La Vía Láctea: La Galaxia
Astronomía General I
27 de Mayo 2013
La Vía Láctea
Modelos Históricos de la Vía Láctea. Extinción Interestelar. Conteos Estelares. Distancia al
Centro Galáctico. Disco. Cociente Masa-Luminosidad. Estructura Espiral. Gas y Polvo
Galaxias Satellites. Bulbo. Barra. Halo Estelar. Cúmulos Globulares. Halo de Materia Oscura.
Sistema de Coordenadas Galácticas. Sistema de Referencia Local. Curva de Rotación. Centro
Galáctico.
Definición de Galaxia
Galaxia. (Del lat. galaxĭas, y este del gr. γαλαξίας, lácteo).
1. Astr. Conjunto de gran tamaño constituido por
numerosísimas estrellas, polvo interestelar, gases y
partículas.
2. f. por antonom. La Vía Láctea.
La Vía Láctea: Nuestra Galaxia
Vía Láctea: Banda brillante de luz
difusa en el cielo nocturno visible a
simple vista.
En la noche se ve como una borrosa
banda de luz blanca alrededor de toda
la esfera celeste. El fenómeno visual de
la Vía Láctea se debe a estrellas y otros
materiales que se hallan sobre el plano
de la galaxia, como el gas interestelar.
La Vía Láctea aparece más brillante en
la dirección de la constelación de
Sagitario, hacia el centro de la galaxia.
Un poco de historia ...
La observación del cielo nocturno revela
una banda de luz brillante que cruza el
cielo inclinada unos 60° respecto del
Ecuador, llamada Vía Láctea.
En 1610 Galileo Galilei fue el primero en
darse cuenta, utilizando el telescopio, que
estaba compuesta por una colección de
estrellas individuales.
En 1750, Thomas Wrigth (1711-1786)
astrónomo inglés especula que se trata de
“un efecto óptico debido a nuestra
inmersión en lo que localmente se
aproxima a una capa plana de estrellas”
En 1755, Immanuel Kant (1724-1804)
filósofo alemán, propone que se trata de un
disco y que nuestro sistema solar es solo
una componente dentro de ese disco.
En 1780, William Herschel, el descubridor de
Urano, produjo un mapa de la Vía Láctea
basado en el conteo del número de estrellas
que podía observar en 683 regiones del cielo
asumiendo que:




Todas tienen la misma magnitud absoluta.
La densidad espacial es una constante.
No hay absorción de la luz.
Concluyó que el Sol debe estar cerca del
centro de la distribución y que las
dimensiones a lo largo del plano del disco
eran 5 veces mayores que el ancho del
disco
Jacobus Kapteyn (1851-1922), astrónomo
holandes, propuso un modelo esferoidal
aplanado con una densidad estelar que
decrece sistemáticamente desde el centro.
Introdujo las distancias y estableció que el
Sol estaba a 38 pc del plano Galáctico y a
650 pc del centro medido a lo largo del
plano. La densidad caía al 1% de su valor
central a unos 8500pc.
Harlow Shapley (1885-1972), astrónomo americano, estimó la distancias a 93 cúmulos globulares
utilizando estrellas variables
Se dió cuenta que los cúmulos no estaban uniformemente distribuidos en el espacio, sino que se
concentraban preferentemente en una región del cielo que esta centrada en la constelación de
Sagitario a unos 15 kpc del Sol.
Estimó que los más lejanos están a una distancia de 70 kpc del Sol, es decir a unos 55 kpc del
centro. Por lo que el tamaño de la Galaxia era unas 10 veces más grande que lo propuesto por
Kapteyn.
Además, otra diferencia fundamental con los resultados de Kapteyn es que el Sol no estaba en
el centro.
Entonces ... el Universo de Kapten es
muy pequeño, con el Sol cerca del
centro, mientras que el de Shapley
muy grande.
¿?
 La razón del error se descubrió en 1930 gracias a Robert J. Trumpler, quién comparó
distancias de varios cúmulos galácticos cuyas distancias habían sido determinadas a través de
paralajes y a través de la fotometría. Estas últimas estaban afectadas por el medio
interesteslar.
 Kapteyn habia seleccionado objetos preferentemente sobre el disco de la Galaxia donde la
absorción es más severa, impidiendole ver las partes más lejanas y por eso estimo un tamaño
mucho más pequeño.
 Shapley, eligió objetos intrinsécamente brillantes que los podia ver bien sobre y debajo del
plano Galáctico, sin embargo sobreestimó las distancias cuando las calibró a través de la
relación Período-Luminosidad también debido a la extinción interestelar.
Medio Interestelar: polvo + gas
El medio interestelar afecta la determinación de distancias vía la fotometría:
(m  - M  - A   5)/5
(m - M  5)/5
d = 10


