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Sumario
Introducao
O CenarioHierarquico deFormacao deEstruturas
A TaxaCosmica deFormacaoEstelar
A TaxaCosmica deFormacaoEstelar e OsBuracosNegros Super-massivos
PyCosmicStar
ReferenciasBibliograficas
A Taxa Cosmica de Formacao Estelar
Dr. Eduardo S. Pereira1
1Instituto Nacional de Pesquisas EspaciaisDivisao de Astrofsica
Disponvel em: http://pt.slideshare.net/duducosmos
02/Agost/2015
Sumario
Introducao
O CenarioHierarquico deFormacao deEstruturas
A TaxaCosmica deFormacaoEstelar
A TaxaCosmica deFormacaoEstelar e OsBuracosNegros Super-massivos
PyCosmicStar
ReferenciasBibliograficas
1 Introducao
2 O Cenario Hierarquico de Formacao de Estruturas
3 A Taxa Cosmica de Formacao Estelar
4 A Taxa Cosmica de Formacao Estelar e Os Buracos NegrosSupermassivos
5 PyCosmicStar
6 Referencias Bibliograficas
Sumario
Introducao
O CenarioHierarquico deFormacao deEstruturas
A TaxaCosmica deFormacaoEstelar
A TaxaCosmica deFormacaoEstelar e OsBuracosNegros Super-massivos
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ReferenciasBibliograficas
O Modelo Cosmologico Padrao
Sumario
Introducao
O CenarioHierarquico deFormacao deEstruturas
A TaxaCosmica deFormacaoEstelar
A TaxaCosmica deFormacaoEstelar e OsBuracosNegros Super-massivos
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ReferenciasBibliograficas
Regioes de Formacao Estelar
Sumario
Introducao
O CenarioHierarquico deFormacao deEstruturas
A TaxaCosmica deFormacaoEstelar
A TaxaCosmica deFormacaoEstelar e OsBuracosNegros Super-massivos
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ReferenciasBibliograficas
Regioes de Formacao Estelar: Local
E possvel resolver estrelas individuais;
Observa-se aglomerados de estrelas jovens;
Estima-se a massa e a idade dessas estrelas;
Sumario
Introducao
O CenarioHierarquico deFormacao deEstruturas
A TaxaCosmica deFormacaoEstelar
A TaxaCosmica deFormacaoEstelar e OsBuracosNegros Super-massivos
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ReferenciasBibliograficas
Regioes de Formacao Estelar: Local
E possvel resolver estrelas individuais;
Observa-se aglomerados de estrelas jovens;
Estima-se a massa e a idade dessas estrelas;
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Introducao
O CenarioHierarquico deFormacao deEstruturas
A TaxaCosmica deFormacaoEstelar
A TaxaCosmica deFormacaoEstelar e OsBuracosNegros Super-massivos
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ReferenciasBibliograficas
Regioes de Formacao Estelar: Local
E possvel resolver estrelas individuais;
Observa-se aglomerados de estrelas jovens;
Estima-se a massa e a idade dessas estrelas;
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O CenarioHierarquico deFormacao deEstruturas
A TaxaCosmica deFormacaoEstelar
A TaxaCosmica deFormacaoEstelar e OsBuracosNegros Super-massivos
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ReferenciasBibliograficas
Regioes de Formacao Estelar: Outras Galaxias
E necessario o uso de um tracador;
Emissao ultra violeta - Proveniente da fotosfera de estrelasmassivas;
Linhas de recombinacao como H - Traca os fotonsionizantes de estralas massivas;
Emissoes em infravermelho - reprocessamento dor poeira defotons ultravioleta;
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A TaxaCosmica deFormacaoEstelar
A TaxaCosmica deFormacaoEstelar e OsBuracosNegros Super-massivos
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Regioes de Formacao Estelar: Outras Galaxias
E necessario o uso de um tracador;
Emissao ultra violeta - Proveniente da fotosfera de estrelasmassivas;
Linhas de recombinacao como H - Traca os fotonsionizantes de estralas massivas;
Emissoes em infravermelho - reprocessamento dor poeira defotons ultravioleta;
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Regioes de Formacao Estelar: Outras Galaxias
E necessario o uso de um tracador;
Emissao ultra violeta - Proveniente da fotosfera de estrelasmassivas;
Linhas de recombinacao como H - Traca os fotonsionizantes de estralas massivas;
Emissoes em infravermelho - reprocessamento dor poeira defotons ultravioleta;
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Regioes de Formacao Estelar: Outras Galaxias
E necessario o uso de um tracador;
Emissao ultra violeta - Proveniente da fotosfera de estrelasmassivas;
Linhas de recombinacao como H - Traca os fotonsionizantes de estralas massivas;
Emissoes em infravermelho - reprocessamento dor poeira defotons ultravioleta;
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Regioes de Formacao Estelar: Outras Galaxias
A partir da luminosidade dos tracadores e um modelo desntese de populacao e possvel estimar a taxa de formacaoestelar;
A partir das formacoes estelares num conjunto de amostras aum dado redshift, calcula-se a taxa cosmica de formacaoestelar.
