Módulo 4: GALAXIAS Y COSMOLOGÍA
4.1 La Vía Láctea como Galaxia

Propiedades de nuestra galaxia en su conjunto
(no en sus componentes individuales como estrellas,
nebulosas, cúmulos de estrellas, etc.)
Vía Láctea en el visible
LMC
C.G.
SMC
Lund Observatory ~1940
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
469
¿ Qué son GALAXIAS ?




Colecciónes enormes de  (≳1010), cúmulos, gas y polvo.
Unidas por su propia gravedad
Aisladas en el espacio (aunque pueden interactuar,
fusionar con otras galaxias, acumularse)
Existen billones (≫1011 ) de galaxias
PROBLEMA: vivimos dentro de un sistema gigante, ¿cómo
podemos trazar un plano de un parque con sus caminos, lagos,
restaurantes, árboles, pasto, etc. desde un banco fijo dentro del
parque?
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
470
→ mediciones dentro de la galaxia
→ comparación con otras galaxias (espirales)
NGC 6744: “de cara”
NGC 891: “de canto”
 nuestra galaxia = galaxia espiral
Vía láctea = banda luminosa alrededor del cielo
= proyección del disco luminoso al cielo
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
471
LA GALAXIA






Descripción de la estructura general, las componentes principales
de nuestra galaxia y su dinámica
La importancia de  variables para determinar la forma y el
tamaño de la galaxia
Las órbitas de  de diferentes poblaciones y su relevancia para la
comprensión de la formación de la galaxia
Teoría de la existencia y persistencia de brazos en galaxias
espirales
Indicaciones de la masa total, la masa faltante y la posible
naturaleza de la masa faltante
Algunos fenómenos del centro de nuestra galaxia
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
472
EL PROBLEMA DEL BANCO EN EL PARQUE . . . ES REAL:
W. Herschel (siglo 18): deduce tamaño y forma de nuestra galaxia
 Conteos de  en diferentes direcciones del cielo
 suponiendo que todas  tienen ≈ misma luminosidad
 Distribución poco aplanada con densidad uniforme de estrellas
 Dimensiones: ~ 10 kpc x 2 kpc, con el Sol está casi en el centro
= Vista heliocéntrica, hasta principios del siglo 20
(Shapley: medidas de distancias de cúmulos globulares de 
en el halo  vista “galactocentrica”)
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Sol
473
Hoy:


30 kpc x 300 pc; materia luminosa
Sol está lejos del centro: Rʘ ~ 8500 pc
y ~15 a 20 pc “encima” del plano (hacia polo norte galáctico)
8 kpc
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
474
PROBLEMAS CON LAS MEDIDAS E
INTERPRETACIÓNES DE HERSCHEL



Observación en la banda óptica
Desconocimiento del polvo interestelar y efectos de extinción
polvo alrededor del Sol: podemos ver ~ hasta
las mismas distancias en cada dirección
 Sol parece estar en el centro
**hasta el primer cuarto del siglo XX:
tamaño pequeño de la galaxia y Sol en el centro**
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
475
¿POR QUÉ?
No se conocían las distancias (tamaño propio) de:
- cúmulos globulares (estrellas rojas y viejas)
- nebulosas espirales
- No se podía medir paralaje: objetos demasiado distantes
- Paralajes espectroscópicos: identificación y observación de  de
la secuencia principal de H-R difícil con la tecnología de esa
época.
- No se sabía que las nebulosas espirales están afuera de nuestra
galaxia (y por tanto son otras galaxias)

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
476
P.e. imagen de la galaxia de Andrómeda (M31);
interpretación errónea: formación de una
estrella en un disco gaseoso
Pero: no hay paralaje observable para d > 100 pc
a distancias grandes no se puede resolver un
sistema solar en formación
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
477
Nuevos métodos para determinar distancias
Con estrellas variables:
- estrellas binarias
- variables cataclísmicas (nova, SN)
- variables regulares
→ variables intrínsecas / variables pulsantes
→ cambio de luminosidad regular y predecible
2 tipos: RR Lyrae y Cefeidas
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
478
Estrellas Variables Pulsantes (nada que ver con pulsares)

