AS2001: Astronomía General Clase # 14 La Vía Láctea #1
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AS2001: Astronomía General Clase # 14 La Vía Láctea #1 • Profesor: José Maza Sancho • 8 Mayo 2014 La Vía Láctea La Vía Láctea =ene los siguientes componentes: • Corona • Halo • Disco • Bulbo • Núcleo • Brazos Espirales, en el disco. Componentes de la Vía Láctea. La Vía Láctea La Vía Láctea • Franja blanquecina que cruza el cielo dividiéndolo en dos partes iguales. • Galileo (1564-­‐1642) en 1610 vio que la Vía Láctea está compuesta por miles de estrellas. • En 1750 Thomas Wright propuso que la Vía Láctea era achatada como una aspirina (él la comparó con una piedra esmeril). Hoy la hipótesis de Wright se conoce como “la piedra esmeril”. • En 1755 Inmanuel Kant propuso que la Vía Láctea era un sistema achatado pues se encontraba en rotación. • Kant especuló con la idea que la Vía Láctea era tan sólo una isla en el Universo, que estaba compuesto por miles de sistemas como la Vía Láctea. • La hitótesis de Kant se ha llamado la teoría de los “universos-­‐islas”. • El primero en estudiar en detalle la Vía Láctea fue William Herschel. • En 1780 propuso un modelo de la Vía Láctea basado en recuentos de estrellas en diversas direcciones. • Herschel encontró que la Vía Láctea es un sistema achatado, como una lenteja, cuyo eje menor es 1/5 de sus otros ejes, que sería iguales. • El Sol está en el plano principal de simetría y muy cerca del centro. • Herschel no pudo establecer el tamaño de la Vía Láctea pero lo es=mó en 900 veces la distancia a Sirio (esto es ~10.000 años-­‐luz). • En la segunda mitad del siglo XIX el holandés Jacobo Kapteyn estudió la Vía Láctea formulando un modelo muy similar al de Herschel. • El modelo de Kapteyn es un sistema achatado, de unos 10.000 años-­‐luz de diámetros, con un espesor de 1/5 del diámetro y el Sol muy cerca del centro. • Entre 1900 y 1920 el universo de Kapteyn era el más aceptado por los astrónomos. • En 1918 el norteamericano Harlow Shapley, estudiando la distribución de cúmulos globulares alrededor de la Vía Láctea encontró que el Sol está muy lejos del centro y que la Vía Láctea es mucho mayor que lo que Kapteyn había supuesto. • La galaxia de Shapley =ene 300.000 años-­‐luz de diámetro y 1/10 de espesor. • Estudios a par=r de 1930 ha demostrado la veracidad del modelo de Shapley, aunque la galaxia es bastante menor. Valdivia, 21 de Abril, 2009 Componentes de la Vía Láctea • La Vía Láctea con=ene estrellas, gas y polvo. • Su masa es de ~ 1011 masas solares, en masa visible. • Su masa total es de 1012 M¤ donde el 90% es masa oscura. Halo de materia oscura • Esferoide oblato 0,8:1,0:1,0 • Materia oscura es 10x más abundante que la materia luminosa. • Las estrellas se mueven en el pozo de potencial de la materia oscura. Disco GalácUco • 100.000 años-­‐luz de diámetro • 10.000 años-­‐luz de espesor • El plano galác=co divide al disco en dos partes iguales. • Masa del disco ~ 1011 Mo • Con=ene gas y polvo. • El Sol está muy cerca del plano galác=co y a mitad de camino entre el centro y el borde. Componentes de la Vía Láctea. Coordenadas GalácUcas Plano principal: plano galác=co Polos: polos galác=cos. La=tud y longitud galác=cas. La=tud posi=va hacia el norte; de 0° a +90° Longitud: 0° hacia el centro galác=co; 90° hacia donde rota la galaxia (hacia donde se mueve el Sol). • 180° hacia el an=-­‐centro • • • • • • • La galaxia =ene brazos espirales en el disco. • Las estrellas rotan alrededor del centro. El Sol lo hace a 220 km/s. • La estructura espiral también rota pero lo hace a una velocidad mucho menor. • La estructura espiral rota como un cuerpo rígido. Bulbo • En la zona central la galaxia presenta una zona de mayor densidad que el halo, llamado bulbo. • El bulbo =ene una masa de 1010 M¤. Disco gaseoso • El disco se ex=ende hasta grandes distancias del centro galác=co en lo que se ha dado en llamar un disco gaseoso. • El disco estelar =ene ~ 30 kpc de diámetro • El disco gaseoso =ene ~ 50 kpc de diámetro. Halo estelar • El halo estelar es esferoidal y con=ene ~ 109 M¤. Resumen • • • • Halo de materia oscura: 1012 M¤ Disco 1011 M¤ Bulbo 1010 M¤ Halo estelar 109 M¤ Tamaño de la Vía Láctea • Las galaxias más cercanas a la V.L. son las Nubes de Magallanes (LMC y SMC) que están a 50 kpcs y a 60 kpcs, respec=vamente. • El halo de materia oscura puede tener un diámetro de ≤ 100 kpc. • ¿Qué tamaño =ene el disco? • El disco estelar: 30 kpc de diámetro • El disco gaseoso 50 kpc de diámetro • El disco estelar =ene un espesor de ~ 1 kpc • El halo estelar es difícil saber pero parece extenderse más allá de 20 kpc del