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1107/11/200707/11/2007 Poblaciones Estelares en Cúmulos y GalaxiasPoblaciones Estelares en Cúmulos y Galaxias

2 2 –– PoblacionesPoblaciones estelaresestelares en en galaxiasgalaxias del del GrupoGrupo LocalLocal

Importancia histórica

Amplio rango de tipos morfológicos y masas evolución galáctica

DiferentesDiferentes poblacionespoblaciones estelaresestelares queque en La en La GalaxiaGalaxia (¿(¿poblaciónpoblación II?, II?, cúmuloscúmulos))

ObservaciónObservación de de estrellasestrellas individualesindividuales

Método:

• Diagramas color-magnitud

• Función de luminosidad

• Estrellas individuales

• Estudio de cúmulos (diagramas HR o espectros integrados

• Colores integrados


DiagramaDiagrama colorcolor--magnitudmagnitud

Simulación de un ritmo de formación estelar constante


PoblacionesPoblaciones estelaresestelares en en galaxiasgalaxiasdel del GrupoGrupo LocalLocal

Importancia histórica

Amplio rango de tipos morfológicos y masas evolución galáctica

DiferentesDiferentes poblacionespoblaciones estelaresestelares queque en La en La GalaxiaGalaxia (¿(¿poblaciónpoblación II?, II?, cúmuloscúmulos))

ObservaciónObservación de de estrellasestrellas individualesindividuales

Método:

• Diagramas color-magnitud

• Función de luminosidad

• Estrellas individuales

• Estudio de cúmulos (diagramas HR o espectros integrados

• Colores integrados

� Estrellas jóvenes (Ma)

� Muy evidentes

� Estrellas viejas (10 – 15 Ga)

� Ajuste de la SP

� RRLyrae’s (suficientes pero no necesarias

� Cúmulos globulares (¿auténticos?)

� Estrellas de edad intermedia

� Estrellas de carbono (C > O)


EstrellasEstrellas de de carbonocarbonoTrazadores inequivocos de la presencia de estrellas de la AGB

Edad intermedia

Detección usando filtros estrechos o colores infrarrojos

Harbeck

et al. (2004)


EstrellasEstrellas de de carbonocarbonoDistribución de estrellas de C en NGC 6822 (dIrr)

Grebel (2007), Letarte et al. (2002)

La magnitud bolométrica es función de la edad

La razón entre número de estrellas de C y estrellas M es sensible a la edad y la metalicidad (dependencia con los modelos)


DiferentesDiferentes tipostipos de de galaxiasgalaxiasEspirales (M31)

Nubes de Magallanes (LMC)

Esferoidales enanas (Leo I)

Irregulares (IC5152)

Elípticas (M32)


Un Un inventarioinventario del del GrupoGrupo LocalLocal

dIrr/dSph+14 44.823 28 34PegasusIrrIII-IV-69 45.405 23 34LMC

dIrr-32 23.323 26 27UKS 2323dIrr+63 36.404 32 01EGB 0427+63

dSph D-64 25.222 41 50TucanadSph-34 27.002 39 59Fornax

dIrr-51 17.722 02 42IC 5152dIrr/dSph-44 26.701 51 06Phoenix

dIrr/dSph C-12 51.020 46 46DDO 210ScII-III+30 39.601 33 51M33

IrrIV-V-14 48.119 44 56NGC 6822dSph A+33 25.701 16 27And II

dIrr-17 40.719 29 59SagDIGIrrV+02 08.001 04 54IC 1613

dSph-N E-30 28.718 55 03SagittariusdIrr/dSph+21 53.101 03 53LGS 3

Sbc-29 00.517 45 40Milky WaydSph-33 42.501 00 09Sculptor

dSph+57 54.817 20 19Draco DDOIrrIV-V-72 49.700 52 44SMC

dSph+67 12.915 09 11Ursa MinordSph+38 00.400 45 43And I

dIrr+14 13.012 58 40GR 8SbI-II+41 16.100 42 44M31

dSph+22 09.211 13 29Leo IIE2+40 51.900 42 42M32

dSph-01 36.910 13 03SextansE5p/dSph-N E+41 41.400 40 22NGC 205

dIrr-04 42.510 11 06Sextans AdSph/dE3p+48 20.200 38 58NGC 185

dSph+12 18.510 08 27Leo IdSph+36 30.500 35 17And III

dIrr/dSph B-27 19.810 04 04AntliadSph/dE5+48 30.500 33 12NGC 147

IrrIV-V-26 09.510 03 07NGC 3109dIrr+59 17.500 20 25IC 10

dIrr+05 19.710 00 00Sextans BIrrIV-39 13.200 15 08NGC 55

dIrr+30 44.709 59 24Leo AIrrIV-V-15 27.800 01 58WLM

dSph-50 58.006 41 37CarinaTipoDecRAGalaxy

• Espirales• Elípticas• Nubes de Magallanes• Irregulares• Esferoidales enanas


InventarioInventario del del GrupoGrupo LocalLocal

MiembrosMiembros confirmadosconfirmadoso o probablesprobables

≥ 54 galaxias (R0 ~ 1 Mpc)

