 6744: “de cara”NGC 891: “de canto”
nuestra galaxia = galaxia espiralnuestra galaxia = galaxia espiral
Vía láctea = banda luminosa alrededor del cieloVía láctea = banda luminosa alrededor del cielo
= proyección del disco luminoso al = proyección del disco luminoso al cielocielo
4INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
LA GALAXIALA GALAXIA Descripción de la estructura general, las componentes Descripción de la estructura general, las componentes
principales de nuestra galaxia y su dinámicaprincipales de nuestra galaxia y su dinámica La importancia de La importancia de variables para determinar la forma variables para determinar la forma
y el tamaño de la galaxiay el tamaño de la galaxia Las órbitas de Las órbitas de de diferentes poblaciones y su de diferentes poblaciones y su
relevancia para la comprensión de la formación de la relevancia para la comprensión de la formación de la galaxiagalaxia
Teoría de la existencia y persistencia de brazos en Teoría de la existencia y persistencia de brazos en galaxias espiralesgalaxias espirales
Indicaciones de la masa total, la masa faltante y la Indicaciones de la masa total, la masa faltante y la posible naturaleza de la masa faltanteposible naturaleza de la masa faltante
Algunos fenómenos del centro de nuestra galaxiaAlgunos fenómenos del centro de nuestra galaxia
5INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
EL PROBLEMA DEL BANCO EN EL PARQUE . . . EL PROBLEMA DEL BANCO EN EL PARQUE . . . ES ES REAL:REAL:W. Herschel (siglo 18): W. Herschel (siglo 18): deduce tamaño y forma de nuestra galaxia deduce tamaño y forma de nuestra galaxia Conteos de Conteos de en diferentes direcciones del cielo en diferentes direcciones del cielo suponiendo que todas suponiendo que todas tienen ≈ tienen ≈ misma luminosidadmisma luminosidad Distribución poco aplanada con densidad uniforme de estrellasDistribución poco aplanada con densidad uniforme de estrellas Dimensiones: Dimensiones: ~ 10 kpc x 2 kpc, con el Sol está casi en el centro ~ 10 kpc x 2 kpc, con el Sol está casi en el centro = Vista heliocéntrica, hasta principios del siglo 20= Vista heliocéntrica, hasta principios del siglo 20 (Shapley: medidas de distancias de cúmulos globulares de (Shapley: medidas de distancias de cúmulos globulares de en el halo en el halo vista “galactocentrica”) vista “galactocentrica”)
Sol
6INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Hoy:Hoy: 30 kpc x 300 pc; materia luminosa30 kpc x 300 pc; materia luminosa Sol está lejos del centro: RSol está lejos del centro: Rʘʘ ~ 8500 pc ~ 8500 pc y ~15 a 20 pc “encima” del plano (hacia polo norte galáctico)y ~15 a 20 pc “encima” del plano (hacia polo norte galáctico)
8 kpc
7INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
PROBLEMAS CON LAS MEDIDAS E PROBLEMAS CON LAS MEDIDAS E INTERPRETACIÓNES DE HERSCHELINTERPRETACIÓNES DE HERSCHEL
Observación en la banda ópticaObservación en la banda óptica Desconocimiento del polvo interestelar y efectos Desconocimiento del polvo interestelar y efectos
de extinciónde extinción polvo alrededor del Sol: podemos ver polvo alrededor del Sol: podemos ver ~ hasta ~ hasta
las mismas distancias en cada dirección las mismas distancias en cada dirección
Sol parece estar en el centroSol parece estar en el centro
**hasta el primer cuarto del siglo XX:**hasta el primer cuarto del siglo XX:
tamaño pequeño de la galaxia y Sol en el centro**tamaño pequeño de la galaxia y Sol en el centro**
8INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
¿POR QUÉ?¿POR QUÉ?
No se conocían las distancias (tamaño propio) de:No se conocían las distancias (tamaño propio) de:
- cúmulos globulares (estrellas rojas y viejas)- cúmulos globulares (estrellas rojas y viejas)
- nebulosas espirales- nebulosas espirales
- No se podía medir paralaje: objetos demasiado - No se podía medir paralaje: objetos demasiado distantesdistantes
- Paralajes espectroscópicos: identificación y - Paralajes espectroscópicos: identificación y observación de observación de de la secuencia principal de H- de la secuencia principal de H-R difícil con la tecnología de esa época.R difícil con la tecnología de esa época.
- No se sabía que las nebulosas espirales están - No se sabía que las nebulosas espirales están afuera de nuestra galaxia (y por tanto son otras afuera de nuestra galaxia (y por tanto son otras galaxias)galaxias)
9INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
P.e. imagen de la galaxia de P.e. imagen de la galaxia de Andrómeda (M31);Andrómeda (M31);interpretación errónea: formación interpretación errónea: formación de una estrella en un disco gaseosode una estrella en un disco gaseoso
Pero: no hay paralaje observable paraPero: no hay paralaje observable para d > d > 100 pc100 pc
a distancias grandes no se puede resolver una distancias grandes no se puede resolver un sistema solar en formaciónsistema solar en formación
10INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Nuevos métodos para determinar Nuevos métodos para determinar distanciasdistancias
Con estrellas variables: Con estrellas variables:
- estrellas binarias- estrellas binarias
- variables cataclísmicas (nova, SN)- variables cataclísmicas (nova, SN)
- variables regulares- variables regulares
→ → variables intrínsecas / variables pulsantesvariables intrínsecas / variables pulsantes
→ → cambio de luminosidad regular y predeciblecambio de luminosidad regular y predecible
2 tipos: RR Lyrae y Cefeidas2 tipos: RR Lyrae y Cefeidas
11INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Estrellas Variables PulsantesEstrellas Variables Pulsantes (nada (nada que ver con pulsares)que ver con pulsares)
Estructura de * Estructura de * transporte de radiación del transporte de radiación del núcleo hacianúcleo hacia
la fotósfera la fotósfera opacidadopacidad
opacidad ↑ → radiación bloqueada → presión ↑ → r opacidad ↑ → radiación bloqueada → presión ↑ → r expandeexpande
opacidad ↓ → radiación escapa → presión ↓ → r opacidad ↓ → radiación escapa → presión ↓ → r disminuyedisminuye
