Astronomia Galáctica Semestre: 2016.1

Sergio Scarano Jr 27/08/2016

Verificação Observacional do Meio Interestelar Para estrelas dominam linhas de absorção em um contínuo luminoso:

Observador

Meio Interestelar

Campo Radiativo Estelar para Estimular o Meio Interestelar

2500 5000 7500 10000 12500 15000 17500 20000 22500 25000 0.0

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

1.2

1.4

1.6

1.8

2.0

Flu

xo [

J/

s/m

2 /Å

]

Comprimento de Onda [Å]

Visível

Mais azul Mais vermelho

1e1

ch2B )kT/(h2

3

−= νλ

ν

Τ−⋅= khv2

3

echv2B π

ν

>>→>> 1e1

kTh kT

hνν

+≈→<<

kTh1e1

kTh kT

h νν ν

2

2

ckTv2B π

ν =

Meio Interestelar Enriquecido

Evolução Estelar e Evolução Química do Meio Interestelar O maior contribuinte para a evolução química do meio interestelar de uma galáxia são as estrelas em seus processos de evolução.

IMF SFR

Gigante

Vermelha

Nebulosa Planetária

Supernova

SNII

Sistema Binário

SNI

Gigante Azul

Região HII

População Estelar e Meio Interestelar Diversas contribuições se sobrepõe com o tempo

O Papel das Estrelas de Baixa Massa Estrelas com massa pequena como o Sol ejetam matéria em três situações principais:

Entrada na Seqüência Principal

Gigante vermelha no AGB

Nebulosa Planetária

Sistema Algol Estrelas variáveis eclipsantes de curto período. Sendo as estrelas nascidas juntas, como a mais massiva poderia ter um tipo “menos evoluido”?

Estrela 1:

• Subgigante; • G5 • 0,8 Msol

Estrela 2:

• Seq. Principal; • B8 • 3,7 Msol

Ponto de Lagrange e Mudança do Tipo Estelar Descrição de equipotenciais gravitacionais.

Ponto de Lagrange

Mudança de Tipo Estelar e Blue Stragglers Como estrela mais massiva seria menos evoluída?

M1 > M2

Ponto de Lagrange

Gigante Vermelha

SP

Ponto de Lagrange

Sub-gigante

M1 < M2

SP

Ponto de Lagrange

10

5

0

-5

-10

-15

-20

-25

Mag

nitu

de A

bsol

uta

0 100 200 300 400 500

Tempo [dias]

Observa novas em galáxias espirais. Conclui que elas estão umas 100 vezes mais longe que as observadas na Galáxia. Na verdade eram supernovas.

A Contribuição de Curtis

Curva de Luz. Fenômeno depende da taxa de acresção de massa

“Novas” observadas em outras galáxias (M31).

Supernova Tipo I

Supernova Tipo II

Na verdade se tratavam de

supernovas!!! ⇒ Distâncias de muito

maiores

Nova Herculis na nossa galáxia

H. D. Curtis (Lick Observatory)

Se brilho de estrelas novas fossem iguais as da nossa galaxia ⇒ Distâncias de “nebulosas espirais” ~ 150 kpc. A esta distância tamanho angular implicaria galáxia do tamanho da do modelo de Kapteyn

Observações e Interpretações Erradas de Van Maanen Mede a rotação de M101 via movimentos próprios (!!). Para isso compara medidas astrométricas. Conclui que M101 (e as demais nebulosas espirais) eram parte da Galáxia.

Erro: Medidas erradas ao se comparar placas fotográficas de 10-20 anos antes de suas próprias observações. Tomou como referência estrelas muito próximas das bordas.

Van Maanen (1916 )

Van Maanen (1916 ApJ....44..210V)

O Grande Debate entre Shapley-Curtis (1920)

Via Láctea Via Láctea

Shapley Curtis

Eram as “nebulosas espirais” internas ou externas à Galáxia?

Objeto Shapley Curtis

Galáxia Shapley (~100kpc por Aglomerados Globulares).

Kapteyn (~10kpc por contagem de estrelas)

Nebulosas espirais

Dentro da galáxia. 1-) Se M31 fosse tão grande que Via Lactea, seu tamanho angular (3º x 1º) implicaria em brilho de estrelas Novas muito maior que em nossa Galáxia. 2-) Via-Lactea teria menor bilho superficial e seria mais vermelha que outras nebulosas espirais; 3-) rotação de van Maneen (0.02”/ano por movimento próprio) ⇒ v > c, ou no mínimo vexterna >> vexterna Via Láctea

Fora da galáxia. 1-) Estrelas novas em nebulosas espirais ⇒ distancias ~150 kpc para ter bilho observado em nossa Galáxia. A essa distância M31 teria tamanho do modelo de Kapteyn. 2-) Velocidades radiais observadas por Slipher ⇒ nebulosas não gravitacionalmente ligadas ao modelo de Kapteyn. 3-) Considerando a mesma velocidade na direção transversal, seria possível medir movimentos próprios. 4-) Nossa galáxia com mesma faixa escura observada em galáxias edge-on, o que explicaria a zona de evitabilidade de “nebulosas” espirais.