51 satélites y enanas (MV≥ -18) + remanentes de mareas

Grebel(2007)


MapaMapa del del GrupoGrupo LocalLocal

Viaje por el Grupo LocalViaje por el Grupo Local


PoblacionesPoblaciones estelaresestelares en la en la GalaxiaGalaxia

• Bulbo• Núcleo• Disco• Brazos• Halo• Corona


La La GalaxiaGalaxia en en diferentesdiferentes longitudes de longitudes de ondaonda


El El BulboBulbo galácticogaláctico IIComponenteComponente peorpeor conocidaconocida ((ventanaventana de de Baade)Baade)ObservacionesObservaciones COBECOBE¿¿CuálCuál eses la la relaciónrelación con el disco y el halo?con el disco y el halo?Radio = 1 Radio = 1 kpckpc, , MasaMasa = 2x10= 2x101010 MMGalGal (10%), (10%), VVrotrot = 66 km/s= 66 km/sClásicamenteClásicamente eses unauna poblaciónpoblación II II purapura(Baade, 1951, (Baade, 1951, observóobservó RR RR LyraesLyraes). ). PeroPero::�� Morgan (1959): El Morgan (1959): El espectroespectro integradointegrado en en

la la ventanaventana de Baade de Baade estáestá dominadodominado porporgigantesgigantes ricasricas en en metalesmetales�� El El diagramadiagrama colorcolor--magnitudmagnitud eses similar al similar al de de cúmuloscúmulos galácticosgalácticos viejosviejos, , con con metalicidad metalicidad altaalta..�� Sadler et al. (1996): [Fe/H] = Sadler et al. (1996): [Fe/H] = --0.11 0.11 ±± 0.04 0.04 (?)(?)�� DispersiDispersióónn en en ZZ: 1 : 1 dexdex�� RazonesRazones de de elementoselementos αα: [Mg/Fe] = : [Mg/Fe] = +0.45, +0.45, peropero [Ca/Fe] = 0 y [CN/Fe] = 0 (< [Ca/Fe] = 0 y [CN/Fe] = 0 (< en M31en M31))


El El BulboBulbo galácticogaláctico IIII

¿¿EdadEdad similar a los similar a los ccúúmulosmulos globularesglobulares??�� ObservacionesObservaciones en la en la ventanaventana de Baade de de Baade de gigantesgigantes M M muymuyluminosasluminosas ((estrellasestrellas AGB AGB luminosasluminosas))�� EstrellasEstrellas OH/IR; variables MIRAOH/IR; variables MIRA�� La La mayormayorííaa de de estrellasestrellas tienentienen edadesedades en el en el rangorango 1111--14 14 GaGa, , peropero con con unauna componentecomponente relativamenterelativamente jovenjoven ((mezclamezcla de de estrellasestrellas evolucionadasevolucionadas))

MecanismoMecanismo de de formaciformacióónn:: disipativodisipativo o o porpor evolucievolucióónnsecularsecular ((barrabarra).).�� GradientesGradientes de metalicidad; de metalicidad; formaciformacióónn estelarestelar en los en los extremosextremos de de

la la barrabarra; ; expulsiexpulsióónn de material (NGC 6791)de material (NGC 6791)


El Disco El Disco galácticogaláctico II90% de la 90% de la masamasa visible. Clave visible. Clave parapara teoríasteorías de de formaciónformación

El disco El disco finofino: : hh = 0.3 = 0.3 kpckpc; ; VVrotrot = = 210 km/s (210 km/s (rotaciónrotación diferencialdiferencial))�� MayorMayorííaa de la de la masamasa y y casicasi todotodo el gas (el gas (brazosbrazos))�� [Fe/H] > [Fe/H] > --0.50.5. . GradienteGradiente de metalicidad ([O/H], de metalicidad ([O/H], estrellasestrellas B)B)�� ¿¿2 2 componentescomponentes de de edadedad?? (0.7 (0.7 GaGa))EstrellasEstrellas de C, variables MIRA, de C, variables MIRA, EstrellasEstrellas F,G F,G saliendosaliendo de la SP. de la SP. DiagramaDiagramaHR similar a HR similar a ccúúmulosmulos abiertosabiertos con con altaalta ZZ..