Estructura de *  transporte de radiación del núcleo hacia
la fotósfera  opacidad
opacidad ↑ → radiación bloqueada → presión ↑ → r expande
opacidad ↓ → radiación escapa → presión ↓ → r disminuye
Teoría predice : durante la evolución de una , tras salir de la
secuencia principal del diagrama H – R, pasan por una fase de
inestabilidad:
Flujo de radiación causa cambio en la opacidad
→ pulsaciones
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
479
DIAGRAMA H-R
RR – Lyrae: (protótipo)
Estrellas de baja masa de la
rama horizontal
<luminosidad> ≈ igual
L RRL≈ 100 L⊙


Cefeidas (protót. δ Cep)
son estrellas masivas con
L Cep≈ 102 – 104 L⊙
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
480
Curvas de Luz de Variables Regulares
← RR – Lyrae
períodos cortos
P: 0.5 – 1.0 días
← Cefeidas
Períodos más largos
P: 1 – 100 días
(patrón de diente de sierra)
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
481
Cefeida WW Cygni
← Fáciles de detectar
placas fotográficas tomadas
en diferentes épocas
(comparadores de visión
alternada)
← Fáciles de identificar
- períodos son muy estables
- período de una variable no
varía de un ciclo a otro
Importancia: período y amplitud de la curva de luz es constante
y depende SOLO de la luminosidad L;
medir el brillo aparente → obtener distancias
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
482
Determinar distancias con ** variables requiere:



Reconocer a un tipo de variable
Medir su período
Medir de su brillo aparente
RR – Lyrae (rama horizontal): < luminosidad> ~100 Lʘ
Cefeidas dentro de ~1000 pc
Cefeidas:
tienen relación lineal
período – luminosidad
(Henrietta Leavitt 1908)
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
483
Cefeidas de período corto ↔ menos luminosas
Cefeidas de período largo ↔ más luminosas
(m – M) = 5 log (d/pc) – 5 = lg (d/10pc) = módulo de distancia = DM
→ calibración con paralaje trigonométrico y “espectroscópica”
de las variables (dentro de ~ 1000 pc)
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
484
 Próximo escalón en la escala de distancias :

RR – Lyrae :
hasta r ≤ 1.5 Mpc:
no tan lejos,
menos brillantes,
pero muy comunes

Cefeidas : r ≤ 15 Mpc
(distancias hasta otras
galaxias)
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
485
Dimensión y forma de la Galaxia determinada
por Harlow Shapley (1917)
Estudio de la distribución de 93 cúmulos globulares (CG)
 Distancias de RR – Lyrae → frecuentemente en CG
Conclusiones:
 CG a grandes distancias (muchos kpc)
 distribución en el espacio (α, δ, r): en volumen esférico
(ligeramente aplanado) con D ≃ 30 kpc

⇒El centro de la distribución de CGs está lejos del Sol
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
486
Shapley notó que:
El centro de la galaxia está definido por los CG
 Se encuentra en la constelación de Sagitario
 El Sol no se encuentra en el centro, sino a RCG = 8.5 kpc
 Los CGs definen el tamaño verdadero de la galaxia
 Existe un halo enorme de estrellas viejas en los CGs
 Evolución histórica:
Sist. geocéntrico → Sist. heliocéntrico → Sist. Galactocéntrico
(Copernicus)
(Shapley)

Shapley “aumentó” tamaño de Galaxia por factor 10 . . .
sin embargo Shapley todavía no creía que las nebulosas
espirales se encontraran fuera de la galaxia (“no podían
existir objetos tan grandes”)
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
487
Tamaño y Forma de la Galaxia
(basado en radiación visible, IR, radio, X, gamma…)
Disco circular de materia luminosa, estrellas, gas y polvo
- diámetro D = 30 kpc (~100 mil años luz)
(detección de gas, p.e. HI, se extiende hasta diám. = 100 kpc)
- Rʘ = 8.5 kpc (distancia Sol del centro galáctico)
- espesor del disco = 300 pc (cerca ) ~ 1 % de diám.
Bulbo Galáctico (mejor “visible” en IR): satelite COBE ~1992, 30−90 GHz
D x d ≃ 6 x 4 kpc
(esferoide de estrellas viejas)
Halo esférico
D ≃ 50 – 80 kpc
(estrellas viejas, cúmulos globulares)
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
488
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
489
Diferencias entre los componentes principales