Hubble Descobre Cefeidas em M31 Em 1923 Hubble detectou cefeidas em M31 e calculou distancias muito superiores ao tamanho ao estimados para nossa galáxia. Depois fez trabalhos equivalentes para M33 e NGC6822. Surge a Astronomia Extragaláctica.

DM31= 300.000 pc >

Dvia Láctea = 15.000 pc 100-inch Hooker Telescope, Mt. Wilson

Edwin Hubble (1923)

Extinção Galáctica em Analogia com Outras Galáxias Zona de “evitabilidade” passa a ser compreendida como o efeito da extinção da nossa própria galáxia, permitindo paralelos dos efeitos em outras galáxias em outras galáxias.

Extinção Galáctica Também conhecida como extinção de “foreground”. É uma consequência da luz não recebida em uma dada direção do céu seja pelo espalhamento, seja pela absorção.

E(B-V) = f(l,b,d,λ)

Amôres & Lépine (2005) ou Schlegel, Finkbeiner & Davis (1998) ou Burstein & Heiles (1982). (Para filtros Específicos)

Fitzpatrick & Massa (1990, 1999). (Para cada comprimento de Onda)

(l,b) = g(l,b,d).h(λ)

l

b

l

d

b Centro da Galáxia

No plano galáctico a extinção na banda visual é cerca de 1.8 mag/kpc.

No centro galáctico pode ter extinção de 30 mag = passagem de 1 foton em 1012 no óptico

Extinção em Função do Comprimento de Onda

Iν0 Iν

van Kempen et al. (2010)

Hubble Image

Para ter um panorama geral da extinção deve-se observar não apenas o efeito nas imagens mas na espectroscopia.

Transferência Radiativa Considerando Apenas Extinção Ignorando que no caminho óptico as fontes que absorvem e espalham a luz podem contribuir com a luz vista na direção de propagação do feixe original.

dx

Partículas grandes: absorção neutra

Partículas da ordem de λ: espalhamento Rayleigh

Partículas menores que λ: espalhamento de Mie d

Seção de choque: k [cm2]

k

𝒅𝒅𝑰𝑰𝝀𝝀 = −𝑰𝑰𝝀𝝀 ⋅ 𝒏𝒏 𝒙𝒙 𝒌𝒌𝝀𝝀𝒅𝒅𝒙𝒙 O decrescimento do fluxo em cada unidade de comprimento será:

Assumindo n a densidade numérica de partículas:

𝒅𝒅𝑰𝑰𝝀𝝀 = −𝑰𝑰𝝀𝝀 ⋅ 𝒅𝒅𝝉𝝉𝝀𝝀

Definindo a profundidade óptica: 𝝉𝝉𝝀𝝀 = 𝒌𝒌𝝀𝝀 � 𝒏𝒏 𝒙𝒙 𝒅𝒅𝒙𝒙 =𝒙𝒙

𝟎𝟎𝒌𝒌𝝀𝝀𝑵𝑵(𝒙𝒙)

𝑰𝑰𝝀𝝀 = 𝑰𝑰𝝀𝝀,𝟎𝟎𝒆𝒆−𝝉𝝉𝝀𝝀

Densidade de coluna

Modelo Para Zona de Evitação Como: 𝑨𝑨𝝀𝝀 = 𝒎𝒎𝝀𝝀 −𝒎𝒎𝝀𝝀,𝟎𝟎

Então: 𝑨𝑨𝝀𝝀 = −𝟐𝟐,𝟓𝟓 log𝟏𝟏𝟎𝟎 𝒆𝒆 ⋅ ln𝒆𝒆−𝝉𝝉𝝀𝝀 𝑨𝑨𝝀𝝀 = 𝟏𝟏.𝟎𝟎𝟎𝟎𝟎𝟎𝝉𝝉𝝀𝝀

Para explicar a zona de evitação pode-se utilizar a contagem de galáxias até um certo limite e magnitude, como feito com as estrelas. Supondo uma densidade uniforme de galáxias, espera-se:

log𝑵𝑵𝟎𝟎(𝒎𝒎) = 𝟎𝟎.𝟎𝟎𝒎𝒎 + 𝑪𝑪

Supondo uma geometria plano paralela para o disco galáctico, a dependência com a latitude galáctica b será:

𝝉𝝉 𝒃𝒃 = 𝝉𝝉⊥𝒄𝒄𝒄𝒄𝒄𝒄𝒄𝒄𝒆𝒆𝒄𝒄(𝒃𝒃)

De modo que a magnitude cresceria:

𝚫𝚫𝚫𝚫 𝐛𝐛 = 𝟏𝟏.𝟎𝟎𝟎𝟎𝟎𝟎𝝉𝝉⊥𝒄𝒄𝒄𝒄𝒄𝒄𝒄𝒄𝒆𝒆𝒄𝒄(𝒃𝒃)

E com extinção o resultado observado seria:

log𝑵𝑵𝟎𝟎(𝒎𝒎,𝒃𝒃) = log𝑵𝑵𝟎𝟎 𝒎𝒎 + 𝟎𝟎.𝟎𝟎𝚫𝚫𝚫𝚫(𝐛𝐛)