Archivo de la etiqueta: bulbo galáctico

Otro efecto visual, en este caso en el bulbo de una galaxia.

Los cuasares [1], son núcleos activos de galaxias potenciados por un agujero negro.
Hay una relación entre la actividad de un cuásar y la formación estelar alrededor de él, o sea, alrededor del núcleo de la galaxia. Esta relación está vinculada a la evolución de una galaxia.
Como se sabe, las regiones más brillantes de una galaxia, como los brazos espirales, tienen más estrellas jóvenes y fulgurosas, y no más cantidad de estrellas como se puede pensar. Esto es una confusión muy común.

Imagen del cuásar en el centro de una barrada publicada en el traabajo de Gerold Busch et al., (dic. 2014)

Imagen del centro de una barrada publicada en el trabajo de Gerold Busch et al., (dic. 2014)

El cuasar HE 1029-1831 pertenece a una galaxia barrada [2]. Este es de tipo 1, o sea de baja luminosidad. En esa galaxia, los estudios muestran la existencia de Hidrógeno fundamental para la formación de estrellas, en sus barras y en el bulbo central [3]. Hay evidencias que en las vecindades del centro, alrededor del cuásar, hubo un brote de formación estelar hace unos 100 millones de años, pero esa gran producción de estrellas decayó bastante para hoy en día. Esto convierte a esta galaxia en una de poca formación estelar.
Este tipo de galaxias de poca actividad, guarda una relación entre la masa del agujero negro central y el bulbo central. Esta galaxia en particular, presenta un valor de esa relación más bajo que el esperado para su tipo, por lo que se piensa que la masa del agujero negro central es menor al pensado.
Pero hay otra posibilidad… que la masa del bulbo haya sido sobrestimada.

Puede ser que en el bulbo hayan más estrellas jóvenes que las pensadas. Así, el brillo observado no corresponde a una gran cantidad de estrellas, sino a una menor cantidad pero de estrellas jóvenes y brillantes. De ser así, el brillo observado corresponde a estrellas jóvenes por lo que la masa del agujero negro es normal y la del bulbo es menor a lo asumido por el gran brillo observado. Así la relación de masas entre el agujero negro central y el bulbo se cumpliría también en este caso.
Otro efecto visual causado por el brillo.

Artículo relacionado:

Referencias:

  1. http://es.wikipedia.org/wiki/Cuásar
  2. http://es.wikipedia.org/wiki/Galaxia_espiral_barrada
  3. http://es.wikipedia.org/wiki/Galaxia_espiral_barrada

Fuente:

pdp.

Anuncios

Qué es y qué se observa por la ventana de Baade.

El centro de la Vía Láctea, se encuentra en al plano galáctico (como es obvio). En ese plano hay gran cantidad de polvo que impide la observación de lo que M104_ngc4594_sombrero_galaxy_hi-resallí se encuentra. No hay más que ver la imagen de una galaxia espiral casi de perfil para darnos cuenta de eso, ya que esa enorme capa de polvo interestelar se halla en todas las galaxias espirales. Un ejemplo de esto, lo da la galaxia del sombrero [1] (ver imagen).
Para nosotros, el centro galáctico está en una dirección entre las constelaciones de Sagitario y Escorpio. El polvo de esa región sólo permite observar en infrarrojo, ya que ese tipo de radiación (luz de gran longitud de onda y por lo tanto de baja frecuencia) es la única capaz de atravesarlo.
Pero en Sagitario, en una dirección cercana a la del centro galáctico hay una ventana, una región donde no hay polvo que dificulte la observación y podamos espiar las vecindades del centro de la Vía Láctea. Esa es la ventana de Baade [2], nombrada así por su descubridor el astrónomo alemán Wilhelm Heinrich Walter Baade [3].

Observando a través de ella se pudo estudiar a las estrellas evolucionadas de la región del centro galáctico, hallando que todas tienen las mismas propiedades. Se observó la existencia de estructuras de barras que dan a la Vía Láctea el carácter de galaxia espiral barrada [4].
Se pudo estudiar el bulbo galáctico [5], la estructura más temprana de la Vía Láctea. Con su forma alargada, tiene una subestructura estelar interna que hace que no sea una sola estructura simple, con estrellas de 10 mil millones a 12 mil millones de años. Esto hace que el bulbo galáctico sea considerado la primer estructura esferoide formada, alrededor de la cual se conformó el resto de la Vía Láctea (ambiente conocido como “escenario de adentro a afuera” – inside-out scenario – ).

n6528Por esa ventana se puede observar a los típicos cúmulos globulares de la región central de la galaxisa. Entre ellos, NGC 6528 [6] (el más pequeño de ambos y a la izquierda en la imagen), el metálico cúmulo (por la gran abundancia de metales en sus estrellas) que tiene la misma edad que 47 Tuc [7] y lo supera en metalicidad.

_______________________________________________________________________

Referencias:

  1. Galaxia del Sombrero – http://es.wikipedia.org/wiki/Galaxia_del_Sombrero
  2. Estrellas y polvo a través de la Ventana de Baade – http://observatorio.info/2007/12/estrellas-y-polvo-a-traves-de-la-ventana-de-baade-2/
  3. Walter Baade – http://es.wikipedia.org/wiki/Walter_Baade
  4. La Forma de la Vía Láctea – https://paolera.wordpress.com/2012/12/29/la-forma-de-la-va-lctea/
  5. Bulbo galáctico – http://es.wikipedia.org/wiki/Bulbo_gal%C3%A1ctico
  6. NGC 6528 – http://spider.seds.org/spider/MWGC/n6528.html
  7. 47 Tucanae – http://es.wikipedia.org/wiki/47_Tucanae

Fuentes:

pdp.