Disco: estrellas O, B de la secuencia principal
más brillantes y azules que enanas tipo G, K, M;
luz azul domina, aúnque enanas son mucho más numerosas;
estrellas recién formadas  el disco tiene mucho gas y polvo
Halo y bulbo: estrellas más viejas (todos: ≳ 109 años)
Halo NO contiene ni gas ni polvo
 sin gas ni polvo no se pueden formar estrellas nuevas
Bulbo tiene gas y polvo sólo en su parte interior
Estas propiedades se observa en todas las galaxias espirales
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
490
Composición química diferente
Halo: ** tienen pocos “metales” (> He)  no hubo
más que un ciclo de formación de **; se formaron de
“materia primordial”
 Disco: ** tienen composición rica en metales 
con cada ciclo de formación estelar se enriquece el medio
interestelar.
(explosiones de SN, etc) → más elementos pesados que se
incrementan con el tiempo
Pocos metales: formación hace mucho tiempo (al inicio de la
formación de la galaxia)
 más metales → más joven

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
491
Poblaciones Estelares
~ 1930: clasificación de estrellas en dos categorías
(“Pop” = population)
Pop I
disco
joven
rico en metalesvelocidades
circulares
Pop II
bulbo
halo
viejas
(> 109 años)
pobre en
metales
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
velocidades
aleatorias
492
1940 – 1945 Walter Baade
Usando el telescopio de Mt. Wilson y aprovechando el
oscurecimiento de L. A. en la segunda guerra mundial:
→ Descubrió las mismas poblaciones en el disco y en el
halo de la galaxia en Andrómeda (M31)
Bulbo difícil de observar (>28 mag de extinción por polvo !!)
→ “Baade’s window”: ventana con poca extinción hacia el
bulbo galáctico (b = −3.9o; línea de visión pasa a ~550pc
del centro galáctico).
⇒  en el bulbo: pop II
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
493
Orbitas y movimientos de estrellas
Movimientos regulares o aleatorios dependiente de


Componentes (disco, halo, bulbo)
Materia (, nubes interestelares, gas, polvo)
Disco:
a gran escala (>100 pc): movimiento bien definido y regular
local (≲100 pc): velocidades peculiares o aleatorias
⇒medidas de velocidades radiales con efecto Doppler
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
494
Movimientos típicos en los componentes de la Vía Láctea
Halo, bulbo y disco:
Efecto Doppler en el disco galáctico
ℓ = 180o
ℓ = +40o
ℓ =−40o=+320o
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
ℓ = 0o
495

velocidad radial observada en función de su lugar en el plano
galáctico, es decir, en función de la “longitud galáctica”
= ángulo entre línea de vista y el centro galáctico (vértice Sol)
⇒ movimiento en el disco
Materia en el disco galáctico está rotando alrededor del centro
galáctico de forma diferencial :
Sol se mueve con vʘ = 220 km/s a rCG = 8.5 kpc
Período de rotación P = un “año Galáctico” = 225 millones de años
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
496
Halo
Los movimientos no son ni regulares ni circulares
 CGs y estrellas giran alrededor del centro galáctico
 Movimientos aleatorios
 Velocidades similares a velocidades en el disco a distancias
galactocéntricas equivalentes
 Atraviesan el disco regularmente
Bulbo:
ligera rotación, pero dominado por el movimiento aleatorio
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
497
M31: la galaxia de Andrómeda
30 kpc
15 pc
Muestra los colores típicos de
las componentes de espirales
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Doble núcleo (inexplicado)
498
Distribución y movimiento del gas;
estructura espiral

Gas: 75% en H (H + He hacen 96 – 99% de la masa del gas)
en un disco muy extenso, pero más aplanado
gas hasta rCG ≲ 50 kpc
(más extenso que materia
luminosa)
espesor ∆hʘ ≃ 125 pc
(menos grueso que materia
luminosa)
mayor parte del gas está frío:
30 – 100 K → en forma atómica y neutra
→ observable en 21 cm (HI)
< 30 K → en nubes de gas, moléculas de hidrógeno (H2)
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
499
Ventaja:
 A λ=21 cm
→ longitud de onda grande
→ absorción por polvo insignificante


