Astro II Flashcards
T9-14
donde está el sol en la galaxia?
roughly centered, as we can count roughly the same # of stars in every direction
define cúmulo estelar
grupos de estrellas formadas a la vez y ligadas gravitacionalmente (importan para estudiar evolución estelar y estructura de la galaxia)
Tipos de cúmulos estelares en la via lactea
[forma, ρ, stars, vel., #]
Abiertos:
- forma irregular
- densidad baja/ metalicidad alta
- estrellas calientes de SP, supergigantes
- v. de estrellas baja (no ligadas grav.)
- 1200 en la galaxia
Globulares:
- forma esferica
- densidad alta/ metalicidad baja
- frias de la SP, gigantes rojas
- v. altas
- about 150 of these bois
How can we know the shape of the galaxy
by using infrarred or radio λ, since they don’t suffer as much extinction from interstellar dust
Estructura de nuestra galaxia
Bulbo achatado
Disco de 50kpc de diametro
Halo extenso
Evolución química de la galaxia
Nubes de H neutro -> Nubes moleculares -> Formación estelar -> Evolución estelar (nucleosíntesis) -> Expulsión del gas enriquecido -> Burbujas de gas caliente ->
Cómo se traza la distribución de H neutro?
Por su emisión (producida por un spin-flip) de λ=21cm
Does our galaxy rotate like a solid disk?
No, for then the orbital speed of stars would increase with orbit radius
Cómo giran los componentes de nuestra galaxia?
Esas estrellas, gas y polvo del disco galáctico rotan en torno al centro galáctico. Tienen aprox V. CONSTANTES con la distancia al centro (hasta los límites visibles del disco)
Does our galaxy show Keplerian rotation?
No, because then the mass would be mostly around the center
Evidencias de materia oscura
La masa decrece rapido tras el radio donde está el sol. Pero las orbitas no son keplerianas, ergo falta materia… 90%!
distribucion de masa más alla de la orbita solar?
Decrece rapidamente. Si la masa dinámica fuese la observada, se deberían observar órbitas keplerianas, pero la curva de rotación permanece plana. ERGO MATERIA OSCURA
¿Cuánta masa en nuestra galaxia es materia oscura?
90%. Decrece con r en el halo como un potencial.
brazos espirales are asoc w?
Son concentraciones de polvo y gas en forma de espiral.
Regiones asociadas con nubes moleculares, estrellas O&B, regiones HII y cúmulos jovenes (ciclo)
…formación estelar.
Problema de la rotación diferencial
Si los brazos girasen con el disco se enrollarían
sobre sí mismos (para periodos de rotación
de 108 años, en 1010 años los brazos tendrían
~100 vueltas).
(En contra de las observaciones.)
Luego, los brazos no son concentraciones de gas,
polvo y estrellas que giran al unísono con la
galaxia
Teoría de las ondas de densidad
Spiral arms are a pattern that moves thru the gal. like ripples in water.
So spiral arms (SA) would be like the crests of density waves blastin’ thru
And our spiral arms are like a painter’s truck, causing a moving traffic jam. Este aumento momentáneo de densidad comprime el gas y promueve la formación estelar. Eventualmente, las nuevas estrellas se siguen moviendo y dejan el brazo.
¿Por qué se producen las ondas de densidad?
Las estrellas giran en elipses con precesión →
efectos grav. compound to correlate orientaciones de elipses adyacentes →
En ciertas regiones las estrellas y el gas se acercan, aumenta la densidad y el potencial →
Se forma la onda de densidad
Estabilidad de ondas de densidad
Los brazos desaparecerán en 10^9 años, so never more (here)
Tipos de brazos espirales
Espirales de gran diseño (the classic)
Espirales disgregadas (AKA “flocculent”, a hot mess of brazos anchos cortos poco definidos. Formación estelar produce brazos caóticamente
poblacion* tipo I
Tipo I:
- vecindad solar
- jovenes
- alta metal
- baja v
- orbitas circulares
- en disco galactico
Tipo II:
- cúmulos globulares, estrellas del halo
- viejas
- baja metal
- v. alta
- orbitas radiales, excentricas
- en halo (y bulbo)
Describe un bulbo galactico (4)
esfer/ old pobII*/ caos & rad orbs
- Forma esferoidal
- Sin formación estelar actual importante
- Dominado por estrellas viejas con un rango de metalicidades/ pob II (luego no hay formacion)
-Movimiento caótico de estrellas, órbitas
radiales
Disco galáctico (6)
[contenido (7), partes, estrellas, formación, v&ρ]
-Hay brazos espirales; el Sol, asociaciones O,B; regiones HII; nubes moleculares; polvo y cúmulos abiertos
-Dos componentes: disco fino (95% de las estrellas) y disco grueso (estrellas más viejas)
- Población I, aunque hay un gran rango de edades
- Formación estelar continuada durante los últimos 10 Ga
- Velocidades pequeñas y órbitas circulares
- La ρ de estrellas disminuye exponencialmente con el radio
Halo galáctico
[rem: you cum on beyonce’s elip. halo
ozzy comes out but dies instantly of cardiac arrest - hes too old & outta metal
they take him away, but in fast loops around the building]
- Forma cuasi-esferoidal (elipsoide)
- Cúmulos globulares
-Estrellas viejas y poco metálicas. Algunas con
contenido metálico prácticamente nulo
(formadas de un gas casi primordial)/ Población II
-Altas velocidades, órbitas radiales
Nombres teorías formación de la galaxia
Colapso monolítico
Agrupamiento jerárquico
Colapso monolítico
[*halo/ cum glob, bulbo, disco and its *,
Colapso rápido de una gran nube protogaláctica. En una primera fase (~10^8 a) se forman las estrellas del halo y los cúmulos globulares (baja metalicidad)
Parte del gas cae al centro y se forma el bulbo
El resto del gas, por conservación del momento angular, se concentra en un disco y comienzan a formarse sus estrellas
Agrupamiento jerárquico
[halo, disco, comer, cumulos]
La Galaxia se forma por la fusión sucesiva de galaxias menores.
