Formación y Evolución de galaxias
Patricia Sánchez-Blázquez (UAM)
Mercedes Mollá (CIEMAT)
Composición del Universo:
5% de materia “normal”
Formación de estructuras:
simulaciones cosmológicas de
formación de galaxias: como
el gas forma galaxias
25% materia oscura
70% energía oscura
Tipos de galaxias
Evolución morfológica de galaxias
GALAXIAS:
ESTRELLAS y
ENRIQUECIMIENTO
QUÍMICO
Formación de estrellas
Julio 2012, La Cristalera, La Astrofísica del siglo XXI
Vida y muerte de estrellas.
Evolución estelar: vidas medias y
nucleosíntesis
Parte II
•Poblaciones Estelares
•Enriquecimiento químico
Formación de estrellas dentro
de una galaxia
Como evoluciona una galaxia
por la evolución de sus
estrellas
Secuencia morfológica de galaxias
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 Hay 40 galaxias en el grupo local de las cuales 37 son enanas:
 dE´s alrededor de M31
 dSph´s alrededor de MWG y M31
 dIrr´s las más alejadas del centro
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Cada galaxia está en un halo de
materia oscura
Dentro del halo está el disco que
es la parte brillante
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Galaxia espiral simulando la Vía Láctea
Existen galaxias espirales con un bulbo prominente y otras con menos bulbo o ninguno
Bulbo
Estamos aquí
Barra
Disco
Brazos
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Distancia Sol-Centro Galactico=
8kpc=25x10 16km=26000 años-luz
Dentro de una galaxia
se forman estrellas
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PROTOESTRELLA
Eva Villaver &
Pepe Cernicharo
Cuando un gas sufre un aumento
de presión
o se expande
o se calienta
•Nube de gas en colapso gravitatorio
•Fraccionamiento
•Aumento de la temperatura
Las estrellas se forman a partir de nubes de gas
Estas nubes estan compuestas de gas molecular frío
La propia masa hace que se condensen por gravedad en la zona central
Aumenta la densidad y la presión central hasta que las condiciones son
suficientes para que comience a haber reacciones nucleares de fusión:
equilibrio hidrostático
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La posición de las
estrellas en este
diagrama depende
de su masa y de su
edad
Las masivas van
arriba, las de menos
masa en la parte de
abajo en la
secuencia principal
A medida que
envejecen se van
saliendo de esta
línea hacia arriba y a
la derecha
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Cuando se les acaba
el combustible
acaban como
enanas blancas o
estrellas de
neutrones
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SECUENCIA PRINCIPAL
107
g
Pr
•A partir de
K : H  He
•Presión de RadiaciónequilibrioGravedad
Pr
•Etapa estable y larga
•Duración inversa a la masa: Masa Vida
Temperatura
Efectiva:
O
B
A
F
G
K
M
Más de 25.000º
11.000º - 25.000º
7.500º - 11.000º
6.000º - 7.500º
5.000º - 6.000º
3.500º - 5000º
Menos de 3.500º
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g
g
Pr
Masa del Sol: 2 x 1030Kg
Radio del Sol: 700.000 Km
Temperatura del sol: 5.815º
Créditos: Far-infrared: ESA/Herschel/PACS/SPIRE/Hill, Motte, HOBYS
Key Programme Consortium
X-ray: ESA/XMM-Newton/EPIC/XMM-Newton SOC/Boulanger
Nebulosa del Aguila: región
donde estan formandose
estrellas, estrellas recien
nacidas.
Está a 6500 años-luz.
La imagen esta hecha con
XMMM-Newton (rayos-X) +
imagen infraroja de
Herschel.
Hay una remanente de
supernova en su interior,
cuya onda de choque
destruira las estructuras,
incluyendo los conocidos
Pilares del Universo.
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GIGANTE ROJA
g
La fase comienza cuando se acaba el combustible
g
Desequilibrio  Separación entre el
núcleo y la envoltura
g
•Colapso Gravitatorio
•Aumento de P y T
•Inicio de nuevas
reacciones: He  C
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•Expansión enorme
•Reducción de P y T
•Color Rojo
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DIAGRAMAS COLOR_MAGNITUD:
equivalente del diagrama H-R para las estrellas
•La relación del Pto de Giro con la HB
•La relación del pto de giro con la rama RSG
•Extensión del blueloop
•Rama de la subgigantes
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POBLACIONES ESTELARES
• CONCEPTO: Población estelar es un conjunto de estrellas de la
misma edad y la misma composición química… Es decir que se ha
formado en el mismo tiempo de una sola vez.
• Baade (1994)
–Población I: estrellas como las de la Vecindad Solar, asociadas al disco galáctico.
Son objetos jóvenes, de alto contenido metálico y con pequeñas dispersiones de velocidades
–Población II: Estrellas asociadas al halo galáctico distribuidas esferoidalmente
Son objetos viejos, pobres en metales y con dispersiones altas.
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HST Nuevos diagramas HR
Con el Hubble se han observado hasta 10.000 0 20.000 estrellas a la vez.
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CUMULOS GLOBULARES
Los cúmulos globulares reagrupan varios millones de estrellas, a veces centenares de
millones, extremadamente concentrados en un grupo compacto de simetría esférica.
Están distribuidos en el halo y en el bulbo de forma esférica, moviéndose en órbitas
muy alargadas que pasan cerca del centro galáctico. En las galaxias externas cercanas
como M31 y M33 también se han visto alrededor del disco.
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Cúmulos abiertos con una amplitud grande en edad y en Z
Tienen una estructura mucho más abierta que los CG y contienen solo centenares de
estrellas. Se mueven siguiendo la rotación galáctica, (s pequeña)
Se han formado en nubes interestelares que ya eran ricas en elementos pesados.