EstrellasEstrellas mmááss jjóóvenesvenes. . CCúúmulosmulos jjóóvenesvenes (<[Fe/H]> = +0.20). (<[Fe/H]> = +0.20). PocaPoca evolucievolucióónnququíímicamica desdedesde la la formaciformacióónn del sol.del sol.�� EdadEdad < 10 < 10 GaGa ((historiahistoria largalarga y y complicadacomplicada))

El disco El disco gruesogrueso: : hh = 1 = 1 kpckpc; ; VVrotrot = = 190 km/s190 km/s�� 5% de la 5% de la masamasa del disco. del disco. MenorMenor densidaddensidad (2%)(2%)�� <[Fe/H]> = <[Fe/H]> = --0.60.6�� EdadEdad > 10 > 10 GaGa�� Los Los cúmuloscúmulos globularesglobulares de de altaalta ZZ formanforman un un sistemasistema aplanadoaplanado en la en la regiónregión internainterna..�� PoblaciónPoblación estelarestelar intermediaintermedia entreentre disco disco finofino y halo.y halo.


El Disco El Disco galácticogaláctico IIIINo hay No hay unauna correlacióncorrelación claraclara entreentre edadedad y y ZZ parapara tt > 10 > 10 GaGa (?). (?). ((EdvardssonEdvardsson et al. 1993)et al. 1993)

¿¿CuálCuál eses la la relaciónrelación entreentre disco disco finofino y y gruesogrueso??

((evoluciónevolución continua o continua o fasesfases distintasdistintas))


El Halo El Halo galácticogaláctico IISistemaSistema esferoidalesferoidal de de bajabaja densidaddensidad en en lentalenta rotaciónrotación..MasaMasa = 0.2% = 0.2% MMGalGal. Se . Se extiendeextiende hastahasta 100 100 kpckpc..ClásicamenteClásicamente, , poblaciónpoblación II II purapura ((cúmuloscúmulos globularesglobulares))

El El sistemasistema de de cúmuloscúmulos globularesglobulares ([Fe/H] > ([Fe/H] > --2.5)2.5)�� IncertidumbreIncertidumbre en en laslas edadesedades absolutasabsolutas: : ~~ 13 13 GaGa�� EdadesEdades relativasrelativas: : dispersióndispersión en en edadesedades de 3 a 5 de 3 a 5 GaGa))�� [Fe/H] = [Fe/H] = --0.50.5; ; VVrotrot ≈≈ 153 km/s; 153 km/s; σσ ≈≈ 71 71 kmkm/s/sDistribuciDistribucióón achatada, mantenidos por rotacin achatada, mantenidos por rotacióónnAsociados al disco grueso (Asociados al disco grueso (¿¿o al bulbo?)o al bulbo?)�� [Fe/H] = [Fe/H] = --1.51.5; ; VVrotrot ≈≈ 0 km/s; 0 km/s; σσ ≈≈ 150 150 kmkm/s/sDistribuciDistribucióón esfn esféérica. Edad: rica. Edad: ~~ 1313 GaGaDicotomDicotomííaa en la en la morfologmorfologííaa de la HB (el de la HB (el problemaproblema del 2del 2ºº parparáámetrometro: : ¿¿edadedad?)?)αα, , jjóóvenesvenes: : VVrotrot = = --46 km/s. Altos radios 46 km/s. Altos radios galgalááctocctocééntricosntricos..ββ, , viejosviejos: : VVrotrot = +50 km/s. Radio interior a la = +50 km/s. Radio interior a la óórbitarbita solar (solar (¿¿asocasoc. a . a bulbobulbo?) ?) GradienteGradiente ZZ


El Halo El Halo galácticogaláctico IIII

Las Las estrellasestrellas del halodel halo ([Fe/H] > ([Fe/H] > --4)4)�� MenosMenos informaciinformacióónn�� PoblaciPoblacióónn estelarestelar similar a los similar a los ccúúmulosmulos globularesglobulares ((diagramasdiagramasHR, HB HR, HB desarrolladasdesarrolladas, , dispersidispersióónn en en ZZ). ). ¿¿MismoMismo escenarioescenario de de formaciformacióónn??�� No se No se detectadetecta gradientegradiente de de ZZ en el halo en el halo externoexterno ((peropero quizquizááss sisien el en el internointerno))�� FundamentalesFundamentales parapara estudiarestudiar abundanciasabundancias relativasrelativas de de elementoselementos..