Teoría predice Teoría predice : durante la evolución de una : durante la evolución de una , tras , tras salir de la secuencia principal del diagrama H – R, salir de la secuencia principal del diagrama H – R, pasan por una fase de inestabilidad:pasan por una fase de inestabilidad:
Flujo de radiación causa cambio en la opacidad Flujo de radiación causa cambio en la opacidad
→ → pulsaciones pulsaciones
12INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
DIAGRAMA H-DIAGRAMA H-RR
RR – Lyrae:RR – Lyrae: (protótipo)(protótipo)
Estrellas de baja masa Estrellas de baja masa de la rama de la rama horizontalhorizontal
<luminosidad> <luminosidad> ≈ ≈ igualigual
LL RRL RRL≈ 100 L≈ 100 L⊙⊙
CefeidasCefeidas (protót. (protót. δδ Cep)Cep)
son estrellas son estrellas masivas conmasivas con
LL Cep Cep≈ 10≈ 1022 – 10 – 1044 L L⊙⊙
13INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Curvas de Luz de Variables Curvas de Luz de Variables RegularesRegulares
← ← RR – LyraeRR – Lyrae
períodos cortosperíodos cortos
P: 0.5 – 1.0 díasP: 0.5 – 1.0 días
← ← CefeidasCefeidas
Períodos más largosPeríodos más largos
P: 1 – 100 díasP: 1 – 100 días
(patrón de diente de (patrón de diente de sierra) sierra)
14INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
← ← Fáciles de detectarFáciles de detectarplacas fotográficas placas fotográficas tomadas en diferentes tomadas en diferentes épocasépocas(comparadores de visión(comparadores de visión
alternada)alternada)← ← Fáciles de identificarFáciles de identificar - períodos son muy - períodos son muy
establesestables - período de una variable - período de una variable
nono varía de un ciclo a varía de un ciclo a
otrootro
Importancia: período y amplitud de la curva de luz es constanteImportancia: período y amplitud de la curva de luz es constante y depende SOLO de la luminosidad L;y depende SOLO de la luminosidad L; medir el brillo aparente medir el brillo aparente → obtener distancias→ obtener distancias
Cefeida WW Cygni
15INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Determinar distancias con ** variables Determinar distancias con ** variables requiere:requiere: Reconocer a un tipo de variableReconocer a un tipo de variable Medir su períodoMedir su período Medir de su brillo aparenteMedir de su brillo aparente
Cefeidas:Cefeidas: tienen relación tienen relación lineallineal período – período – luminosidadluminosidad
(Henrietta Leavitt (Henrietta Leavitt
1908)1908)
RR – LyraeRR – Lyrae (rama horizontal): < luminosidad> (rama horizontal): < luminosidad> ~100 L~100 LʘʘCefeidas dentro de ~1000 pc
16INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Cefeidas de período corto ↔ menos luminosasCefeidas de período corto ↔ menos luminosas
Cefeidas de período largo ↔ más luminosasCefeidas de período largo ↔ más luminosas
(m – M) = 5 log (d/pc) – 5 = lg (d/10pc) = módulo de (m – M) = 5 log (d/pc) – 5 = lg (d/10pc) = módulo de distancia = DMdistancia = DM
→ → calibración con paralaje trigonométrico y calibración con paralaje trigonométrico y “espectroscópica”“espectroscópica”
de las variables (dentro de ~ 1000 pc)de las variables (dentro de ~ 1000 pc)
17INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Próximo escalón en la escala de Próximo escalón en la escala de distancias :distancias :
RR – Lyrae :RR – Lyrae : hasta r hasta r ≤ 1.5 Mpc:≤ 1.5 Mpc: no tan lejos, no tan lejos, menos brillantes,menos brillantes, pero muy comunespero muy comunes
Cefeidas : r ≤ 15 Cefeidas : r ≤ 15 MpcMpc
(distancias hasta (distancias hasta otras galaxias)otras galaxias)
18INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Dimensión y forma de la Galaxia Dimensión y forma de la Galaxia determinada por Harlow Shapley determinada por Harlow Shapley
(1917)(1917) Estudio de la distribución de 93 cúmulos Estudio de la distribución de 93 cúmulos
globulares (CG)globulares (CG) Distancias de RR – Lyrae Distancias de RR – Lyrae → frecuentemente → frecuentemente
en CGen CG
Conclusiones:Conclusiones: CG a grandes distancias (muchosCG a grandes distancias (muchos kpc) kpc) distribución en el espacio (distribución en el espacio (αα, , δδ, , r)r): en : en
volumen esféricovolumen esférico
(ligeramente aplanado) con D (ligeramente aplanado) con D ≃ ≃ 30 kpc30 kpc
⇒⇒El centro de la distribución de CGs está El centro de la distribución de CGs está lejos del Sollejos del Sol
19INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Shapley notó que:Shapley notó que: El centro de la galaxia está definido por los CGEl centro de la galaxia está definido por los CG Se encuentra en la constelación de SagitarioSe encuentra en la constelación de Sagitario El Sol no se encuentra en el centro, sino a REl Sol no se encuentra en el centro, sino a RCGCG = 8.5 = 8.5
kpckpc Los CGs definen el tamaño verdadero de la galaxiaLos CGs definen el tamaño verdadero de la galaxia Existe un halo enorme de estrellas viejas en los CGsExiste un halo enorme de estrellas viejas en los CGs Evolución histórica:Evolución histórica:Sist. geocéntrico → Sist. heliocéntrico → Sist. Sist. geocéntrico → Sist. heliocéntrico → Sist.
GalactocéntricoGalactocéntrico (Copernicus) (Shapley)(Copernicus) (Shapley)
Shapley “aumentó” tamaño de Galaxia por factor 10 . . Shapley “aumentó” tamaño de Galaxia por factor 10 . . ..
sin embargo Shapley todavía no creía que las sin embargo Shapley todavía no creía que las nebulosas espirales se encontraran fuera de la nebulosas espirales se encontraran fuera de la galaxia (“no podían existir objetos tan grandes”)galaxia (“no podían existir objetos tan grandes”)
20INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Tamaño y Forma de la GalaxiaTamaño y Forma de la Galaxia (basado en radiación visible, IR, radio, X, gamma…)(basado en radiación visible, IR, radio, X, gamma…)
Disco circularDisco circular de materia luminosa, estrellas, gas y polvo de materia luminosa, estrellas, gas y polvo
- diámetro D = 30 kpc (~100 mil años luz)- diámetro D = 30 kpc (~100 mil años luz)
(detección de gas, p.e. HI, se extiende hasta diám. = 100 (detección de gas, p.e. HI, se extiende hasta diám. = 100 kpc)kpc)
- R- Rʘʘ = 8.5 kpc (distancia Sol del centro galáctico)= 8.5 kpc (distancia Sol del centro galáctico)
- espesor del disco = 300 pc (cerca ) ~ 1 % de diám.- espesor del disco = 300 pc (cerca ) ~ 1 % de diám.
