valentina pezano 2019 - udelar

Bulbo Galáctico

Valentina Pezano 2019

Copyright Axel Mallenhoff 2001

Dante Minniti and Manuela Zoccali 2007

Mapa de todo el cielo cercano a IR COBE-DIRBE (Dwek et al. 1995).

Kormendy y Kennicutt (2004) clasificaron los bulbos galácticos como clásicos y pseudo bulbos. Los clásicos serían esferoides formadas por colapso gravitacional o fusión de galaxias más pequeñas, los cuales se formarían en la época muy temprana de la de formación de la galaxia, y por lo tanto suelen ser más antiguos que el disco. Poseen estrellas de población II

Los pseudo-bulbos, por el contrario, serían estructuras en forma de disco más pequeñas que se encuentran en las regiones más internas de las espirales, y se originaron porque la presencia de barras favorece la acumulación de gas en la parte más interna de los discos, dónde se comprime y provoca, además de esas estructuras, formación estelar, formando un disco interno o un anillo. (Se forman a partir de inestabilidades en el disco)

Messier 81: “Galaxia de Bode” Hubble

NGC 1300 Hubble

Nuestra galaxia parece tener un pseudobulbo, todas las observaciones demuestran que esta región está dominada por una barra, su estructura se mostró claramente en los mapas DIRBE IR (Dwek et al. 1995) y por clump giants (Stanek et al. 1994) .

The MilkyWay’s central bulge is a few kiloparsecs (3-4 )

El bulbo/barra ha sido descrito por diferentes grupos de estrellas. Por ejemplo, se usaron varios tipos de estrellas variables para trazar la barra: OSARG (Wray et al. 2004),Estrellas Mira (Catchpole et al.2016) o estrellas RR Lyrae (Pietrukowicz et al.2015). El bulbo / barra también puede ser rastreada por estrellas red clump, Wegg et al. (2015) y Portail et al. (2017).De los diferentes estudios anteriores, la orientación de la barra, es decir, el ángulo con respecto a la línea de visión del Centro Galáctico del Sol, sigue siendo muy diferente de un estudio a otro.

(Zoccali & Valenti, 2016) A partir de la luminosidad total de LK y la teoría del consumo de combustible, se estima la masa progenitora de las estrellas de la secuencia principal posterior y luego integran IMF de Salpeter a lo largo de la secuencia principal hasta 0.1 Mʘ, obteniendo

The photometric stellar mass of the Bulge and Bar is (Gerhard 2017)

Valenti et al. 2015

Robin et al. 2012

La masa del bulbo debe estar cerca de 1/5 de la masa estelar total de la Vía Láctea, y aproximadamente diez veces más grande que la masa del Halo.

Luminosidad medida por Kent et al. (1991), utilizando mapas del telescopio infrarrojo SPACELAB

M BULGE=1.3×1010Mʘ

M bb=1.9×1010M⊙

2×1010Mʘ

6×109Mʘ

1.2×1010 Lʘ

● Para estudiar la cinemática se realizan mediciones sobre las gigantes K del bulbo, como representativo de todas las poblaciones del bulbo (ya que todos los gigantes pasan por esta etapa independientemente de la metalicidad), utilizando velocidades radiales.

● El bulbo está girando, con una rotación máxima de aprox. 75 km/s (Minniti et al. 1992, Harding & Morrison 1993, Minniti 1996, Ibata et al. 1995, Beaulieu et al. 2006, Rich et al. 2007). También tiene una gran dispersión de velocidad (Terndrup et al. 1995, Minniti et al. 1996, Ibata et al. 1995), que disminuye con la distancia galactocéntrica.

● Los datos del survey BRAVA para estrellas M-gigantes muestran que el bulbo gira casi cilíndricamente (Kunder et al. 2012), La rotación casi cilíndrica se observa para todas las metalicidades hasta [Fe / H] − 1 .∼

Cinemática

The ARGOS, GIBS, and GES (Rojas-Arriagada et al. 2017) survey muestran distintas propiedades de dispersión de velocidad entre las estrellas del bulbo ricas en metal y pobres en metal:

● las estrellas ricas en metal ([Fe / HU>0) tienen una dispersión más alta en latitudes más bajas, y tienen movimientos alargados típicos de las barras galácticas

● las estrellas pobres en metales([Fe / H]<0) tienen una cinemática consistente con los de un esferoide.

Babusiaux et al. (2010)

La cinemática del bulbo es intermedia entre un sistema puramente giratorio como el Disco galáctico y un sistema “caliente” y no giratorio como el halo , que es compatible con la dispersión de velocidad. La posición del bulbo en este diagrama, con para la componente rica en metal del bulbo , lo que indica que este sistema es cinemáticamente más caliente que el disco de la Vía Láctea pero más frío que el halo .

