População estelar em galáxias

População estelar em galáxias

Universidade Federal do Rio Grande do SulDepartamento de Astronomia

Rogério Riffel

www.if.ufrgs.br/~ riffel

Santo Antônio de Pádua, 04 de Abril 2014.

Por que é importante saber as características das estrelas que compõem a luz de uma galáxia?

Auxilia na compreensão da formação da galáxia.

Pode ser utilizada para compreender como as galáxias evoluem.

Nos ajuda a compreender como a Via-Láctea se formou e como evolui.

Ajuda a compreender e entender os processos físicos que ocorrem no Sol.

Nos permite compreender como o Universo é hoje e como foi no passado.

Síntese de População Estelar

O termo população tem distintas definições.

Em Estatística define-se população como o conjunto de todos os elementos ou resultados sob investigação.

Em Biologia define-se como um grupo de indivíduos que acasalam uns com os outros, produzindo descendência.[1]

Em Sociologia define-se como um conjunto de pessoas “restritas” à um determinado espaço, num dado tempo. [2]

Em Astronomia quais as características (idade e composição química) das estrelas que compõe uma galáxia.

Qual a idade e composição química das estrelas que compõe uma galáxia?

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Como obter informação do passado com observações do presente?

Paleontologia (do grego palaiós, antigo + óntos, ser + lógos, estudo) é a ciência natural que estuda a vida do passado da Terra e o seu desenvolvimento ao longo do tempo geológico, bem como os processos de integração da informação biológica no registro geológico, isto é, a formação dos fósseis.

E.g. Informações sobre o passado dos dinossauros obtidas de fósseis encontrados hoje & agora.

Wikepedia

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Mas, tchê, qual a relação disto com as estrelas de uma galáxia?

O método Fóssil:

estrelas = memória fóssilEspectro da galáxia = dados do fóssil

História da Galáxia

1) Estrelas evoluem.2) Galáxias = S de estrelas de diferentes idades/metalicidades

3) distribuição de idades informações da evolução 4) Recuperar a história da galáxia apartir de suas estrelas

Lgal(l) = S L*(l;age,Z) N*(age,Z)

Lgal(l) = S L*(l;age,Z) N*(age,Z)

Lgal(l) = S L*(l;age,Z) N*(age,Z)

Lgal(l) = S L*(l;age,Z) N*(age,Z)

Espectro de uma Galáxia

Kennicutt 92

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Espectros de Galáxias

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Espectros de Galáxias

Hummm....

O que posso fazer com isso?Que tipo de informação posso tirar deste espectro?Como determino a idade da galáxia?.....

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Espectros de galáxias: estrelas + Gás + ...

• Mistura da Pop. Estelar – Star Formation History (SFH)• Propriedades do gás– Fonte de ionização: estrelas x AGN • Cinemática & Poeira – s*, AV

Informações sobre:

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estrelas continuo+ linhas de absorção

Gás: Regiões HII / AGNLinhas de emissão

Espectros de galáxias: Stars + Gas + ...

Síntese de População Estelar

= x1 + x2 + x3 + ...

= S ’s

Síntese de População estelar: Receita básica

= S ’s (+ gás + poeira + ...)

Lgal(l) = S L*(l)

O “Teorema Fundamental” da Síntese de Pop. Estelar:

+ extinção x 10-0.4 A(l)

& cinemática x (v*,s*,vrot)

= S ’s

Lgal(l) = S L*(l)

• Estrelas individuais• Espectros de

Aglomerados observados

• Espectros de modelos de Aglomerados

• ...

Síntese de População estelar: Receita básica

O “Teorema Fundamental” da Síntese de Pop. Estelar:

Lgal(l) = S L*(l) = S N*(m,t,Z) L*(l ; m,t,Z) * m,t,Z Epect.Gal.