Bulbo GalácticoBulbo Galáctico (mejor “visible” en IR): (mejor “visible” en IR):
D x d D x d ≃ ≃ 6 x 4 kpc 6 x 4 kpc (esferoide de estrellas viejas)(esferoide de estrellas viejas)
Halo esféricoHalo esférico
D D ≃ ≃ 50 – 80 kpc50 – 80 kpc
(estrellas viejas, cúmulos globulares)(estrellas viejas, cúmulos globulares)
satelite COBE ~1992, 30−90 GHz
21INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
22INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Diferencias entre los componentes Diferencias entre los componentes principalesprincipales
Disco: estrellas O, B de la secuencia principal Disco: estrellas O, B de la secuencia principal
más brillantes y azules que enanas tipo G, K, M;más brillantes y azules que enanas tipo G, K, M;
luz azul domina, aúnque enanas son mucho más luz azul domina, aúnque enanas son mucho más numerosas;numerosas;
estrellas recién formadasestrellas recién formadas el disco tiene mucho gas y el disco tiene mucho gas y polvopolvo
Halo y bulbo: estrellas más viejas (todos: Halo y bulbo: estrellas más viejas (todos: ≳ ≳ 101099 años) años)
Halo NO contiene ni gas ni polvo Halo NO contiene ni gas ni polvo
sin gas ni polvo no se pueden formar estrellas sin gas ni polvo no se pueden formar estrellas nuevasnuevas
Bulbo tiene gas y polvo sólo en su parte interior Bulbo tiene gas y polvo sólo en su parte interior
Estas propiedades se observa en todas las galaxias Estas propiedades se observa en todas las galaxias
espiralesespirales
23INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Composición química diferenteComposición química diferente
Halo: ** tienen pocos “metales” (> He) Halo: ** tienen pocos “metales” (> He) no no hubohubo
más que un ciclo de formación de **; se más que un ciclo de formación de **; se formaron deformaron de
“ “materia primordial” materia primordial” Disco: ** tienen composición rica en metales Disco: ** tienen composición rica en metales con cada ciclo de formación estelar se con cada ciclo de formación estelar se
enriquece el medio interestelar.enriquece el medio interestelar.
(explosiones de SN, etc) (explosiones de SN, etc) → más elementos pesados → más elementos pesados que se incrementan con el tiempoque se incrementan con el tiempo
Pocos metales: formación hace mucho tiempo (al Pocos metales: formación hace mucho tiempo (al inicio de la formación de la galaxia)inicio de la formación de la galaxia)
más metales → más jovenmás metales → más joven
24INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Poblaciones EstelaresPoblaciones Estelares
Pop IPop I discodisco jovenjoven rico en rico en metalesmetales
velocidadevelocidades s circularescirculares
Pop IIPop II bulbobulbo
halohaloviejasviejas
(> 10(> 1099 años)años)
pobre en pobre en metalesmetales
velocidadevelocidades s aleatoriasaleatorias
~ 1930: clasificación de estrellas en dos categorías~ 1930: clasificación de estrellas en dos categorías (“Pop” = population)(“Pop” = population)
25INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
1940 – 1945 Walter Baade1940 – 1945 Walter Baade
Usando el telescopio de Mt. Wilson y aprovechando el Usando el telescopio de Mt. Wilson y aprovechando el oscurecimiento de L. A. en la segunda guerra mundial:oscurecimiento de L. A. en la segunda guerra mundial:
→ → Descubrió las mismas poblaciones en el disco y en elDescubrió las mismas poblaciones en el disco y en el
halo de la galaxia en Andrómeda (M31)halo de la galaxia en Andrómeda (M31)
Bulbo difícil de observar (>28 mag de extinción por Bulbo difícil de observar (>28 mag de extinción por polvo !!)polvo !!)
→ “ → “Baade’s window”: ventana con poca extinción hacia elBaade’s window”: ventana con poca extinción hacia el
bulbo galáctico (b = −3.9bulbo galáctico (b = −3.9oo; línea de visión pasa a ; línea de visión pasa a ~550pc~550pc
del centro galáctico). del centro galáctico).
⇒ ⇒ en el bulbo: pop IIen el bulbo: pop II
26INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Orbitas y movimientos de estrellasOrbitas y movimientos de estrellas
Movimientos regulares o aleatorios dependiente Movimientos regulares o aleatorios dependiente dede
Componentes (disco, halo, bulbo)Componentes (disco, halo, bulbo) Materia (Materia (, nubes interestelares, gas, polvo), nubes interestelares, gas, polvo)
Disco:Disco:a gran escala (>100 pc): movimiento bien a gran escala (>100 pc): movimiento bien
definido y regulardefinido y regular
local (local (≲≲100 pc):100 pc): velocidades peculiares o velocidades peculiares o aleatoriasaleatorias
⇒⇒medidas de velocidades radiales con efecto medidas de velocidades radiales con efecto DopplerDoppler
27INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Movimientos típicos en los componentes de la Vía Láctea
Halo, bulbo y disco: Efecto Doppler en el disco galáctico
ℓℓ =−40o=+320o
ℓℓ = 0o
ℓℓ = +40o
ℓℓ = 180o
28INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
velocidad radial observada en función de su lugar velocidad radial observada en función de su lugar en el plano galáctico, es decir, en función de la en el plano galáctico, es decir, en función de la “longitud galáctica”“longitud galáctica”
= ángulo entre línea de vista y el centro = ángulo entre línea de vista y el centro galáctico (vértice Sol)galáctico (vértice Sol)
⇒⇒ movimiento en el discomovimiento en el disco
Materia en el disco galáctico está rotando alrededor Materia en el disco galáctico está rotando alrededor del centro galáctico de forma del centro galáctico de forma diferencialdiferencial : :
Sol se mueve con Sol se mueve con vvʘʘ = = 220 km/s a220 km/s a rrCGCG = 8.5 kpc= 8.5 kpc
Período de rotación P = un “año Galáctico” = 225 Período de rotación P = un “año Galáctico” = 225 millones de añosmillones de años
29INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
HaloHaloLos movimientos no son ni regulares ni circularesLos movimientos no son ni regulares ni circulares CGs y estrellas giran alrededor del centro CGs y estrellas giran alrededor del centro
galácticogaláctico Movimientos aleatoriosMovimientos aleatorios Velocidades similares a velocidades en el disco Velocidades similares a velocidades en el disco