ModeloModelo parapara la la GalaxiaGalaxia


La La GalaxiaGalaxia: : FormaciónFormación y y EvoluciónEvoluciónDos Dos modelosmodelos::

A.A. EggenEggen, Lynden, Lynden--Bell & Bell & SandageSandage (1962):(1962): ColapsoColapso monolmonolííticotico. . FormaciFormacióónn rráápidapida del del halo (10halo (1088 aaññosos), el disco se forma ), el disco se forma posteriormenteposteriormente a a partirpartir del gas del gas enriquecidoenriquecido. . PredicePredice correlacicorrelacióónn Z versus VZ versus V..

B.B. Searle & Searle & ZinnZinn (1978):(1978): FormaciFormacióónn jerjeráárquicarquica. . ProcesoProceso cacaóóticotico porpor acreciacrecióónn de gas, de gas, objetosobjetos menoresmenores y y pequepequeññasas galaxiasgalaxias. . PredicePredice dispersidispersióónn en en edadedad parapara el halo y el halo y faltafalta de de correlacicorrelacióónn Z versus VZ versus V..

EvidenciasEvidencias::�� La La escalaescala de de tiempotiempo de de A)A) no no concuerdaconcuerda con con dispersióndispersión en en edadedad parapara laslas estrellasestrellasdel halo (del halo (cúmuloscúmulos globularesglobulares))�� La La correlacióncorrelación Z versus VZ versus V apenasapenas existeexiste..�� EnanaEnana de de SagitarioSagitario y y dindináámicamica de de esferoidalesesferoidales�� FaltaFalta de de correlacicorrelacióónn edadedad –– ZZ en el disco.en el disco.�� Baja Baja frecuenciafrecuencia de de c.gc.g. . jjóóvenesvenes (9 con 3 (9 con 3 GaGa menosmenos, 1/3 , 1/3 asociadosasociados a a SagitarioSagitario))�� Los Los ccúúmulosmulos ricosricos y y ββ rotanrotan con la con la GalaxiaGalaxia..�� GradienteGradiente de metalicidad en el de metalicidad en el bulbobulbo y halo y halo internointerno..

¿¿SoluciSolucióónn?:?:�� Halo:Halo: A)A) dentrodentro del del ccíírculorculo solar (solar (ccúúmulosmulos ββ) y ) y B)B) parapara RR>8 >8 kpckpc ((ccúúmulosmulos αα). Se ). Se estimaestima queque la la contribucicontribucióónn de la de la acreciacrecióónn eses 4 4 –– 10 % del halo.10 % del halo.�� BulboBulbo: : ProbablementeProbablemente se se formformóó en el en el colapsocolapso inicialinicial ((momentomomento angular), angular), aunqueaunqueinestabilidadesinestabilidades posterioresposteriores puedenpueden contribuircontribuir a a susu crecimientocrecimiento..�� Disco Disco finofino: : AsentamientoAsentamiento de material del halo o de material del halo o colapsocolapso primordial (?)primordial (?)�� Disco Disco gruesogrueso: : CalentamientoCalentamiento del disco del disco finofino, , cacaíídada de material, de material, colapsocolapso primordial(?)primordial(?)


PoblacionesPoblaciones EstelaresEstelares en M 31(Andromeda)en M 31(Andromeda)ObjetoObjeto másmás luminosoluminoso del del GrupoGrupo LocalLocal

NúcleoNúcleo, , bulbobulbo, disco y halo, disco y halo


M 31(Andromeda) M 31(Andromeda) -- IINÚCLEONÚCLEO: (: (muymuy luminosoluminoso, , MMVV = = --12, 12, dinámicamentedinámicamente diferentediferente))�� ¿¿FormadoFormado porpor c.g.c.g.’’ss?: ?: DemasiadoDemasiado luminosoluminoso (>60); (>60); altaalta metalicidad. metalicidad.