En primer lugar, el halo de materia oscura se forma por la fusión de halos menores. ´
En el centro del halo se forma el disco por la caída de gas robado a otras galaxias.
Este disco es alimentado continuamente por la caída de gas nuevo.
Las estrellas del halo y algunos cúmulos globulares provienen de galaxias enanas que son capturadas por la Vía Láctea.
Problemas colapso monolítico
all this fake old timey science shit’s also not rn
- Los cúmulos globulares más externos deberían ser menos metálicos (no lo son)
- Hay una dispersión en edades entre los cúmulos globulares de ~4 Ga
- Las simulaciones no confirman la escala temporal (el colapso debería tardar más)
- En el disco no existe una correlación clara entre la edad y metalicidad de las estrellas
- No se tiene en cuenta el papel del halo de materia oscura
Evidencia para el agrupamiento jerárquico
[edad, metal, caida = DM Cleopatra but she too powerful]
-Dispersión de edad en el
sistema de cúmulos
globulares
-Falta de correlación entre
la edad y metalicidad de las
estrellas del disco
-Las evidencias observacionales de caída de gas al disco y acreción actual de galaxias enanas (enana de Sagitario)
Dónde está el black hole en el centro de nuestra galaxia?
En sagitario A, en el nucleo. Hay jets y lobulos de gas muy caliente, prob. dados por un acto de extrema violencia intergalactica
Clasificación morfológica de las galaxias
sin subclases
Creado por Hubble:
E = elipticas
Irr = irregulares
S = espirales
S0 = lenticulares
SB = espirales barradas
Galaxias elipticas E (5)
These are like the Ozzy Osbourne & co. of galaxies [glancing over Emails, Ozzys gotten as fat as he is metal rich. He laments not having a nice hot young star astride him, but is also secretly glad, since he feels insecure about his penis. He turns off the light and cries himself to sleep.]
- Distribucion regular de luz
- Parecen no tener gas ni polvo (disfuncion erectil?)