a distancias galactocéntricas equivalentesa distancias galactocéntricas equivalentes Atraviesan el disco regularmenteAtraviesan el disco regularmente
Bulbo:Bulbo: ligera rotación, pero dominado por el ligera rotación, pero dominado por el
movimiento aleatoriomovimiento aleatorio
30INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
M31: la galaxia de Andrómeda
Muestra los colores típicos de Muestra los colores típicos de las componentes de espiraleslas componentes de espirales
Doble núcleo (inexplicado)Doble núcleo (inexplicado)
15 pc
30 kpc
31INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Distribución y movimiento del gas;Distribución y movimiento del gas;estructura espiralestructura espiral
Gas: 75% en H (H + He hacenGas: 75% en H (H + He hacen 96 – 99% de la masa 96 – 99% de la masa del gas)del gas)en un disco muy extenso, pero más aplanadoen un disco muy extenso, pero más aplanado
gas hasta rgas hasta rCGCG ≲ ≲ 50 kpc50 kpc (más extenso que (más extenso que materia materia
luminosa)luminosa)
espesor espesor ∆∆hhʘ ʘ ≃ ≃ 125 pc125 pc (menos grueso que (menos grueso que materia materia luminosa)luminosa)mayor parte del gas está fríomayor parte del gas está frío::30 – 100 K → en forma atómica y neutra30 – 100 K → en forma atómica y neutra
→ → observable en 21 cm (HI)observable en 21 cm (HI)< 30 K < 30 K → en nubes de gas, moléculas de hidrógeno → en nubes de gas, moléculas de hidrógeno (H(H22))
32INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Ventaja:Ventaja: A A λλ==21 cm 21 cm →→ longitud de onda grande longitud de onda grande
→ → absorción por polvo insignificanteabsorción por polvo insignificante Hidrógeno (H) es muy abundante Hidrógeno (H) es muy abundante Se puede cartografiar el disco gaseoso Se puede cartografiar el disco gaseoso
fácilmente con radiotelescopiosfácilmente con radiotelescopios
Determinación de velocidades orbitales interiores al Sol:Determinación de velocidades orbitales interiores al Sol: Velocidad máxima del gas en el punto tangencial a Velocidad máxima del gas en el punto tangencial a
unauna
órbita circular de radio Rórbita circular de radio Rorborb
Determinación geométrica de RDeterminación geométrica de Rorb orb = R= RCGCG sen sen ℓℓ
OJO: con R > ROJO: con R > Rʘʘ es más dificil, no vemos un máximo, es más dificil, no vemos un máximo,
no sabemos donde se localiza el gas con las no sabemos donde se localiza el gas con las velocidades medidasvelocidades medidas
33INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Detección de los Detección de los brazos espirales a brazos espirales a
21 cm21 cm Atravesando un Atravesando un
brazo, mayor brazo, mayor contenido de Hcontenido de H
Mapear las Mapear las velocidades de los velocidades de los brazosbrazos
Sin efectos de Sin efectos de absorciónabsorción
λλ00= 21.106 cm sin = 21.106 cm sin velocidadvelocidad
relativarelativa
vrot
Sol
ℓℓ = 180°
ℓℓ = 0°
ℓℓ = 90°
34INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Vista global de los Vista global de los brazos espiralesbrazos espirales
Cuatro brazos Cuatro brazos espiralesespirales
El Sol está en el El Sol está en el interior del brazo de interior del brazo de Orión, que es un Orión, que es un brazo incompletobrazo incompleto
En promedio, En promedio, espesor del gas muy espesor del gas muy angosto (~125 pc)angosto (~125 pc)
Centro del gas = Centro del gas = centro del sistema de centro del sistema de cúmulos globularescúmulos globulares
35INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Propiedades generalesPropiedades generales
36INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Formación de la galaxiaFormación de la galaxia Nacimiento de la galaxia hace ~ 10 – 15 10Nacimiento de la galaxia hace ~ 10 – 15 1099 años años (de acuerdo a la edad de las (de acuerdo a la edad de las más viejas) más viejas) Contracción de una nube de gas intergaláctico yContracción de una nube de gas intergaláctico y
formación de las primeras formación de las primeras ( ( cúmulos globulares cúmulos globulares futuros)futuros)
El gas y polvo caen al plano debido al aumento de la El gas y polvo caen al plano debido al aumento de la rotaciónrotación
(conservación del momento angular)(conservación del momento angular) En el En el halohalo no se pueden formar nuevas estrellas, las masivas no se pueden formar nuevas estrellas, las masivas
han muerto, quedan las de baja masa que se desarrollan han muerto, quedan las de baja masa que se desarrollan lentamente, i.e. enanas rojas en sus orbitas originales = lentamente, i.e. enanas rojas en sus orbitas originales = aleatoriasaleatorias
En el En el disco disco se forman continuamente nuevas se forman continuamente nuevas Por conservación de momento angular durante el colapso se Por conservación de momento angular durante el colapso se
forma el disco: forma el disco: ↑ ↑ rotación, estrellas, gas y polvo en órbitas rotación, estrellas, gas y polvo en órbitas circularescirculares
37INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Esquema artístico de laformación dela Galaxia
38INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Persistencia de brazos espiralesPersistencia de brazos espirales Brazos espirales: nubes interestelares, regiones de Brazos espirales: nubes interestelares, regiones de
formación estelar, estrellas jóvenes (O – B, cúmulos formación estelar, estrellas jóvenes (O – B, cúmulos abiertos), nebulosas de emisiónabiertos), nebulosas de emisión
¿Existencia prolongada de brazos espirales?¿Existencia prolongada de brazos espirales?
Tenemos rotación diferencial:Tenemos rotación diferencial:
ωω (vel.angular) (vel.angular) en el interior > en el interior > ωω en el exterior en el exterior
el disco no gira como cuerpo sólidoel disco no gira como cuerpo sólido
39INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Rotación diferencial: los brazos se enrollan en Rotación diferencial: los brazos se enrollan en muy poco tiempomuy poco tiempo
⇒ ⇒ desaparecen en ~100 millones de añosdesaparecen en ~100 millones de años
PROBLEMA:PROBLEMA:
La mayoría de las galaxias con discos tienen La mayoría de las galaxias con discos tienen estructura espiral bien definida.estructura espiral bien definida.