AcreciAcrecióónn de gas de gas enriquecidoenriquecido�� ObservacionesObservaciones HSTHST ((nnúúcleocleo dobledoble, , separaciseparacióónn de 5 de 5 aaññosos--luzluz))AltasAltas VVrr, , σσ →→ MM = 5x10= 5x1077 MM �� , alta , alta MM//LL →→ agujero negroagujero negro

Componente dComponente déébil: agujero negro de baja actividadbil: agujero negro de baja actividad

Componente intensa: nComponente intensa: núúcleo cleo acretadoacretado


M 31(Andromeda) M 31(Andromeda) -- IIII

BULBOBULBO: (30% de la luminosidad): (30% de la luminosidad)�� Dominado por estrellas con Dominado por estrellas con ZZ altaalta(<[Fe/H]> = +0.3)(<[Fe/H]> = +0.3)�� ¿¿Existen estrellas jExisten estrellas jóóvenes?venes? ¿¿y gas? (si, y gas? (si, con alta con alta ZZ):):

FunciFuncióón de luminosidad comparada con n de luminosidad comparada con la del bulbo galla del bulbo galáácticoctico

Observaciones UVObservaciones UV

DISCODISCO::�� Dominado por poblaciDominado por poblacióón viejan vieja (incertidumbres, (incertidumbres, ¿¿similar a 47Tuc?, similar a 47Tuc?, ¿¿edad intermedia?edad intermedia?�� Gradiente de edadGradiente de edad::LLííneas de neas de BalmerBalmer ((BabcockBabcock 1939)1939)

Longitud de escala: 7.1 Longitud de escala: 7.1 kpckpc en U, 5.5 en U, 5.5 kpckpc en R, 4.1 en R, 4.1 kpckpc en Ken K

La edad disminuye con el radioLa edad disminuye con el radio�� Gradiente de metalicidad importanteGradiente de metalicidad importante (regiones HII)(regiones HII)�� Rico en estrellas jRico en estrellas jóóvenesvenes (dos brazos claros, 188 asociaciones OB de gran tama(dos brazos claros, 188 asociaciones OB de gran tamañño)o)�� FormaciFormacióón estelar (0.35 Mn estelar (0.35 M �� /a/añño) < La Galaxiao) < La Galaxia


M 31(Andromeda) M 31(Andromeda) -- IIIIII

HALO:HALO:�� 400 400 ccúúmulosmulos globularesglobulares, RR , RR LyraesLyraes, , gigantesgigantes rojasrojas�� MetalicidadMetalicidad::

DiagramaDiagrama colorcolor--magnitudmagnitud (van den (van den Bergh & Bergh & PritchetPritchet 1992) 1992) →→ [Fe/H] = [Fe/H] = --11

CCúúmulosmulos globularesglobulares →→ [Fe/H] = [Fe/H] = --1.21.2

Metalicidad mayor Metalicidad mayor queque en el halo en el halo galgaláácticoctico ((--1.4)1.4)�� No hay No hay gradientegradiente de de abundanciasabundancias en el en el

halo halo externoexterno nini en el en el sistemasistema de de ccúúmulosmulosglobularesglobulares ((¿¿merger de merger de galaxiasgalaxiasmasivasmasivas?)?)�� A A igualigual Z, los cgZ, los cg’’s de M31 s de M31 muestranmuestranintensidadesintensidades mayoresmayores de CN y Hde CN y Hββ(Burstein et al. 1984) (Burstein et al. 1984) →→ ¿¿HistoriasHistoriasevolutivasevolutivas diferentesdiferentes??�� MuchosMuchos ccúúmulosmulos viejosviejos ((rojosrojos) ) peroperopocospocos jjóóvenesvenes ((azulesazules))


M 31(Andromeda) M 31(Andromeda) -- IVIVComparaciComparacióónn con La con La GalaxiaGalaxia�� En M31 la En M31 la formaciformacióónn estelarestelar fuefue mmááss intensaintensa y y rráápidapida en en laslas primerasprimeras fasesfases. . MenorMenor

formaciformacióónn estelarestelar ahoraahora ((cajascajas de de poblacionespoblaciones))�� PerfilPerfil de de densidaddensidad en el haloen el halo (mucho (mucho mmááss extensoextenso y y densodenso queque en La en La GalaxiaGalaxia). De ). De acuerdoacuerdo con con laslas prediccionespredicciones de de mergersmergers entreentre galaxiasgalaxias de de masasmasas comparables.comparables.�� La La GalaxiaGalaxia: : colapsocolapso + + acreciacrecióónn�� M31: M31: mergermerger masivomasivo