Hidrógeno (H) es muy abundante
Se puede cartografiar el disco gaseoso fácilmente con
radiotelescopios
Determinación de velocidades orbitales interiores al Sol:
 Velocidad máxima del gas en el punto tangencial a una
órbita circular de radio Rorb
 Determinación geométrica de Rorb = RCG sen ℓ
 OJO: con R > Rʘ es más dificil, no vemos un máximo,
no sabemos donde se localiza el gas con las velocidades
medidas
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
500
ℓ = 0°
ℓ = 90°
vrot
Detección de los
brazos espirales a 21 cm
Sol


ℓ = 180°

Atravesando un brazo,
mayor contenido de H
Mapear las velocidades de
los brazos
Sin efectos de absorción
λ0= 21.106 cm sin velocidad
relativa
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
501
Vista global de los
brazos espirales




Cuatro brazos espirales
El Sol está en el interior
del brazo de Orión, que es
un brazo incompleto
En promedio, espesor del
gas muy angosto (~125 pc)
Centro del gas = centro del
sistema de cúmulos
globulares
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
502
Propiedades generales
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
503
Formación de la galaxia






Nacimiento de la galaxia hace ~ 10 – 15 109 años
(de acuerdo a la edad de las  más viejas)
Contracción de una nube de gas intergaláctico y
formación de las primeras  ( cúmulos globulares futuros)
El gas y polvo caen al plano debido al aumento de la rotación
(conservación del momento angular)
En el halo no se pueden formar nuevas estrellas, las masivas han
muerto, quedan las de baja masa que se desarrollan lentamente,
i.e. enanas rojas en sus orbitas originales = aleatorias
En el disco se forman continuamente nuevas 
Por conservación de momento angular durante el colapso se forma
el disco: ↑ rotación, estrellas, gas y polvo en órbitas circulares
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
504
Esquema
artístico de la
formación de
la Galaxia
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
505
Persistencia de brazos espirales

Brazos espirales: nubes interestelares, regiones de
formación estelar, estrellas jóvenes (O – B, cúmulos
abiertos), nebulosas de emisión
¿Existencia prolongada de brazos espirales?
Tenemos rotación diferencial:
ω (vel.angular) en el interior > ω en el exterior
 el disco no gira como cuerpo sólido
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
506

Rotación diferencial: los brazos se enrollan en muy poco tiempo
⇒ desaparecen en ~100 millones de años
PROBLEMA:
La mayoría de las galaxias con discos tienen estructura espiral
bien definida.
 Estadísticamente: no podemos explicarlo
cantidad de galaxias ⇎ corto tiempo de vida
espirales
de la estructura espiral
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
507
1967: Lin & Shu proponen modelo de ondas de
densidad
Los brazos espirales (regiones de formación estelar) no giran
junto con el disco:
 Las ondas de densidad se mueven independientemente por
el disco comprimiendo nubes de gas interestelar
induciendo la formación de 
 La onda no transporta materia, los brazos (máximos de
la onda) mantienen su patrón y NO siguen la rotación
diferencial
 Los brazos espirales son como una instantánea del paso de
la onda de densidad a través del disco, independiente de la
rotación diferencial
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
508



Similar a: ondas transversales en el aire, olas de mar
La onda pasa por el medio → perturbación localmente
= aumento de la densidad
En la galaxia; al interior de r ≤ 15 kpc
vel (onda de densidad) < vel (disco galáctico)
materia del disco es atrapada en la onda de densidad
↓
se desacelera por choques
↓
se comprime
↓
sale y continúa normalmente con la rotación del disco
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
509
Movimiento de gas vs. la onda de densidad
 gas cruza onda de densidad  formación de estrellas O,B
que “rebasan” onda (=brazo)
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
510
Analogía para ondas de densidad:
Tráfico en carretera, pasando por obra que avanza lentamente
Velocidad del
tráfico
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 “onda” de densidad nunca contiene los mismos coches
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
511
ALTERNATIVA: autopropagación de formación estelar
- Cadena de ** masivas muere  SNs comprimen material
en periferia de los brazos
- Efecto contrario a las
ondas de densidad:
aquí la formación estelar
produce ondas;
la onda de densidad de
Lin & Shu produce
formación estelar
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
512
Hay dos procesos que pueden explicar la estructura
espiral y la persistencia de los brazos:


Modelo de ondas de densidad
Autopropagación de ondas de densidad
Muy probablemente ambos procesos están produciendo
brazos espirales
Por ejemplo, en la Galaxia:
 4 brazos espirales bien definidos → ondas de densidad
 1 brazo parcial (Orión) → autopropagación
PROBLEMA: comprensión del mecanismo de la producción
y la longevidad de los brazos espirales
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
513
¿ Cuál mecanismo produce las ondas/perturbación?



Efectos/interacciones gravitacionales con galaxias satélites
Inestabilidad en el bulbo galáctico
Asimetría en la barra del bulbo
Hoy lo más aceptado: mayoría de
galaxias tienen satélites enanas
 indicaciones de interacción, p.e.
Vía Láctea – Nubes de Magallanes
Pero: existen galaxias espirales aisladas
 Pregunta abierta: ¿Porqué hay
Vía Láctea desde 100 kpc sobre el
plano galáctico
Sol
LMC
SMC
ondas de densidad en ellas?
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
514
La masa de la Galaxia

Derivación de la masa de las galaxias usando los
movimientos orbitales de nubes de gas, estrellas,
cúmulos, etc.
Kepler:
rb
MOrb = masa dentro de la órbita en M◉
R = radio de la órbita en UA
P = período orbital en años
Rʘ = 8.5 kpc = 1.7 x 109 UA
1 pc = 2 105 UA
P = 225 106 años
(v = 220 km/s a Rʘ = 8.5 kpc )
⇒
= 100 billones de estrellas de una masa solar
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
515
Diferente al sistema solar: 99% la masa del S. S. se encuentra
en el Sol (la masa de los planetas es insignificante)



Galaxia: materia distribuida por todas partes, hasta
fuera del radio solar (más gas, cúmulos globulares, etc.)
Newton: período orbital es determinado por la masa dentro
del radio orbital
M = 1011 Mʘ ⇔ masa dentro de Rʘ = 8.5 kpc
M=
R3
, P = 2πR/v
2
P
⇒
2
M(R) = R·vR
G
(vR = velocidad
orbital a un radio R)
Determinación de la masa para R > Rʘ:
- Observación de cúmulos globulares
- Gas con radiotelescopios (no afectados por absorción interestelar)
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
516
Derivación de M en función de R:
La curva de rotación
←
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
Observado!
517
R = 8.5 kpc M(<R) = 1 1011 Mʘ
R = 15 kpc M(<R) = 2 1011 Mʘ
15 kpc ≃ radio de la materia visible
(disco galáctico con brazos; cúmulos globulares)
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
R
=c· 1
R
⇒ v disminuye con (R)-1/2
∝ (R)-1/2
(línea discontinua en la figura)
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
518

Observamos: v ≃ constante (ligeramente creciente) hasta las
distancias máximas que podemos medir
⇒ v ≃ 300 km/s a R ≤ 40 – 50 kpc
∴ Mtot ≥ 6 1011 Mʘ
¡Una cantidad de masa equivalente a dos veces la materia observada
se encuentra afuera de la galaxia visible!
¡ Esto también se observa en otras galaxias espirales !
Oort 1932: las estrellas visibles tienen solo ~50% de la densidad de
masa necesaria para explicar la velocidad de las estrellas
vertical al plano Galáctico.
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
519
Consecuencias de la curva de rotación:
r (kpc)
V (km/s) M (1011 Mʘ)
Vol/Volʘ
ρ/ρʘ
8.5
220
1
1
1
15
240
2
5.5
0.36
50
300
6
200
0.03
El volumen crece más rápido que la masa y la densidad disminuye
conforme aumenta R
Materia visible = punta del iceberg
La región luminosa (R ≲ 15 kpc) está rodeada por un halo de
materia oscura (R ≳ 50 kpc)
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
520
¿Composición? No se observan suficientes estrellas o materia
interestelar para explicar esta masa



La mayor parte de la materia que conforma las galaxias =
materia oscura
Esta materia es oscura no solamente en el visible, sino que
en todo el espectro electromagnético (desde radio hasta
rayos gamma)
¿Qué es la materia oscura, la masa faltante?
- polvo no es: causaría absorción de luz
- gas no es: sería observable con radiotelescopios
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
521
¿Qué es la materia oscura?