Estadísticamente: no podemos explicarloEstadísticamente: no podemos explicarlo
cantidad de galaxias cantidad de galaxias ⇎⇎ corto tiempo de vidacorto tiempo de vida
espirales espirales de la estructura de la estructura espiralespiral
40INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
1967: Lin & Shu proponen modelo 1967: Lin & Shu proponen modelo de ondas de densidadde ondas de densidad
Los brazos espirales (regiones de formación estelar) no Los brazos espirales (regiones de formación estelar) no giran junto con el disco:giran junto con el disco:
Las ondas de densidad se mueven Las ondas de densidad se mueven independientemente por el disco comprimiendo independientemente por el disco comprimiendo nubes de gas interestelar induciendo la formación de nubes de gas interestelar induciendo la formación de
La onda no transporta materia, los brazos (máximos La onda no transporta materia, los brazos (máximos de de
la onda) mantienen su patrón y NO siguen la la onda) mantienen su patrón y NO siguen la rotaciónrotación
diferencialdiferencial Los brazos espirales son como una instantánea del Los brazos espirales son como una instantánea del
paso de la onda de densidad a través del disco, paso de la onda de densidad a través del disco, independiente de la rotación diferencialindependiente de la rotación diferencial
41INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Similar a: Similar a: ondas transversales en el aire, olas de ondas transversales en el aire, olas de marmar
La onda pasa por el medio La onda pasa por el medio → perturbación → perturbación localmente localmente
= aumento de la densidad= aumento de la densidad En la galaxia; al interior de r En la galaxia; al interior de r ≤ 15 kpc≤ 15 kpc
vel (onda de densidad) < vel (disco galáctico)vel (onda de densidad) < vel (disco galáctico)
materia del disco es atrapada en la onda de densidadmateria del disco es atrapada en la onda de densidad
↓↓
se desacelera por choquesse desacelera por choques
↓↓
se comprimese comprime
↓↓
sale y continúa normalmente con la rotación del discosale y continúa normalmente con la rotación del disco
42INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Movimiento de gas vs. la onda de densidadMovimiento de gas vs. la onda de densidad gas cruza onda de densidad gas cruza onda de densidad formación de estrellas O,B formación de estrellas O,B que “rebasan” onda (=brazo) que “rebasan” onda (=brazo)
43INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Analogía para ondas de densidad:Analogía para ondas de densidad:Tráfico en carretera, pasando por obra que avanza lentamente
Los coches cruzan la zona de obra (=brazo espiral) a baja velocidad;Los coches cruzan la zona de obra (=brazo espiral) a baja velocidad;la obra (=brazo) se mueve con vel. MENOR que el tráfico (materia);la obra (=brazo) se mueve con vel. MENOR que el tráfico (materia);La “onda” de densidad nunca contiene los mismos cochesLa “onda” de densidad nunca contiene los mismos coches
Velocidad deltráfico
44INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
ALTERNATIVA: autopropagación de ALTERNATIVA: autopropagación de formación estelarformación estelar
- Cadena de ** masivas muere - Cadena de ** masivas muere SNs SNs comprimen materialcomprimen material en periferia de los brazosen periferia de los brazos
- Efecto contrario a las- Efecto contrario a las ondas de densidad: ondas de densidad: aquí la formación estelaraquí la formación estelar produce ondas;produce ondas; la onda de densidad dela onda de densidad de Lin & Shu produce Lin & Shu produce formación estelar formación estelar
45INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Hay dos procesos que pueden explicar Hay dos procesos que pueden explicar la estructura espiral y la persistencia de la estructura espiral y la persistencia de los brazos:los brazos: Modelo de ondas de densidadModelo de ondas de densidad Autopropagación de ondas de densidadAutopropagación de ondas de densidad
Muy probablemente ambos procesos están Muy probablemente ambos procesos están produciendo brazos espiralesproduciendo brazos espirales
Por ejemplo, en la Galaxia:Por ejemplo, en la Galaxia: 4 brazos espirales bien definidos → ondas de 4 brazos espirales bien definidos → ondas de
densidaddensidad 1 brazo parcial (Orión) → autopropagación1 brazo parcial (Orión) → autopropagación
PROBLEMA: comprensión del mecanismo de la PROBLEMA: comprensión del mecanismo de la producción producción
y la longevidad de los brazos y la longevidad de los brazos espiralesespirales
46INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
¿ Cuál mecanismo produce las ¿ Cuál mecanismo produce las ondas/perturbación?ondas/perturbación?
Efectos/interacciones gravitacionales con galaxias Efectos/interacciones gravitacionales con galaxias satélitessatélites
Inestabilidad en el bulbo galácticoInestabilidad en el bulbo galáctico Asimetría en la barra del bulboAsimetría en la barra del bulbo
Hoy lo más aceptado: mayoría de Hoy lo más aceptado: mayoría de
galaxias tienen satélites enanas galaxias tienen satélites enanas
indicaciones de interacción, p.e.indicaciones de interacción, p.e.
Vía Láctea – Nubes de MagallanesVía Láctea – Nubes de Magallanes
PeroPero: existen galaxias espirales aisladas: existen galaxias espirales aisladas Pregunta abierta: Pregunta abierta: ¿Porqué hay ¿Porqué hay
ondas de densidad en ellas?ondas de densidad en ellas?
LMC
SMC
Vía Láctea desde 100 kpc sobre elplano galáctico
Sol
47INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
La masa de la GalaxiaLa masa de la Galaxia Derivación de la masa de las galaxias usando Derivación de la masa de las galaxias usando
los movimientos orbitales de nubes de gas, los movimientos orbitales de nubes de gas, estrellas, cúmulos, etc.estrellas, cúmulos, etc.
Kepler:Kepler:MMOrbOrb = masa dentro de la = masa dentro de la órbita en Mórbita en M◉◉
R = radio de la órbita en UAR = radio de la órbita en UAP = período orbital en añosP = período orbital en años
Rʘ = 8.5 kpc = 1.7 x 109 UA 1 pc = 2 105 UAP = 225 106 años (v = 220 km/s a Rʘ = 8.5 kpc )⇒ = 100 billones de estrellas de una masa solar
rb
48INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Diferente al sistema solar: 99% la masa del S. Diferente al sistema solar: 99% la masa del S. S. se encuentra en el Sol (la masa de los S. se encuentra en el Sol (la masa de los planetas es insignificante)planetas es insignificante)
Galaxia: materia distribuida por todas partes, hasta Galaxia: materia distribuida por todas partes, hasta
fuera del radio solar (más gas, cúmulos globulares, fuera del radio solar (más gas, cúmulos globulares, etc.)etc.)