Direcciones Preferenciales de Alineación en Nebulosas Planetarias Estiradas en el Bulbo Galáctico.

Las Nebulosas Planetarias (NP), son el último suspiro de las estrellas antes de terminar como restos evolutivos en forma de Enanas Blancas. Reciben ese nombre por su forma esférica, la que le imprime un aspecto de disco aparente, similar al de un planeta cuando son observadas con telescopios bajo pocos aumentos.
No todas son esféricas, las hay alargadas y hasta en forma de mariposa conocidas como NP bipolares.
Orbit5Éstas se forman en un sistema binario. Cuando una de las componentes del sistema presenta una NP, el movimiento de ambas alrededor del Centro de Masa[1], se encarga de deformarla.

hst_IRAS13208-6020.jpg.CROP.original-originalSe observó que dentro del Bulbo Galáctico de la Vía Láctea (VL), cerca del centro, habitan NP estiradas y bipolares, todas en diferentes direcciones coplanares con el disco galáctico. Como un puñado de lápices flotando en la superficie del agua, todos apuntan a diferentes direcciones, pero ninguno es perpendicular o guarda una inclinación con la superficie donde flotan.
Se piensa que esto se debe al campo magnético de la VL.

Las estrellas se forman de nubes donde hay campos magnéticos. Éstos interactúan con los de la VL. De esta manera, las fuerzas electgromagnéticas modulan o afectan el colapso gravitacional que da origen a las estrellas.
De darse una binaria, las órbitas de sus componentes alrededor del CM estarán orientadas según la interacción de los campos magnéticos. Así, cuando una presente su NP, ésta estará deformada a lo largo del plano del disco galáctico.

______________________________________________________

Referencia:

  1. http://es.wikipedia.org/wiki/Centro_de_masas

Fuente:

pdp.

Relaciones Entre la Masa de los Agujeros Negros y las Estructuras Estelares donde Viven.

En Estadística, está el concepto de Dispersión. La Dispersión de un conjunto de valores respecto del  promedio, nos cuenta de cuan dispersos están esos valores alrededor de su promedio. Así, por ejemplo, si el promedio de edades en un grupo de personas es de 20 años, la Dispersión nos dirá si casi todos tienen esa edad (dispersión baja) o si, por el contrario, la mayoría tiene edades muy diferentes al promedio (grandes dispersiones). En particular, una Dispersión nula implica que todos tienen 20 años.
(ver:  https://es.wikipedia.org/wiki/Dispersi%C3%B3n_(matem%C3%A1tica)).

300px-M22-carlosc.jpgLos Cúmulos Globulares (CG) son conjuntos de estrellas vinculadas gravitacionalmente. Sus órbitas tienen inclinaciones aleatorias en una gran variedad de ángulos que le dan al cúmulo su forma esférica. En ellos abundan las estrellas viejas (Población II) por lo que se piensa que en su formación las condiciones favorecieron a las estrellas de baja masa, las que agotaron pronto su Hidrógeno y se convirtieron en Gigantes Rojas (ver:  http://es.wikipedia.org/wiki/Gigante_roja). En el centro de los CG se encuentran los elusivos Agujeros Negros de Masa Intermedia (ANMI).
(ver: http://es.wikipedia.org/wiki/C%C3%BAmulo_globular).

200px-NGC_4314HST1998-21-b-full.jpgEn el centro de las galaxias se encuentra una estructura conocida como el Bulbo Galáctico (BG), en él, yace en Agujero Negro Súper Masivo (ANSM).
(ver:  http://astronomia.wikia.com/wiki/Bulbo_gal%C3%A1ctico).

Los ANSM tienen masas de 1 millón a 100 mil millones de Masas Solares (Mo). Se encontró que hay una relación entre la masa del ANSM con la masa en el BG (ANSM/BG) y con la dispersión de velocidades de las estrellas del BG. Esta relación no está definitivamente explicada aún (año 2013), pero seguramente está vinculada con la masa del ANSM y su capacidad de aumentar por acreción o mezcla con otros AN.

En el centro de los CG, se encuentran los esquivos AN de masa intermedia (ANMI) con masas entre 100 y 100 mil Mo. Las masas típicas de los CG son de 1 millón a 10 millones de Mo.  En los CG, se encontró una relación entre la masa del ANMI con la masa del CG (ANMI/CG).

Se piensa que los mecanismos de formación de los BG y de los CG son iguales, o al menos muy similares, por lo que se comparó las relaciones ANSM/BG con las ANMI/CG esperando que sean iguales, o al menos muy parecidas.
Se encontró que en el caso de los CG, la relación está por encima a la de los BG.  Los modelos de formación de CG, sugieren masas iniciales mayores a las actualmente observadas. Esas masas iniciales hacen que ambas relaciones coincidan por lo que los CGs  seguramente perdieron masa, por ejemplo, perdiendo estrellas por encuentros dinámicos.

Los encuentros dinámicos, son aquellos en los que un objeto pasa cerca de otro acelerándolo con un tirón gravitarorio. En esa aceleración, puede alcanzar velocidades de escape del sistema al que pertenece.

Referencia:

pdp