- Sin estrellas jovenes
- Metal rich
- Se subdividen en E0 (round), …, E7 (most achated)
Galaxias lenticulares S0 (8)
Forma de lente
Entre elípticas y espirales
Elípticas con un disco
Sin brazos espirales
Dependiendo del ángulo de visión se pueden observar
redondas o muy achatadas
A veces presentan bandas de polvo
Algunas tienen una estructura de barra en las regiones centrales (SB0)
Dificultad para distinguirlas de las elípticas
Galaxias espirales S (4)
Dos componentes:
‣ Bulbo (similar a una galaxia elíptica)
‣ Disco con brazos espirales
En el disco se observa el polvo, estrellas brillantes (jóvenes) y regiones HII
Estrellas viejas en el bulbo
Se subdividen en subtipos a partir de los criterios:
✦Tamaño relativo del bulbo respecto al disco
✦Desarrollo de los brazos espirales (abiertos o cerrados)
✦Resolución de regiones brillantes en los brazos
(los tipos son Sa, Sb y Sc, ver ficha/ M131)
Galaxias espirales barradas SB (7)
not rn
Se subdividen en tipos SBa, SBb, y SBc con los mismos criterios que para galaxias S
La Vía Láctea es SBbc
Las simulaciones indican que las interacciones gravitacionales entre estrellas originan de forma natural una barra. Un halo de materia oscura puede dificultar la formación de barras
Son más comunes que las galaxias espirales sin barra
Galaxias Sa, Sb, Sc
Sa: bulbo central prominente; brazos cerrados (pegados al bulbo); no se resuelven muchas regiones brillantes en los brazos
Sb: bulbo central moderado; brazos semiabiertos
Sc: bulbo central pequeño; brazos abiertos; muchas regiones brillantes en los b
Galaxias irregulares Irr (2)
Galaxias que no encajan en las clasificaciones anteriores (alrededor del 3%)
Incluye muchas formas
En general: apariencia caótica, ricas en gas y polvo
Las hay de tipo Irr I e Irr II (ver T10d47)
Clasificación avanzada S0
Las galaxias lenticulares S0 se ampliaron en
S0− (S01): Parecidas a las E pero con alguna evidencia de disco
• S0 (S02): Clara separación entre bulbo y disco
• S0+ (S03): Anillo circular entre bulbo y disco, evidencias de polvo
Galaxias enanas
Son la mayoría. Pueden ser:
‣ cE: elípticas compactas ‣ dE: elípticas enanas ‣ dSph: esferoidales enanas ‣ dIrr: irregulares enanas ‣ BCD: enanas compactas azules (no existen las espirales enanas)
(Para más detalles ver T10d58 & onwards)
Galaxias cD
Son galaxias E gigantes (T10d65)
Galaxias LSB
Galaxias de bajo brillo superficial
Con discos
Galaxias Pec
Son PECuliares
Formas raras, acaso Irr
A menudo son interacciones/ fusiones entre galaxias
Significado físico de la clasificación de Hubble
[gas, *form]
- El contenido de gas aumenta en la secuencia E → S0 → Sa → Sb → Sc → Sd → Irr
- La presencia de formación estelar activa varía en la misma secuencia
…Propiedades cinemáticas y dinámicas
Sin embargo, hay una gran dispersión en propiedades físicas dentro de cada tipo
La secuencia de Hubble no es una secuencia evolutiva
¿Diferencia principal entre galaxias E y S?
Es el proceso de formación
Fórmula brillo superficial aparente
isnt this b?
I = F/α^2 = (L/4πd^2)/(D/d)^2 = L/4πD^2
donde D es el tamaño de la región y d la distancia
Define isofotas
Contornos de igual brillo superficial (I)
Suelen ajustarse muy bien a elipses concentricas
tipos de radio para una galaxia
Como no hay bordes definidos, podemos usar el
•Radio efectivo (r ef): radio de la isofota que contiene la mitad de la luminosidad total
•Radio de Holmberg: radio de la isofota correspondiente a un brillo superficial en la
banda B de 26.5 mag/arcseg2 (1 - 2% del brillo del cielo nocturno)
•Radios a otras isofotas (ej. magnitud 25)
¿Cómo se ajusta el perfil de luminosidad de las galaxias?
Las galaxias elípticas y los bulbos de las S0 y S tienen un perfil de luminosidad suave que se ajusta por
la ley r1/4 de de Vaucouleurs (1948):
Los discos de galaxias S0 y S (eliminando la contribución de los brazos) tienen perfiles de luminosidad que se ajustan por una ley exponencial (Freeman, 1970)
[ver ecuaciones en “pics” o T10d77]
Descomposición bulbo-disco
Los perfiles de las galaxias S0 y S tienen dos componentes: bulbo y disco.
En el centro domina la componente del bulbo.
Se ajustan a un ley r^1/4 (bulbo) más una ley exponencial (disco).
Ley de Sérsic
not rn
Es un ajuste más general (p.e., no todas las gal. E se ajustan a un perfil exponencial)
I(r) = Ief exp{-bn[(r/ref)^1/n -1]}
donde b sub n = 0,868n - 0,142
y n es el “índice de Sérsic”, con n=4 perfil de Vaucouleurs
n=1 perfil exponencial
(n aumenta con la luminosidad de la galaxia)
Ley de Schechter
Es una ley empírica, una fución de luminosidad.
Φ(L)dL = n* (L/L)^α exp(-L/L)dL/L*
donde L* es la luminosidad característica del “codo” de la función de luminosidad (T10d81)
n* es un factor de normalización que depende del entorno
α es la pendiente de la ley de potencias en el extremo débil
¿Cuáles galaxias son más abundantes? ¿Y más luminosas?