d = 10
y A  es la extinción en magnitudes. Es decir, que la extinción es selectiva y varía de la forma
1/. Para la Vía Láctea, es de 1 magnitud kpc-1, en promedio. Pero cambia dramáticamente si
en la línea de la visual tenemos una nube molecular, por ejemplo.
En este gráfico se muestran las curvas de
extinción promedio para la Vía Láctea (MW),
la Gran Nube de Magallanes (LMC) y la Pequeña
Nube de Magallanes(SMC).
Ejemplo:
 Supongamos una estrella B0 de secuencia principal con magnitud absoluta MV=-4.0 y
magnitud aparente V=8.2. Despreciando la extinción, determinar su distancia.
d   10
(V  M V  5 ) / 5
 2800 pc
 Si la extinción es de 1 mag kpc-1 luego AV=kd, donde k=10-3mag pc-1 y d la distancia. Esto
da:
d  10
( V  M V  kd  5 ) / 5
 2800 pc  10
La distancia ha sido sobre estimada en un factor dos.
 kd / 5
 1400 pc
Con la llegada de la tecnología ...
La Vía Láctea en varias
longitudes de onda... vemos
diferentes propiedades.
Visible vs. Radio (H atómico)
 Ondas de radio de 21-cm emitidas por el Hidrógeno atómico muestran
donde el gas se ha enfriado y acomodado en un disco.
Visible vs. Radio (CO)
 Ondas de radio de monoxido de Carbono (CO) muestra la ubicación de
nubes moleculares.
Infrarrojo (Polvo)
 Emisión en infrarrojo de longitudes de onda largas, muestran las estrellas
jóvenes calentando el polvo del medio interestelar.
Infrarrojo
 Se observa la luz de estrellas cuyas estrellas que en el visible, son
bloqueadas por el polvo.
Rayos X
 Se observa el gas caliente arriba y abajo del disco de la Vía Láctea.
Rayos Gamma
 Los rayos Gamma muestran donde los rayos cósmicos de las supernovas
colisionan con los núcleos atómicos de nubes gaseosas.
Tamaños Relativos
Si la Tierra es un grano de arena de 1/10 mm de diámetro ....
El Sol tiene 1cm de diámetro...
El Sol se encuentra a 1 m de la Tierra ...
La estrella cercana está a 350 km ...
El tamaño de la Vía Láctea es de 100 millones de km !!!
Morfología
A través de conteos de estrellas, distintos indicadores de distancias estelares y ejemplos de
galaxias vecinas, se ha podido armar un modelo de la estructura de nuestra Galaxia.
Posee una estructura discoidal y el Sol se ubica en ese disco, sin embargo no se encuentra en
el centro sino que esta a una distancia R=8 kpc.
El diámetro del disco es del orden de unos 40-50 kpc.
Desde la Tierra, el centro galáctico corresponde a una fuente de emisión compacta conocida
vomo Sagitario A* (Sgr A*):
h
m
s
 SgrA  17 45 40 , 0409

 SgrA   29 0 0 29 ,11 8 
0

Morfología
Tiene aproximadamente 2 × 1011 (200 mil millones) de estrellas.
Tiene un disco de 50 kpc (160,000 ly) de díametro y de 0.6 kpc (2000 ly) de espesor, con una
gran concentración de polvo interestelar y gas en el disco.
El Sol orbita alrededor del centro a una velocidad de 790,000 km/h tomando 220 milliones de
años en completar una vuelta.
El centro galáctico esta rodeado por una gran distribución de estrellas llamado el bulbo central
que no es perfectamente esférico y que podría tener una forma de maní o poseer una barra.
El disco está rodeado por una distribución esférica de estrellas viejas y cúmulos globulares
llamada halo estelar.
Vamos por parte ...
Disco
El disco se compone principalmente de estrellas jóvenes de población I. Es la parte de la
galaxia que más gas contiene y es en él donde aún se dan procesos de formación estelar. El disco
está compuesto por dos componentes: el disco fino y el grueso.
El disco fino está compuesto por estrellas jóvenes, polvo y gas. Tiene una altura vertical de
350 pc aproximadamente. Es una región de formación estelar.
El disco grueso tiene la población más vieja de estrellas y tiene una escala de 1000 pc,
aproximadamente.
El número de estrellas por unidad de volumen en el disco puede ser aproximado por la
siguiente función doble exponencial en coordenadas cilindricas:
donde n0=0.02 stars/pc3 y la escala de longitud es hR>2.25kpc. Esta función empírica dice que
el número de estrellas por unidad de volumen en el disco grueso es sólo el 8.5% de la del disco
fino.
Disco
La luminosidad por unidad de volumen del disco fino se modeliza usualmente por la
siguiente función:
Para el disco fino: z0=2zthin y L0=0.05L  /pc3
Relación Edad- Metalicidad
 El Universo comenzó hace 13.7 Gyr con sólo Hidrógeno y Helio, sin elementos más pesados.
Luego, las primeras estrellas no poseian metales, Z=0. La siguiente generación que se
formaron fueron extremadamente pobres en metales teniendo contenidos muy bajos en
metales, aunque no cero. Cada generación consecutiva de estrellas poseian contenido
metálico cada vez más alto hasta llegar a alcanzar valores tan altos como Z~0.03.
 Las estrellas se clasifican de acuerdo a su abundancia en metales: la Poblacion I con
estrellas ricas en metales, (Z~0.02-0.03), la Población II pobres en metales (Z>~0-0.001) y
la hipotética Población III corresponde a la primera generación (Z=0). Entre la PI y PII
existen una variedad de estrellas.
 El cociente entre el hierro y el hidrógeno en la atmosféra de las estrellas se compara con el
ciciente en el Sol a través de:
  N Fe / N H  star 
 Fe H   log 10 