Pertenecen al disco galáctico y contienen población I.
Numerosas gigantes azules rodeadas de gas y variables Cefeidas.
La edad es variable, desde 70 Ga hasta cientos de Ga.
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Julio 2012, La Cristalera, La Astrofísica del siglo XXI
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La posición de las
estrellas en este
diagrama depende
de su masa y de su
edad
Las masivas van
arriba, las de menos
masa en la parte de
abajo en la
secuencia principal
A medida que
envejecen se van
saliendo de esta
línea hacia arriba y a
la derecha
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Cuando se les acaba
el combustible
acaban como
enanas blancas o
estrellas de
neutrones
Física Nuclear y Nucleosíntesis
Atomo: núcleo rodeado de electrones, carga eléctrica negativa
Núcleo atómico: neutrones y protones, carga eléctrica positiva
Dos núcleos, con cargas positivas, se repelen como dos polos
iguales de un imán
Necesitan superar una cierta distancia…cuando estan muy cerca
le interacción nuclear o fuerza fuerte puede a la interacción
electromagnética
La fusión nuclear o fusión de dos núcleos atómicos produce un
nuevo núcleo atómico (corresponde a otro elemento químico) y E
Julio
2012,
La Cristalera,
La Astrofísica del siglo XXI
Almería,
Enero
2012
 Ciclo pp: estrellas de baja masa m<4Mo
 Ciclo pp+CNO: estrellas de masa intermedia 4Mo< m < 8Mo
 Ciclo CNO+ captura : estrellas masivas m > 8Mo
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Eva Villaver
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Production of nuclei in stars: Stellar yields
Eva Villaver
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Intermediate mass stars:
4 Msun< m < 8 Msun
Burning of 12C
CNO cycle
Production of N (primary)
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• Cuando una estrella pequeña (como el sol) se
muere lo hace en forma lenta:
• NEBULOSA PLANETARIA
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Producción de núcleos atómicos
Estrellas masiva: m > 8Msun
Producción de elementos por
procesos alfa
4
a
a
a
a
He« Be« C « O« Ne
8
12
16
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20
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Durante la
explosión se
produce la
nucleosíntesis
explosiva
inducida por la
onda de choque.
Se crean
elementos más
allá del Hierro
Cuando una estrella grande se muere lo hace con una explosión enorme:
SUPERNOVA
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Los elementos químicos se forman por tres procesos
En los centros de las estrellas
comienzan los procesos de fusión
nuclear
Los diferentes elementos son
expulsados por diferentes tipos
de estrellas:
•
•
•
El oxígeno se crea en estrellas muy masivas (de más de 25 masas solares)
El nitrógeno se produce parcialmente por estrellas de masa menor de 8 masas
solares
El hierro se produce en las explosiones de las llamadas supernovas de tipo Ia
que son explosiones termonucleares de sistemas binarios
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Cycle
pp:
low
mass
stars
m<4Mo
Cycle pp+CNO: intermediate mass stars 4Mo< m < 8Mo
Cycle CNO+ capture : massive stars m > 8Mo
•
•
•
•
Low mass stars produce He and C12
Intermediate mass stars produce C,N and O
Massive stars produce O,Ne,Mg,S..,N, and Fe
Binary Systems, SNIa Fe
The meanlifetimes of
different stars explain
the relative abundances
of elements
Julio
2012,
La Cristalera,
La Astrofísica del siglo XXI
Cardiff,
October
2011
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Espectros estelares: relación con la masa inicial
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Espectros de poblaciones estelares
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Variacion con metalicidad
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POBLACIONES ESTELARES INTEGRADAS
Im =NGC300
Scd= M33
Sbc= MWG
Coleman(1980)
Buzzoni (2005)
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HISTORIA DE LA FORMACIÓN ESTELAR
En el caso de observar una galaxia completa y obtener
un espectro integrado, tenemos poblaciones estelares
de diversas edades y metalicidades mezcladas,
muchas generaciones de estrellas superpuestas
¿cómo analizar o interpretar estas observaciones?


La historia de la formación estelar se determina comparando un diagrama
observado o un espectro observado con otro calculado.
Para ello se usan:
1. Trazas evolutivas de estrellas individuales
2. Una función inicial de masas
3. Una ley de enrojecimiento
4. Una ley de formación estelar
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Degeneración edad-metalicidad
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Una población vieja y pobre en
metales puede tener un espectro
similar al de una población joven
más metálica
La relación de las distribuciones espectrales de energía con las
historias de formación estelar y enriquecimiento químico
SFH y AMR
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Gradientes de abundancia en discos
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Relación de gradientes con
la formación de estrellas en
distintas regiones de los
discos
THE RADIAL GRADIENTS
OF CNO ABUNDANCES
Julio
2012,
La Cristalera,
La Astrofísica del siglo XXI
Cardiff,
October
2011
Nitrogeno vs
Oxigeno
Los puntos
negros
representan
modelos
teóricos en el
plano N/O vs
O/H
comparados
con datos
(puntos azules y
verdes)
Julio 2012,
Cardiff,
October
La Cristalera,
2011
La Astrofísica del siglo XXI
THE RELATION N/O-SFR-SFH
Galex data (Mallery et al. 2007)
Julio
2012,
La Cristalera,
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Cardiff,
October
2011
Relación masa-metalicidad
F. Rosales, 2012, astroph
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NGC3603-HST
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Pleyades
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Almería,
Enero
2012
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Formación y evolución de galaxias (II)