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AS 42A: Astrofísica de Galaxias
Clase #3
Profesor: José Maza Sancho
12 Marzo 2007
Polvo Interestelar
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Pequeñas partículas 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 [0,1m a 1m]
Parecido a las partículas de humo en la Tierra.
Masa total del polvo: 1% masa gaseosa
~ 108Mo
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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
galáctico.
“zone of avoidance”
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Gas y Polvo = Medio Interestelar (MIE)
El MIE no tiene una densidad uniforme
Hay nubes moleculares gigantes, densas
y frías, de hasta 107 Mo
Las nubes moleculares tienen tamaños
entre 10 y 100 pc y tienen densidades
miles de veces mayores que el promedio.
promedio = 1 partículas/cm3
nubes moleculares = 103 partículas/cm3
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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 tibio
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 tiene unos 300pc de
espesor y es rico en HI.
Poblaciones estelares.
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Walter Baade (1893-1960) trabajando en
Monte Wilson, en 1942 introdujo el
concepto de poblaciones estelares
Walter Baade
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Baade fotografió la galaxias M31 logrando
una profundidad tal que le permitió, por
primera vez, resolver en estrellas el bulbo
de M31.
Se dio cuenta que las estrellas más
brillante del disco son azules y tienen una
magnitud aparente de 17 a 18 mag.
Las estrellas más brillantes del bulbo son
rojas y tiene 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
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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 tienen Mv ~ -5 a -10.
Se define el contenido “metálico” de una
estrella como:
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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
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Asociada a los discos (brazos) galácticos.
Edad: 106 a 1010 años
0,01 ≤ Z ≤ 0,04
Tiene Medio Interestelar asociado.
Población II
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Estrellas de halo y bulbo.
Estrellas viejas:
Edades: 12 x 109 a 15 x 109 años
No tiene MIE asociado
Z halo ≤ 0,002 (10% solar)
Típicamente 1% solar.
Z bulbo puede llegar a valores solares


Las estrellas del halo no tienen órbitas
circulares ordenadas, son estrellas de
“alta velocidad”.
El halo no tiene rotación neta por lo cual
hay muchas órbitas retrógradas.
Población III
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
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
difíciles de detectar (sólo existirían hoy sus
remanentes, como estrellas de neutrones y
hoyos negros).
Evolución química de la Vía
Láctea
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En el Big Bang sólo se forma H, He y
Li (1,6 x 10-10 átomos de Li del total de átomos).
Las primeras estrellas que se forman en la
galaxias NO contienen metales (más allá del
Litio); Pob.III
Vientos estelares, nebulosas planetarias y
supernovas contaminan el MIE.
Sucesivas generaciones de estrellas
contribuyen al enriquecimiento químico de la
galaxia.



El enriquecimiento químico operó poco
tiempo en el halo y mucho más en el
bulbo; Pob. II
El enriquecimiento fue mayor aún en el
disco; Pob. I
El enriquecimiento continúa hasta hoy en
el disco.
Masa de la Vía Láctea

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
La Población II no tiene rotación neta.
La población I en la vecindad solar rota
con el Sol
El Sol rota con respecto al centro galáctico
con v ~ 220 km/s
Curva de rotación: Vr versus r
Rotación de sólido rígido
Rotación Kepleriana
2
mv
GMm

2
r
r
1

GM  2
v  

 r 
Problema



Calcular la masa del Sol sabiendo que la
U.A. es 150x106 km.
R:
m v 2 GM o m 

2
r
r
2r 2 150 10 10
v

 29.800 m
s
T
365,25

86.400

6
3
 
150 10  29.800
rv
30
Mo 

 2,0 10 kg
11
G
6,67 10
2
9
2

Problema:



Calcular la masa de la Galaxia, interior a la
órbita solar.
R:
R=8,5 kpc
v = 220 km/s
9
220
1000

8.500

206.265
150
10
v r 

M

G
6,67 1011
2

2
M = 1,91 x 1041 kg = 9,5 x 1010 Mo ~ 1011 Mo

Volviendo a:
2
mv
GM(r)m

2
r
r
4
3
v r  GM(r)  G r  V  G r    r
3
2

4
2
v    G  r  r
3
2

Si
 r  cte  v  r

Rotación de sólido rígido

Si
r  r  cte  v  cte
2

Una curva de rotación plana indica que la
densidad decae con el inverso del cuadrado de
la distancia y que la masa total, integrada hasta
una distancia R crece linealmente con R.
Curva de Rotación Galáctica




La masa en estrellas de la Vía Láctea
(V.L.) es de ~1011 Mo.
La masa oscura de la V.L. es:
4x1011 Mo < Moscura < 60x1011 Mo
Para estimar la masa oscura se pueden
usar cúmulos globulares, estrellas lejanas
del halo, galaxias satélites, etc.
Problema


Si la LMC está a 50 kpc del centro
galáctico calcular su velocidad tangencial
para una masa galáctica de 1012 Mo.
R:
mv 2 GMm
r

r2
11
GM
6,67 10 10  2 10
v 

3
9
r
50 10  206.265 150 10

2
12
30


V = 294 km/s
Calcular el movimiento propio si la
distancia del Sol a la LMC es 50 kpc
vT  86400  365,25  206265 "

año
d( pc)  206265 150 10 6




vT
294
mas



1,24
año
4,74  d 4,74  50 10 3