Hoyos negros (BH): podrían explicar parte de la materia invisible,
pero, aunque hay evidencias observacionales para su existencia:
BHs = productos finales de la evolución de estrellas muy
masivas y raras; si existían tanto en el pasado,
debería de haber más “metales” hoy
- acreción de materia → rayos X: y no se ve nada . . .
- no se pueden esconder cantidades relevantes en el halo

Enanas rojas débiles: (de muy baja masa)
- podrían existir en grandes cantidades: difíciles de observar
Pero: en imágenes del HST muy profundas de cúmulos globulares
cercanos no se observan.
Además: la tasa de formación de estrellas
disminuye rápidamente para M < 0.2 Mʘ
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
522


Partículas subatómicas exóticas:
- se podrían haber producido abundantemente en los
primeros instantes del universo
pero: los experimentos realizados hasta ahora no indican
ninguna detección
(WIMPS: weakly interacting massive particles)
Enanas marrónes (cafés): objetos con tan baja masa
que no alcanzaron a producir fusión nuclear (no brillan)
desde 1993: pruebas de su existencia en cantidades
significantes (no suficiente para explicar masa oscura)
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
523
El efecto de lente gravitacional




Einstein: deflexión de rayos de luz causada por un
campo gravitacional
(verificado con estrellas pasando cerca del Sol)
Búsqueda de la materia oscura por medio del efecto de
lentes gravitacionales
Efecto muy pequeño pero medible
Por ejemplo:
aumento de brillo temporal de una estrella lejana causado
por una estrella débil (enana marrón invisible) que pasa
enfrente de ella.
aquí: enana marrón = lente gravitacional
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
524
Esquema del
efecto de
“microlensing”
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
525

lente gravitacional: en general invisible, pero detectable por su
efecto gravitacional sobre rayos de luz de objetos lejanos.
El aumento de brillo
La duración del efecto
depende
masa
distancia
velocidad
de la lente gravitacional
Típicamente: aumento por factor f = 2 – 5 en brillo (1 - 2 mag)
Δt = algunas semanas
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
526
HOY: varios estudios a largo plazo, colaboraciones
internacionales usando varios telescopios
Probabilidad que una estrella pase frente a otra es muy pequeña
 se hace sondeos en regiones con millones de estrellas
 observaciones regularmente (cada pocos días)
y durante mucho tiempo (algunos años)
 Regiones estudiadas: - bulbo galáctico y las
- Nubes de Magallanes (búsqueda de “MACHOs” =
“massive compact halo objects”)
Resultado: primer evento detectado en 1993
hoy → suficientes eventos que se puede deducir
estimación de la frecuencia de enanas marrónes
⇒ sólo la mitad de la masa faltante se puede explicar
con enanas de muy baja masa
 Probablemente la masa oscura consiste en varios componentes

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
527
Vista óptica hacia el
CG: sólo se “ve” hasta
un décimo de RCG
El Centro
Galáctico (GC)
Teoría (comparación con
otras galaxias) predice que:
- bulbo galáctico y centro
galáctico: población muy
densa con varios 109 * *
(no lo vemos por el polvo
interestelar y aglomeración
densa de estrellas)

M8
CG
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
528
Radiocontinuo:
Infrarrojo:
Sgr A* en
radiocontinuo
anillo de materia
en rotación ~5 pc
Rayos X
(Chandra)
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
529