(V max /σ )MWB=0.67

The Bulge Globular Cluster System

Los cúmulos globulares ricos en metales en las regiones centrales

de la Vía Láctea comparten la cinemática, la distribución espacial y

la composición de las estrellas de campo del bulbo (Minniti 1995,

Barbuy et al. 1998, Coté 1999, Bica et al. 2006).

Sparke 2007

The Age of the Galactic Bulge

En el diagrama color-magnitud la amplia secuencia principal indica un rango de edades estelares, pero no se ve ninguna rama horizontal en el bulbo galáctico. Incluso teniendo en cuenta su mayor contenido de metal, muy pocas de las estrellas del bulbo pueden ser tan viejas como los cúmulos globulares.

● La mayor parte de la población estelar rica en metales del bulbo galáctico es antigua, con una edad de t = 10 ± 2.5 Gyr (Ortolani

et al. 1995, Zoccali et al. 2003).

● Este resultado se obtuvo por comparación directa de estrellas de campo del bulbo con cúmulos globulares ricos en metales.

Dante Minniti & Manuela Zoccali 2007

● Una isocrona de metalicidad solar de 10 Gyr se traza con la línea roja, que se ajusta a la mayor parte de la población

● El primer plano del disco se ajusta con una secuencia principal no evolucionada que se muestra con la línea discontinua azul.

● Isócrona rica en super metal con [Fe / H] = +0.5 con la línea discontinua de puntos magenta.

The Metallicity of the Galactic Bulge

● La metalicidad del bulbo está lejos de la de una población estelar simple como un cúmulo globular, y por lo tanto se necesita medir una gran cantidad de estrellas para muestrear todo el rango de metalicidad.

● Zoccali y col. (2007) y Lecureur et al. (2007b) obtuvieron la distribución de la metalicidad del bulbo de una muestra de 1000 gigantes K todos observadas con espectros de alta dispersión (R> 20000), con LLAMAS a VLT.

La distribución de metalicidad resultante para la ventana de Baade

The Detailed Element Abundances of the Galactic Bulge

● Rich y Origlia (2005) encontraron que los α-elements se ven intensificados a [O/Fe] = + 0.4 para 13 gigantes dentro de un estrecho rango de metalicidad alrededor de [Fe / H] = - 0.2.

● Más tarde, Zoccali et al (2006) y Lecureur et al. (2007a) midieron oxígeno, magnesio, sodio y aluminio en una muestra de 50 gigantes K con [Fe/H] cubriendo un amplio rango de metalicidad, de −0.8 a +0.3 usando el espectrógrafo UVES en el VLT.

Dante Minniti and Manuela Zoccali 2007

● Es evidente que las estrellas del bulbo tienen [O / Fe] y [Mg / Fe] más grandes que las estrellas de disco delgado y grueso .

● Significa que hay un enriquecimiento químico por estrellas masivas, y el bulbo se formó como un componente separado.

● En este sentido, el bulbo (incluidos sus cúmulos globulares) es la población galáctica más extrema.

● El bulbo es un componente galáctico distinto, con diferentes cinemáticas y composiciones de el disco delgado, el disco grueso y el halo.

● Se formó en una escala de tiempo corta (1 Gyr), como demostrado por el enriquecimiento de elementos.

● La mayor parte de la población estelar tiene 10 Gyr de edad. Sin embargo, hay rastros de pequeñas fracciones de estrellas de edad intermedia y de estrellas pobres en metales.

● Hay un gradiente de población estelar como se muestra en los CMD, se debe principalmente a la metalicidad, que disminuye a lo largo del eje menor galáctico.

● Hay una población de cúmulos globulares ricos en metales en las regiones centrales que comparten la cinemática espacial distribución y composición de las estrellas del campo del bulbo

REFERENCIAS● Publications of the Astronomical Society of Australia (PASA) c Astronomical Society of

Australia 2018; published by Cambridge University Press. doi: 10.1017/pas.2018.xxx. The 3D structure of the Galactic bulge Manuela Zoccali1,2 and Elena Valenti3. (1)

● The Galactic Bulge: A Review Dante Minniti and Manuela Zoccali1 Proceedings Galactic Bulges Proceedings IAU Symposium No. 245, 2007M. Bureau, L. Athanassoula, & B. Barbuy, eds. 2007 International Astronomical Union

● Understanding the Galaxy Laurent Eyer1 2018 Title of your IAU Symposium Proceedings IAU Symposium No. xxx, 2015 A.C. Editor, B.D. Editor & C.E. Editor, eds

● The barred inner Milky Way: dynamical models from surveys Ortwin Gerhard Rediscovering our Galaxy Proceedings IAU Symposium No. 334, 2017 C. Chiappini, I. Minchev, E. Starkenburg & M. Valentini, eds.

● https://www.eso.org/public/images/eso1339e/

● Sparke, L. , Gallagher, J. (2007). “Galaxies in the universe: An introduction”.