En general:
Las galaxias de primeros tipos (E, S0) son menos abundantes y más luminosas
[mea mal]
Las galaxias de últimos tipos (S, Irr) son más abundantes y menos luminosas
Contenido gaseoso galaxias
molecular/ gas calienteX/ polvoIR
COMPONENTES
‣ Gas molecular (H2) (radio CO)
‣ Gas atómico (HI) (radio 21 cm)
‣ Gs ionizado (HII) (líneas emisión regiones HII)
‣ Gas caliente (T>106 K) (rayos X)
‣ Polvo (IR)
Relación entre gas, polvo y formación estelar
El contenido de gas y polvo aumenta al avanzar en la
secuencia de Hubble: formación estelar más importante
Contenido estelar en galaxias
not rn bad card
Dificultad para observar estrellas individuales: se han de estudiar e interpretar los colores y espectros integrados
Diferentes tipos de estrellas tienen diferentes colores y espectros →
del color y el espectro integrado se estudian las proporciones de las diferentes estrellas →
estado evolutivo de las galaxias (las galaxias de últimos tipos contienen
más estrellas jóvenes)
(p.e. las E son rojas, pero los discos de S y las Irr son azules)
Contenido estelar en galaxias: ¿qué implica el color rojo? (2)
mayor edad y metalicidad (que el azul)
más masivas
En la clasf. de Hubble, ¿cuáles gal. tienen más estrellas jóvenes?
Los ultimos tipos
Método deteccion exoplanetas mas exitoso AHORA
Transitos
Dos ptos de Shapley vs Curtis
S: sol lejos del centro
C: cerca
S: U=our gal
C: U is full of galaxies dawg
Galaxias
Sa Sb Sc
(espirales)
van desde bulbo mas (a) a menos (c) prominente
y brazos cerrados (a) a abiertos (c)
Via lactea es que tipo?
SB = espirales barradas
us = SBbc
same criteria as Sa, Sb, Sc
Clasificacion Hubble:
como aumenta el contenido de gas?
Aumenta asi ->
E, S0, Sa, Sb, Sc, Sd, Irr
(same as formacion estelar activa)
Relacion color-lum. galaxias
Mas L = mas rojas (esp. elipticas)
se interpreta como rel. masa-metalicidad
azul=older=more metal
Relacion Tully Fisher
en que ayuda?
relacion lineal log Vmax (rotacion gals)
y M
so galaxias espirales mas brillantes rotan faster
potente indicador de ‘d’
la curva de rotacion permanece….
plana mucho mas alla del disco optico = MO
Relacion Faber Jackson
consecuencia de
M corr σ (dispersion de v.)
Ta del virial
las gals elipticas ocupan
un plano fundamental
what is curva de rotacion for
determinar dist. masa gal
what is σ for
disp. de vs.
es una medida de la profundidad del pozo de potencial, o sea, la masa
1 proof for super massive BH
velocidad aumenta mazo al acercarse al centro
canibalismo gal.
fusiones dan gals. elipticas gigantes (cD)
Tipos de fusiones
una carac. c/u
mayores (con gas)
discos estelares rekt, bulbos fusionan
Secas (sin gas)
no hay form. *
hard to detect
galaxias starburst
es el otro tipo (25% form*)
formacion estelar entre 100-10000x faster
generalmente espirales
de la nube azul a la sec roja se pasa por
fusiones de gas o su agotamiento
a lo largo de la sec roja….
crecen fusioes secas
envejecen = mas rojas
explica
Diferencias en el contenido de gas entre
elípticas y espirales.
- Diferencias en los colores entre elípticas
(rojas) y espirales (azules)
historias de form dif
explica
Gradientes de metalicidad en galaxias
elípticas y bulbos
Disipación del gas durante el colapso
de la galaxia (el gas enriquecido cae
hacia el centro)
explica
Edad y abundancias de galaxias irregulares
(jóvenes y poco metálicas).
form. estelar comenzo hace poco con gas pobre
explica
Exceso de galaxias azules a distancias muy
grandes (alto corrimiento al rojo
estamos obs. epoca formacion gal
tipos gal. activa
seyfert
radiogal
cuasares
blazares
gal Seyfert
espirales con nucleos muy brillantes y compactos
lineas de em intensas
radiogal.
intensa emision de radio por radiacion sincroton (asoc. elipticas gigantes)
muy extensas
define cuasar
extremely luminous active galactic nucleus (AGN), in which a supermassive black hole with mass ranging from millions to billions of times the mass of the Sun is surrounded by a gaseous accretion disk. As gas in the disk falls towards the black hole, energy is released in the form of electromagnetic radiation, which can be observed across the electromagnetic spectrum.
blazares
cuasar violentamente variable
cuasar o radiogal con jet hacia nosotros
gamma
rayos X
fotones alta E
estrellas naciendo
visible
radio continuo
- cerca del disco, nebulosas em (en rojo)
e- a v. relativistas en B
IR cerca
IR lejos
- relat. cold
polvo calentado por hot *
radio 2.6 cm
mols CO