IR: densidad estelar N ≃ 50 000 /pc3 (un millón de veces
más denso que en la vecindad solar)
tan denso que las colisiones son frecuentes
Radio: anillo con nubes de gas molecular
D ≃ 400 pc,
M ≃ 30 000 Mʘ,
vrot ≃ 100 km/s
y en el centro hay una radiofuente muy potente: Sgr A*
Imágenes en radio con alta resolución; estructura a escalas
más pequeñas
Filamentos de ~ 100 pc de largo y 0.5 pc de grosor !
Sugiriendo campos magnéticos fuertes (similares en
apariencia al Sol activo, pero a mayor escala)
Anillo o disco en rotación de ∅~ 5 pc
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
530
Visto desde
encima del
plano
Galáctico
La Galaxia en “zooms” de factores de 10:
bulbo y brazo más
interior
anillo de nubes
moleculares de
M ~ 30000 M◉
100 kpc
gas ionizado por
actividad en C.G.
100 pc
10 kpc
1 kpc
disco de gas a T ~104 K
Disco de acreción de
T > 106 K
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
10 pc
1 pc
regiones de
formación
estelar
Hoyo negro
supermasivo
(~ 3 106 M◉)
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Origen de esta actividad; procesos energéticos
Observación: efecto Doppler de líneas espectrales IR
ensanchamiento → anillo rotando en el centro
anchura de las líneas  movimientos orbitales muy rápidos
Para que el gas se quede en esta órbita, necesitamos un objeto
central muy masivo: M ≳ 106 Mʘ
Masa grande, área pequeña ⇒ Hoyo negro!
OJO ! el hoyo negro mismo NO ES la fuente de energía
Procesos energéticos observados vienen del disco de acreción de
materia atraída por el fuerte campo gravitacional con materia
cayendo dentro del agujero negro (similar a estrellas de
neutrones, o agujeros negros de masa estelar)

INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
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
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Campos magnéticos: generados en el disco de acreción de
la materia cayendo en espiral hacia el hoyo negro
Campo magnético funciona como acelerador de partículas
generando “rayos cósmicos”
= partículas cargadas muy energéticas con velocidades
relativistas (v ~ c)
= protones (90%), núcleos de átomos (9%), electrones (1%)
(se detectan en Tierra como partículas secundarias:
interactuando con la atmósfera se dividen en partículas
con menor energía)
densidad de los rayos cósmicos ~ 10-3 part/m-3 :
poco frecuentes pero más numerosas que
partículas del polvo interestelar)
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
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Centro Galáctico: LSgrA* ~1033 W (por todo el espectro electromagn.)
LCG es más de 106 de veces la el Sol (~4 1026 W)
Muy energético, pero ni tanto en comparación con otras galaxias
(AGN)
Observaciones con VLBI (radiotelescopios de línea de base muy
larga): ∅ (Sgr A*) < 1 UA
 Hoyo negro inevitable !
Todas las alternativas son poco convincentes:
 SN múltiples  no observamos expansión de materia expulsada
 Estrellas de neutrones (moviéndose rápidamente):
pero Sgr A* parece fijo con respecto a la galaxia
 Cúmulo de estrellas enorme: la región emitiendo radiación
tendría que ser más grande, no tan compacta
 Estrella de neutrones normal dentro de una fuente potente de radio:
parece una opción muy ad hoc
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Observaciones recientes a favor de un hoyo negro:
Espectroscopia IR de estrellas cercanas a Sgr A* (~ arcsec)
vorb ↑ conforme la distancia a Sgr A* ↓ (concuerda con
material atraido hacia un agujero negro)
 Imágenes IR obtenidas con óptica adaptativa
→ fuente variable y brillante (P ~ 10 min)
→ mancha caliente (hot spot) en el disco de acreción
→observaciones de * * en vecindad inmediata de Sgr A*:
MSgr A* = (3.7 ± 1.5) 106 Mʘ (Schödel et al. 2002, Nature)
posición: ℓ = 359.94o b=−0.05o (a 4.8’ del origen de l,b)
Si fuera un hoyo negro, RS ≃ 0.02 UA
A una distancia de 8.5 kpc no se puede resolver hoy en día

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“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)
El movimiento de una estrella alrededor de Sgr A*
estrella “S2”:
período de 15.2 años
pericentro ~17 horas luz
apocentro ~10 días luz
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
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Movimiento de algunas estrellas alrededor del centro dinámico de
nuestra Galaxia
grupo de la UCLA con el telescopio Keck
Genzel & Karas 2007, arXiv:0704:1281
MPE-Cologne con ESO-VLT
INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA
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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 3 106 M⊙  RS ≃ 0.01 UA
Un cúmulo de estrellas con
Tanta masa no sería estable
 otra evidencia para el
hoyo negro en el centro
de nuestra galaxia
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