Newton: período orbital es determinado por la masa Newton: período orbital es determinado por la masa dentro del radio orbitaldentro del radio orbital
M = 10M = 101111 M Mʘʘ ⇔ masa dentro de R ⇔ masa dentro de Rʘʘ = 8.5 kpc = 8.5 kpc
M = R3
P2, P = 2πR/v ⇒ M(R) = R·vR
2
G(vR = velocidad
orbital a un radio R)
Determinación de la masa para R > RDeterminación de la masa para R > Rʘʘ::- Observación de cúmulos globulares- Observación de cúmulos globulares- Gas con radiotelescopios (no afectados por absorción interestelar)- Gas con radiotelescopios (no afectados por absorción interestelar)
49INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Derivación de M en función de R: Derivación de M en función de R: La curva de rotaciónLa curva de rotación
← Observado!
50INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
R = 8.5 kpcR = 8.5 kpc M(<R) = 1 M(<R) = 1 101011 11 MMʘʘ
R = 15 kpc R = 15 kpc M(<R) = 2 10M(<R) = 2 1011 11 MMʘʘ
15 kpc ≃ radio de la materia visible 15 kpc ≃ radio de la materia visible (disco galáctico con brazos; cúmulos globulares)(disco galáctico con brazos; cúmulos globulares)
PREGUNTA: ¿límite de la materia = radio de luz visible?PREGUNTA: ¿límite de la materia = radio de luz visible?
M(R) =R·v2
G(Kepler + Newton)
Si no hubiera masa más alla de R = 15 kpc: Mtot = M (R≤ 15 kpc) = 2 1011 Mʘ
¿ cómo se mueve la materia alrededor de la Galaxia ?⇒ v = Mtot · G = c · 1 ∝ (R)-1/2
R R
⇒ v disminuye con (R)-1/2 (línea discontinua en la figura)
51INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Observamos:Observamos: v v ≃ constante (ligeramente creciente) ≃ constante (ligeramente creciente) hasta las distancias máximas que podemos medirhasta las distancias máximas que podemos medir
⇒ ⇒ v ≃ 300 km/s a R ≤ 40 – 50 kpcv ≃ 300 km/s a R ≤ 40 – 50 kpc
∴ ∴ MMtottot ≥ 6 ≥ 6 101011 11 MMʘʘ
¡Una cantidad de masa equivalente a dos veces la ¡Una cantidad de masa equivalente a dos veces la materia observada se encuentra afuera de la galaxia materia observada se encuentra afuera de la galaxia
visible!visible!¡ ¡ Esto también se observa en otras galaxias espirales !Esto también se observa en otras galaxias espirales !
Oort 1932: las estrellas visibles tienen solo ~50% de la Oort 1932: las estrellas visibles tienen solo ~50% de la densidad dedensidad de
masa necesaria para explicar la velocidad de las estrellas masa necesaria para explicar la velocidad de las estrellas vertical al plano Galáctico.vertical al plano Galáctico.
52INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Consecuencias de la curva de rotación:Consecuencias de la curva de rotación:
r (kpc)r (kpc) V V (km/s)(km/s)
M (M (101011 11
MMʘʘ))Vol/VolVol/Volʘʘ ρρ//ρρʘʘ
8.58.5 220220 11 11 11
1515 240240 22 5.55.5 0.360.36
5050 300300 66 200200 0.030.03
El volumen crece más rápido que la masa y la densidad disminuyeconforme aumenta R
Materia visible = punta del iceberg
La región luminosa (R 15 kpc) está rodeada por ≲un halo de materia oscura (R 50 kpc)≳
53INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
¿Composición? No se observan suficientes ¿Composición? No se observan suficientes estrellas o materia interestelar para explicar estrellas o materia interestelar para explicar
esta masaesta masa
La mayor parte de la materia que conforma La mayor parte de la materia que conforma las galaxias = materia oscuralas galaxias = materia oscura
Esta materia es oscura no solamente en el Esta materia es oscura no solamente en el visible, sino que en todo el espectro visible, sino que en todo el espectro electromagnético (desde radio hasta rayos electromagnético (desde radio hasta rayos gamma)gamma)
¿Qué es la materia oscura, la masa faltante?¿Qué es la materia oscura, la masa faltante?
- polvo no es: causaría absorción de luz- polvo no es: causaría absorción de luz
- gas no es: sería observable con - gas no es: sería observable con radiotelescopiosradiotelescopios
54INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
¿Qué es la materia oscura?¿Qué es la materia oscura? Hoyos negros (BH):Hoyos negros (BH): podrían explicar parte de la materia podrían explicar parte de la materia
invisible, invisible, pero, aunque hay evidencias observacionales para su pero, aunque hay evidencias observacionales para su
existencia:existencia: BHs = productos finales de la evolución de estrellas muy BHs = productos finales de la evolución de estrellas muy masivas y raras; si existían tanto en el pasado,masivas y raras; si existían tanto en el pasado, debería de haber más “metales” hoydebería de haber más “metales” hoy - acreción de materia - acreción de materia → rayos X: y no se ve nada . . .→ rayos X: y no se ve nada . . .
- no se pueden esconder cantidades relevantes en el halo- no se pueden esconder cantidades relevantes en el halo
Enanas rojas débilesEnanas rojas débiles: (de muy baja masa) : (de muy baja masa) - podrían existir en grandes cantidades: difíciles de observar- podrían existir en grandes cantidades: difíciles de observar
Pero: en imágenes del HST muy profundas de cúmulos Pero: en imágenes del HST muy profundas de cúmulos globulares cercanos no se observan.globulares cercanos no se observan.