centro. • El bulbo es elongado (barra) =ene un eje mayor de 6 kpc y dos ejes menores de 2 kpc. • El bulbo =ene más masa que el halo estelar pero =ene poca importancia en la dinámica global de la galaxia. Problema • Si el Sol está a 8,5 kpc del centro galác=co y orbita a 220 km/s ¿Cuál es su período? • R: $ ' T= 2πr 2π ⋅ 8.500 ⋅ 206.265 ⋅149.600.000 & km ) = v 220 &% km )( s • T= 7,5 x 1015 seg = 2,4 x 108 años € • Edad del Sol: 4.600 x 106 años • El Sol ha dado algo más de 19 vueltas alrededor del centro galác=co. ConsUtuyentes principales de la Vía Láctea Materia Oscura M ~ 1012 M! No emite ni absorbe NO CONOCEMOS SU NATURALEZA Parte puede ser bariónica pero la mayor parte debe ser no-­‐bariónica. • Algun =po de parucula elemental. • WIMPS (Weakly Interac=ve Massive Par=cles) • • • • Estrellas • Hay ~ 1011 estrellas que corresponden a ~ 1011 M¤ • La mayoría de las estrellas están en el disco. • Las estrellas se diferencian en: – Sus masas – Sus edades – Sus composiciones químicas Gas y Polvo • El gas se concentra en el plano galác=co ± 150 pc del plano. • Composición química del gas: • ~70% Hidrógeno • ~28% Helio • 2% elementos químicos pesados • En nubes densas y frías, con muy poca radiación UV: H2 + otras moléculas • En nubes calientes: H+ ≡ HII • Casos intermedios: Hidrógeno atómico • H ≡ HI • Masa gaseosa total ~10% de la masa estelar ~1010 M¤ Polvo Interestelar • Pequeñas paruculas de Carbono, silicatos y otros metales. • El núcleo del polvo es carbono o silicatos. • Tienen un manto de hielos H2O, NH3, CO • Tamaño: 10-­‐7 a 10-­‐6 m [0,1µm a 1µm] • Parecido a las paruculas de humo en la Tierra. • Masa total del polvo: 1% masa gaseosa • ~ 108M¤ • El tamaño de los granos de polvo es muy similar a las longitudes de onda de la luz. Por eso absorbe muy bien la luz. • Polvo produce oscurecimiento en el plano galác=co. • “zone of avoidance” • Gas y Polvo = Medio Interestelar (MIE) • El MIE no =ene una densidad uniforme • Hay nubes moleculares gigantes, densas y frías, de hasta 107 M¤ • Las nubes moleculares =enen tamaños entre 10 y 100 pc y =enen densidades miles de veces mayores que el promedio. • ρpromedio = 1 partículas/cm3 • ρnubes moleculares = 103 partículas/cm3 • Las nubes moleculares dan cuenta del 50% de la masa del MIE pero sólo del 1% de su volumen. • Unos pocos por ciento de la masa del MIE está en la forma de regiones HII. • El medio entre las nubes puede estar =bio o caliente y es de muy baja densidad. • La nubes densas están en equilibrio de presión con el medio que las confina. • El disco gaseoso =ene unos 300pc de espesor y es rico en HI. Poblaciones estelares. • Walter Baade (1893-­‐1960) trabajando en Monte Wilson, en 1942 introdujo el concepto de poblaciones estelares Walter Baade • Baade fotografió la galaxias M31 logrando una profundidad tal que le permi=ó, por primera vez, resolver en estrellas el bulbo de M31. • Se dio cuenta que las estrellas más brillante del disco son azules y =enen una magnitud aparente de 17 a 18 mag. • Las estrellas más brillantes del bulbo son rojas y =ene una magnitud 22. • Llamó Población I a las estrellas del disco • Llamó Población II a las estrellas del halo Cúmulo globular 47 Tucucanae Distribución de cúmulos globulares en la Galaxia • El halo y ~200 cúmulos globulares son población II, donde las estrellas más brillantes son gigantes rojas con magnitudes absolutas Mv ~ -­‐2 a -­‐3. • En los discos y en especial en los brazos espirales las estrellas más brillantes son azules y =enen Mv ~ -­‐5 a -­‐10. • Se define el contenido “metálico” de una estrella como: • Z = (Masa de todos los elementos químicos más pesados que el Helio) / masa total • X = MH/MT • Y = MHe/MT • X + Y + Z =1 • Z Sol = 0,02 (2%) Población I • • • • Asociada a los discos (brazos) galác=cos. Edad: 106 a 1010 años 0,01 ≤ Z ≤ 0,04 Tiene Medio Interestelar asociado. Población II • • • • • • • Estrellas de halo y bulbo. Estrellas viejas: Edades: 12 x 109 a 15 x 109 años No =ene MIE asociado Z halo ≤ 0,002 (10% solar) Típicamente 1% solar. Z bulbo puede llegar a valores solares • Las estrellas del halo no =enen órbitas circulares ordenadas, son estrellas de “alta velocidad”. • El halo no =ene rotación neta por lo cual hay muchas órbitas retrógradas. Población III • Estrellas primordiales con Z = 0,0 • Se “predice” su existencia por razones teóricas. • No se han encontrado (aún) las estrellas de Población III. • Las estrellas de Pob.III pueden haber sido todas de alta masa, haber todas terminado su vida contaminando el MIE, lo que las haría muy di}ciles de detectar (sólo exis=rían hoy sus remanentes, como estrellas de neutrones y hoyos negros).