Espectro estelar como função de

m, t & Z

Soma sobre cada

estrela

Soma sobre m, t & Z’s

• computando o espectro de uma galáxia IMF & SFH

Síntese de População estelar: Receita básica

S N*(m,t,Z) L*(l ; m,t,Z) = NSSP(t,Z) LSSP(l ; t,Z) m,t,Z espectro de uma SSP(t,Z)

• População estelar simples: integrada

Lgal(l) = S L*(l) = S N*(m,t,Z) L*(l ; m,t,Z) * m,t,Z Epect.Gal.

Espectro estelar como função de

m, t & Z

Soma sobre cada

estrela

Soma sobre m, t & Z’s

• computando o espectro de uma galáxia IMF & SFH

Síntese de População estelar: Receita básica

www.starlight.ufsc.br

Aplicações na região óptica

Posso aplicar isso ao infravermelho próximo?

Primeiro estudo de população estelar no NIR usando todo o intervalo espectral.

A população estelar no NIR é dominada por estrelas de idade intermediária (~ 1 Gyr).

Os modelos teóricos desenvolvidos no NIR servem para ter uma estimativa da população estelar.

Riffel et al., 2008, MNRAS, 388, 803

Starburst

É possível explicar a SED do NIR das galáxias Seyfert com: modelos de população estelar + AGN?

Núcleo Ativo de Galáxia (AGN)São galáxias que emitem a maior parte de sua energia com espectro não térmico. Ou seja, a radiação proveniente do um AGN não pode ser explicada apenas por processos térmicos gerados no interior das estrelas.

“Fauna” de AGNs X Modelo Unificado

Síntese de galáxias Seyfert- SP + AGN

NÃO

De volta à prancheta

As principais componentes da SED do NIR são:

1- Estrelas; (Bojo)

2- Lei de Potência; (SMBH-AGN)

Mas estamos analisando o infravermelho? Será que tem mais uma componente?

As principais componentes da SED do NIR são:

Precisamos nos preocupar com a emissão térmica da poeira!

As principais componentes da SED do NIR são:

1- Estrelas; (Bojo)

2- Lei de Potência; (SMBH-AGN)

3- Poeira quente. (Toróide)

Fig: AGN news

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Efeito da poeira quente na SED

NGC 7714 + poeira quente (800 K / 1200K)

Riffel et al., 2008, 2009.

Spectral Synthesis Synthesis code

Base Set

STARLIGHT: models the whole underlying spectrum , excluding emission lines and spurious data (Cid Fernandes et al., 2004, 2005).

Stellar Population (SP): The most recent EPS models of Maraston (2005). They include the effects of TP-AGB stars and are able to fit the observations (Riffel et al, 2007, 2008).

Featureless continuum (FC): Power Law of the form F ~ -1.5 ; represents the non-thermal contribution of the AGN (e.g. Cid Fernandes et al., 2004).

Planck distribution (BB): 700 ≤ T ≤ 1400 K; to represent the hot dust.

IAUS262 – RJ, Brazil, 2009.

Resultados

Riffel et al., 2009, MNRAS,400,273

Resultados

Riffel et al., 2009, MNRAS,400,273

IAUS262 – RJ, Brazil, 2009.

Resultados

Riffel et al., 2009, MNRAS,400,273

Podemos fazer síntese espacialmente resolvida?

Podemos fazer síntese espacialmente resolvida?

=

Resultados Gerais – SP – IFU – 900 espectros (25 pc)

Resultados Gerais – SP – IFU – Exemplo do ajuste

Resultados Gerais – SP - IFU

Poeira quente.

Não resolvido.

Massa: 1200 x 10-5 Msol

Analisar as componentes da SED em ULIRGS e Elípticas no NIR

Estudar em detalhes estas componentes no núcleo de galáxias com IFUs.

Atualizar a base de elementos usando modelos de SED

que levem em conta a transferência radiativa.

Continuar testando os modelos de SSPs.

Estudar as “variações” espaciais da SED em AGNs.

e ...

Perspectivas

Obrigado!

riffel@ufrgs.br

www.if.ufrgs.br/~riffel