Además: la tasa de formación de estrellas Además: la tasa de formación de estrellas disminuye rápidamente para M < 0.2 Mdisminuye rápidamente para M < 0.2 Mʘʘ
55INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Partículas subatómicas exóticas:Partículas subatómicas exóticas:
- se podrían haber producido abundantemente en - se podrían haber producido abundantemente en los los primeros instantes del universoprimeros instantes del universo pero: los experimentos realizados hasta ahora no pero: los experimentos realizados hasta ahora no indican indican ninguna detección ninguna detección
(WIMPS: weakly interacting massive (WIMPS: weakly interacting massive particles)particles)
Enanas marrónes (cafés):Enanas marrónes (cafés): objetos con tan baja objetos con tan baja masa masa
que no alcanzaron a producir fusión nuclear (no que no alcanzaron a producir fusión nuclear (no brillan)brillan)
desde 1993: pruebas de su desde 1993: pruebas de su existencia en existencia en cantidades cantidades
significantes (no suficiente para explicar masa significantes (no suficiente para explicar masa oscura)oscura)
56INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
El efecto de lente gravitacionalEl efecto de lente gravitacional
Einstein: deflexión de rayos de luz causada Einstein: deflexión de rayos de luz causada por un por un campo gravitacionalcampo gravitacional(verificado con estrellas pasando cerca del (verificado con estrellas pasando cerca del
Sol)Sol) Búsqueda de la materia oscura por medio Búsqueda de la materia oscura por medio
del efecto de lentes gravitacionalesdel efecto de lentes gravitacionales Efecto muy pequeño pero medibleEfecto muy pequeño pero medible Por ejemplo: Por ejemplo:
aumento de brillo temporal de una estrella aumento de brillo temporal de una estrella lejana causado por una estrella débil (enana lejana causado por una estrella débil (enana marrón invisible) que pasa enfrente de ella.marrón invisible) que pasa enfrente de ella.
aquí: enana marrón = lente gravitacionalaquí: enana marrón = lente gravitacional
57INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Esquema del efecto de “microlensing”
58INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
lente gravitacional: en general invisible, pero lente gravitacional: en general invisible, pero detectable por su efecto gravitacional sobre rayos de detectable por su efecto gravitacional sobre rayos de luz de objetos lejanos.luz de objetos lejanos.
dependemasa
distanciavelocidad
de la lente gravitacionalEl aumento de brilloLa duración del efecto
Típicamente: aumento por factor f = 2 – 5 en brillo (1 - 2 mag)
Δt = algunas semanas
59INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
HOYHOY: varios estudios a largo plazo, : varios estudios a largo plazo, colaboraciones internacionales usando colaboraciones internacionales usando varios telescopiosvarios telescopios
Probabilidad que una estrella pase frente a otra es muy Probabilidad que una estrella pase frente a otra es muy pequeñapequeña
se hace sondeos en regiones con millones de estrellasse hace sondeos en regiones con millones de estrellas observaciones regularmente (cada pocos días)observaciones regularmente (cada pocos días) y durante mucho tiempo (algunos años)y durante mucho tiempo (algunos años) Regiones estudiadas: - bulbo galáctico y lasRegiones estudiadas: - bulbo galáctico y las - Nubes de Magallanes (búsqueda de “MACHOs” =- Nubes de Magallanes (búsqueda de “MACHOs” = “ “massive compact halo massive compact halo
objects”)objects”)ResultadoResultado: : primer evento detectado en 1993primer evento detectado en 1993
hoy hoy → suficientes eventos que se puede deducir → suficientes eventos que se puede deducir estimación de la frecuencia de enanas marrónesestimación de la frecuencia de enanas marrónes
⇒ ⇒ sólo la mitad de la masa faltante se puede explicar sólo la mitad de la masa faltante se puede explicar con enanas de muy baja masacon enanas de muy baja masa Probablemente la masa oscura consiste en varios componentesProbablemente la masa oscura consiste en varios componentes
60INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
El Centro El Centro Galáctico Galáctico
(GC)(GC)
Teoría (comparación Teoría (comparación con otras galaxias) con otras galaxias) predice que: predice que:
- bulbo galáctico y - bulbo galáctico y centro galáctico: centro galáctico: población muy densa población muy densa con varios 10con varios 1099 * * * *
(no lo vemos por el (no lo vemos por el polvo interestelar y polvo interestelar y aglomeración densa de aglomeración densa de estrellas)estrellas)
M8
CG
Vista óptica hacia elCG: sólo se “ve” hastaun décimo de RCG
61INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
anillo de materiaen rotación ~5 pc
Infrarrojo:
Radiocontinuo:
Sgr A* enradiocontinuo
Rayos X(Chandra)
62INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
IRIR: densidad estelar N: densidad estelar N ≃ 50 000 /pc≃ 50 000 /pc33 (un millón (un millón de veces más denso que en la vecindad solar)de veces más denso que en la vecindad solar)
tan denso que las colisiones son frecuentestan denso que las colisiones son frecuentes RadioRadio: anillo con nubes de gas molecular: anillo con nubes de gas molecular
D ≃ 400 pc, D ≃ 400 pc, M ≃ 30 000 M ≃ 30 000 MMʘʘ,, vvrotrot ≃ 100 km/s ≃ 100 km/s
y en el centro hay una radiofuente muy y en el centro hay una radiofuente muy potente: Sgr A*potente: Sgr A*
Imágenes en radio con alta resolución; Imágenes en radio con alta resolución; estructura a escalas más pequeñasestructura a escalas más pequeñas
Filamentos de ~ 100 pc de largo y 0.5 pc de Filamentos de ~ 100 pc de largo y 0.5 pc de grosor !grosor !
Sugiriendo campos magnéticos fuertes (similares Sugiriendo campos magnéticos fuertes (similares en apariencia al Sol activo, pero a mayor escala)en apariencia al Sol activo, pero a mayor escala)
Anillo o disco en rotación de Anillo o disco en rotación de ∅∅~ 5 pc~ 5 pc
63INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
100 kpc 10 kpc 1 kpc
100 pc 10 pc 1 pc
La Galaxia en “zooms” de factores de 10: Visto desde encima delplano Galáctico
anillo de nubesmoleculares deM ~ 30000 M◉
bulbo y brazo másinterior
regiones deformaciónestelar
gas ionizado poractividad en C.G.
disco de gas a T ~104 KDisco de acreción deT > 106 K
Hoyo negrosupermasivo(~ 3 106 M◉)
64INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Origen de esta actividad; procesos Origen de esta actividad; procesos energéticosenergéticos
Observación: efecto Doppler de líneas espectrales IRObservación: efecto Doppler de líneas espectrales IR
ensanchamiento ensanchamiento → anillo rotando en el centro→ anillo rotando en el centro
anchura de las líneas anchura de las líneas movimientos orbitales muy movimientos orbitales muy rápidosrápidos
Para que el gas se quede en esta órbita, necesitamos un Para que el gas se quede en esta órbita, necesitamos un objeto central muy masivo: M objeto central muy masivo: M ≳≳ 10 1066 MMʘʘ
Masa grande, área pequeña Masa grande, área pequeña ⇒ Hoyo negro!⇒ Hoyo negro!