N
/
N
Fe
H sun 

Cantidad que se conoce como metalicidad.
Relación Edad- Metalicidad
 El disco fino está compuesto por estrellas relativamente jóvenes, gas y polvo. Es la región
donde tiene lugar ahora la formación estelar. -0.5<[Fe/H]<0.3 El disco grueso posee estrellas
más viejas. -0.6<[Fe/H]<-0.4, aunque algunas pueden tener metalicidades tan bajas como
[Fe/H]~-1.6

En la Galaxia se observan metalicidades (mediadas respecto a la del Sol en escala
logarítmica) que van desde [Fe/H]=-5.4 para estrellas viejas extremadamente pobres en
metales hasta [Fe/H]=0.6 para estrellas jóvenes extremadamente ricas en metales. Las
estrellas que tiene metalicidades del orden de la solar tiene [Fe/H]=0.0

Por lo tanto, existe una correlación entre la metalicidad-edad: las estrellas más jóvenes son
más ricas en metales. Las estrellas más viejas son más pobres en metales.
Relación Masa-Luminosidad
 Basándose en conteos estelares y en los movimientos orbitales, la masa estelar del disco
fino es M~6x1010M con una contribución mucho menor por parte del gas y el polvo de
M~0.5x1010M
 La contribución de la luminosidad del disco fino en la banda-B es L~1.8x1010L por lo que
la razón masa-luminosidad será:
M/L~3M/L
 Este cociente dice que en promedio necesitamos 3 veces la masa del Sol para producir 1 vez
la luminosidad del Sol.
 La masa del disco grueso es M~2-4x109M es decir sólo un 3% de la del disco fino y su
luminosidad L~2x108L es decir sólo 1% de la del disco fino (por eso ha sido difícil su
detección).
Estructura Espiral
 Cuando se utiliza Hidrógeno neutro para mirar La Galaxia se ven regiones HII, estrellas
jóvenes, tipo O ó B y surge la estructura espiral como trazadores del disco. Más aún,
estas estructuras son evidentes cuando se observan otras galaxias en la banda-B
característica de las longitudes de onda dominantes de las estrellas jóvenes, brillantes,
calientes y de alta masa.
 El Sol mismo parece estar cerca de un brazo espiral conocido como Orion(-Cygnus) o
como la rama de Orión simplemente ya que no es una estructura espiral completa.
 Los brazos espirales, que son ocho: dos brazos principales Escudo-Centauro y Perseo,
así como dos secundarios -Sagitario y Escuadra- (en vez de cuatro brazos similares
entre sí, como se pensaba antes).
Principales brazos espirales
Estas formaciones son regiones densas donde se
compacta el gas y se da la formación de estrellas.
Los brazos son, en realidad, ondas de densidad
que se desplazan independientemente de las
estrellas contenidas en la galaxia. El brillo de los
brazos es mayor que el resto de las zonas, porque
es allí donde se encuentran las gigantes azules
(estrellas de tipo O, B), que son las únicas que
pueden ionizar grandes extensiones de gas. Estas
estrellas de corta vida nacen y mueren en el
brazo espiral, convirtiéndose así en excelentes
marcadores de su posición. Otros trazadores de
los brazos espirales son las regiones HII (nubes
de hidrógeno ionizado), originadas precisamente
por esos gigantes azules. Estas nubes vuelven a
emitir, en el rango de la luz visible, la energía
captada en el ultravioleta o en otras frecuencias
más cortas. Son altamente energéticas, pues han
sido ionizadas por las potentes gigantes azules,
que barren extensas áreas con sus vientos
estelares.
Coming soon …
 El bulbo galáctico
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Vía Láctea