M 33(la M 33(la galaxiagalaxia del del TriánguloTriángulo))TipoTipo ScSc

MenosMenos informacióninformación ((parapara la la formaciónformaciónestelarestelar en el en el pasadopasado))

Visible IR cercano

IR medio IR lejano Rayos X Ultravioleta Radio


PoblacionesPoblaciones estelaresestelares en M 33en M 33

NÚCLEONÚCLEO: (: (semiestelarsemiestelar ((MMVV = = --11, 11, rr = 1.4 pc)= 1.4 pc)�� σσ = 21 = 21 kmkm/s /s →→ MM//LL < 0.4 (no agujero negro: las masas de los a.n. no se escalan co< 0.4 (no agujero negro: las masas de los a.n. no se escalan con n las de los bulbos)las de los bulbos)�� Espectro: Espectro: ¿¿PoblaciPoblacióón joven rica en metalesn joven rica en metales o poblacio poblacióón vieja pobre en metales?:n vieja pobre en metales?:

LLííneas de Fe y H, espectro tipo Aneas de Fe y H, espectro tipo A

RFE en el RFE en el úúltimo ltimo GaGa = 3x10= 3x10--44 MM �� /a/aññoo

BULBO BULBO ((??): (< 1% de la luminosidad del disco)): (< 1% de la luminosidad del disco)

DISCODISCO: Mayor: Mayoríía de la luminosidada de la luminosidad�� Longitud de escala de 2 Longitud de escala de 2 kpckpc�� Gradiente de color (Gradiente de color (¿¿abundancias o polvo?)abundancias o polvo?)�� Diagramas colorDiagramas color--magnitudmagnitud::Estrellas azules, supergigantes rojas, asociaciones OBEstrellas azules, supergigantes rojas, asociaciones OB

AGBsAGBs de edad intermedia (1 de edad intermedia (1 GaGa))

RFE de 0.4 MRFE de 0.4 M �� /a/aññoo�� Inmerso en un disco de H neutro inclinado 30Inmerso en un disco de H neutro inclinado 30ºº (?)(?)


El disco de M33El disco de M33

NGC 604 en M33


PoblacionesPoblaciones estelaresestelares en M 33en M 33NÚCLEONÚCLEO: (: (semiestelarsemiestelar ((MMVV = = --11, 11, rr = 1.4 pc)= 1.4 pc)�� σσ = 21 = 21 kmkm/s /s →→ MM//LL < 0.4 (no agujero negro: las masas de los a.n. no se escalan co< 0.4 (no agujero negro: las masas de los a.n. no se escalan con n

las de los bulbos)las de los bulbos)�� Espectro: Espectro: ¿¿PoblaciPoblacióón joven rica en metalesn joven rica en metales o poblacio poblacióón vieja pobre en metales?:n vieja pobre en metales?:LLííneas de Fe y H, espectro tipo Aneas de Fe y H, espectro tipo A

RFE en el RFE en el úúltimo ltimo GaGa = 3x10= 3x10--44 MM �� /a/aññoo

BULBOBULBO ((??): (< 1% de la luminosidad del disco)): (< 1% de la luminosidad del disco)

DISCODISCO: Mayor: Mayoríía de la luminosidada de la luminosidad�� Longitud de escala de 2 Longitud de escala de 2 kpckpc�� Gradiente de color (Gradiente de color (¿¿abundancias o polvo?)abundancias o polvo?)�� Diagramas colorDiagramas color--magnitudmagnitud::Estrellas azules, supergigantes rojas, asociaciones OBEstrellas azules, supergigantes rojas, asociaciones OB

AGBsAGBs de edad intermedia (1 de edad intermedia (1 GaGa))

FGE de 0.4 MFGE de 0.4 M �� /a/aññoo�� Inmerso en un disco de H neutro inclinado 30Inmerso en un disco de H neutro inclinado 30ºº (?)(?)

HALOHALO::�� Rama gigantes similar a Rama gigantes similar a c.gc.g..’’s pobres en metales; estrellas RR Lyraes pobres en metales; estrellas RR Lyrae�� CCúúmulos globulares (HST indica <[Fe/H]> = mulos globulares (HST indica <[Fe/H]> = --1.6)1.6)�� Pero Pero algunos algunos GaGa mmáás js jóóvenesvenes que que c.gc.g..’’s de la Galaxia o del disco de la LMCs de la Galaxia o del disco de la LMC�� Halo y bulbo son estructuras diferentesHalo y bulbo son estructuras diferentes (el halo no es una extensi(el halo no es una extensióón del bulbo)n del bulbo)

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