OJO ! el hoyo negro mismo NO ES la fuente de energíaOJO ! el hoyo negro mismo NO ES la fuente de energía
Procesos energéticos observados vienen del disco de Procesos energéticos observados vienen del disco de acreción de materia atraída por el fuerte campo acreción de materia atraída por el fuerte campo gravitacional con materia cayendo dentro del agujero gravitacional con materia cayendo dentro del agujero negro (similar a estrellas de neutrones, o agujeros negros negro (similar a estrellas de neutrones, o agujeros negros de masa estelar) de masa estelar)
65INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Campos magnéticos: generados en el disco de Campos magnéticos: generados en el disco de acreción de la materia cayendo en espiral hacia el acreción de la materia cayendo en espiral hacia el hoyo negrohoyo negro
Campo magnético funciona como acelerador de Campo magnético funciona como acelerador de partículas generando “rayos cósmicos” partículas generando “rayos cósmicos”
= partículas cargadas muy energéticas con = partículas cargadas muy energéticas con velocidadesvelocidades
relativistas (v ~ c)relativistas (v ~ c)
= protones (90%), núcleos de átomos (9%), = protones (90%), núcleos de átomos (9%), electrones (1%)electrones (1%)
(se detectan en Tierra como partículas secundarias:(se detectan en Tierra como partículas secundarias:
interactuando con la atmósfera se dividen en interactuando con la atmósfera se dividen en partículas con menor energía)partículas con menor energía)
densidad de los rayos cósmicos ~ 10densidad de los rayos cósmicos ~ 10-3-3 part/m part/m-3-3 : :
poco frecuentes pero más numerosas quepoco frecuentes pero más numerosas que
partículas del polvo interestelar)partículas del polvo interestelar)
66INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Centro GalácticoCentro Galáctico: L: LSgrA*SgrA* ~10 ~103333 W (por todo el W (por todo el espectro electromagn.)espectro electromagn.)
LLCG CG es más de 10es más de 1066 de veces la el Sol (~4 de veces la el Sol (~4 10102626 W) W) Muy energético, pero ni tanto en comparación con Muy energético, pero ni tanto en comparación con
otras galaxias (AGN)otras galaxias (AGN) Observaciones con VLBI (radiotelescopios de línea Observaciones con VLBI (radiotelescopios de línea
de base muy larga): de base muy larga): ∅∅ (Sgr A*) < 1 UA (Sgr A*) < 1 UA Hoyo Hoyo negro inevitable !negro inevitable ! Todas las alternativas son poco convincentes:Todas las alternativas son poco convincentes:
SN múltiples SN múltiples no observamos expansión de materia no observamos expansión de materia expulsadaexpulsada
Estrellas de neutrones (moviéndose rápidamente): Estrellas de neutrones (moviéndose rápidamente):
pero Sgr A* parece fijo con respecto a la galaxiapero Sgr A* parece fijo con respecto a la galaxia Cúmulo de estrellas enorme: la región emitiendo Cúmulo de estrellas enorme: la región emitiendo
radiación radiación tendría que ser más grande, no tan tendría que ser más grande, no tan compactacompacta
Estrella de neutrones normal dentro de una fuente Estrella de neutrones normal dentro de una fuente potente de radio: parece una opción muy ad hocpotente de radio: parece una opción muy ad hoc
67INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Observaciones recientes a favor de un Observaciones recientes a favor de un hoyo negro:hoyo negro: Espectroscopia IR de estrellas cercanas a Sgr A* (~ Espectroscopia IR de estrellas cercanas a Sgr A* (~
arcsec)arcsec)
vvorborb ↑ conforme la distancia a Sgr A* ↓ (concuerda con ↑ conforme la distancia a Sgr A* ↓ (concuerda con material atraido hacia un agujero negro)material atraido hacia un agujero negro)
Imágenes IR obtenidas con óptica adaptativaImágenes IR obtenidas con óptica adaptativa
→ → fuente variable y brillante (P ~ 10 min)fuente variable y brillante (P ~ 10 min)
→ → mancha caliente (hot spot) en el disco de acreciónmancha caliente (hot spot) en el disco de acreción
→→observaciones de * * en vecindad inmediata de Sgr A*: observaciones de * * en vecindad inmediata de Sgr A*:
MMSgr A*Sgr A* = (3.7 = (3.7 ± ± 1.5)1.5) 10 1066 MMʘ ʘ (Sch(Schöödel et al. 2002, del et al. 2002, Nature)Nature)
posición: = 359.94ℓposición: = 359.94ℓ oo b=−0.05 b=−0.05o o (a 4.8’ del origen de (a 4.8’ del origen de l,b)l,b)
Si fuera un hoyo negro, RSi fuera un hoyo negro, RSS ≃ 0.02 UA≃ 0.02 UA
A una distancia de 8.5 kpc no se puede resolver hoy en díaA una distancia de 8.5 kpc no se puede resolver hoy en día
68INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
“Observacion”de un hoyo negro supermasivo en centro de Vía Láctea• seguimiento de algunas estrellas muy cerca de Sgr A* por >10 años
• 3.5-m New Technology Telescope (Chile)• 10-m Keck (Hawaii) y a partir de 2001: 8-m VLT (Chile)
área de 2" x 2“ (~90 días luz) resolución 0.06“ λ = 2.1 μm (IR)
estrella “S2”: período de 15.2 años pericentro ~17 horas luz apocentro ~10 días luz
El movimiento de una estrella alrededor de Sgr A*
69INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Movimiento de algunas estrellas alrededor del centro dinámico denuestra Galaxia
MPE-Cologne con ESO-VLTgrupo de la UCLA con el telescopio Keck
Genzel & Karas 2007, arXiv:0704:1281
70INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Aplicando la 3a ley de Kepler a esta órbita: masa central ~3.2 millones de masa solar
Masa está dentro de 17 horas luz ~ 120 UA ;si fuera un hoyo negro de 3 10si fuera un hoyo negro de 3 1066 M M⊙⊙ R RSS ≃ 0.01 ≃ 0.01 UAUA Un Un cúmulo de estrellas concúmulo de estrellas con Tanta Tanta masa no sería establemasa no sería estable
otra otra evidencia para el evidencia para el hoyo hoyo negro en el centronegro en el centro de de nuestra galaxianuestra galaxia