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Regioes de Formacao Estelar: Outras Galaxias
A partir da luminosidade dos tracadores e um modelo desntese de populacao e possvel estimar a taxa de formacaoestelar;
A partir das formacoes estelares num conjunto de amostras aum dado redshift, calcula-se a taxa cosmica de formacaoestelar.
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Regioes de Formacao Estelar: Outras Galaxias
Figura: Azul: UV, Verde OII; Vermelho H e H, rosa: Raio-X, FIR,submilimetrica e radio;FONTE: [Hopkins 2004]
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O Formalismo Tipo Press-Schechter
hierarquico.mp4Media File (video/mp4)
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O Formalismo Tipo Press-Schechter
Abundancia de halos [Jenkins et al. 2001]:
dndM
= f ()DMM
d ln1
dM, (1)
e a variancia do campo de densidades lineares;f () e a funcao de distribuicao ponderada por .
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O Formalismo Tipo Press-Schechter
[Press e Schechter 1974]
f () =
2
exp(
2
2
), (2)
[Sheth, Mo e Tormen 2001]
f () = A
2a
exp(a
2
2
)[1+(
1a2
)p](3)
sendo A = 0.3222, a = 0.707 and p = 0.3,
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A fracao de Barions em Estruturas
Considerando que a materia escura traca a materia barionicasem vies [Pereira e Miranda 2010, Daigne et al. 2006]:
fb(z) =
MmaxMmin f ()MdM
DM(z), (4)
em que e considerado Mmin = 106 M - Mmax = 1018 M.
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A TaxaCosmica deFormacaoEstelar
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A fracao de Barions em Estruturas
0 5 10 15 20
z0.4
0.5
0.6
0.7
0.8
0.9
1.0
1.1
1.2
f b
PSSTRW
Figura: Fracao de Barions em estruturas para diferentes distribuicoes dehalos de materia escura. PS- Press and Schechter (1974); ST- Sheth eTormen (1999); R - Reed (2007); W - Watson (2013);FONTE: [Pereira e Miranda 2015]
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A taxa de acrescencia de barions em estruturas
ab(t) = bc(
dtdz
)1 d fb(z)dz , (5)
com c = 3H20/8G sendo a densidade crtica do universo edt/dz relaciona a idade do Universo a um dado redshift, z.
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A TaxaCosmica deFormacaoEstelar
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A taxa de acrescencia de barions em estruturas
0 2 4 6 8 10z
10-3
10-2
10-1
100
101
ab(
Myr
1M
pc
3)
PSSTRW
Figura: A taxa de acrescencia de barions em estruturas para diferentesdistribuicoes de halos de materia escura. PS- Press and Schechter(1974); ST- Sheth e Tormen (1999); R - Reed (2007); W - Watson (2013);FONTE: [Pereira e Miranda 2015]
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A TaxaCosmica deFormacaoEstelar
A TaxaCosmica deFormacaoEstelar e OsBuracosNegros Super-massivos
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O Modelo de Formacao Estelar
Halos de materia escura sao pocos de potencialgravitacional;
Se o halo tiver massa maior que um certo limiar a formacaoestelar ira ocorrer;
Os primeiros halos capazes de formar estrelas seriamformados em z 20 com massa da ordem de 106M[Salvadori, Schneider e Ferrara 2007]
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A TaxaCosmica deFormacaoEstelar e OsBuracosNegros Super-massivos
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O Modelo de Formacao Estelar
Halos de materia escura sao pocos de potencialgravitacional;
Se o halo tiver massa maior que um certo limiar a formacaoestelar ira ocorrer;
Os primeiros halos capazes de formar estrelas seriamformados em z 20 com massa da ordem de 106M[Salvadori, Schneider e Ferrara 2007]
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O Modelo de Formacao Estelar
Halos de materia escura sao pocos de potencialgravitacional;
Se o halo tiver massa maior que um certo limiar a formacaoestelar ira ocorrer;
Os primeiros halos capazes de formar estrelas seriamformados em z 20 com massa da ordem de 106M[Salvadori, Schneider e Ferrara 2007]
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O Modelo de Formacao Estelar
A taxa cosmica de formacao estalar e obtida por:
g =d2M?dV dt
+d2MejdV dt
+ ab(t), (6)
sendo dada por:
d2M?dV dt
(t) =g(t)
, (7)
com g a taxa de densidade de gas que entra no processo deformacao estelar, d2M?/dV dt e a taxe de conversao de gasem estrelas a um dado voulume e tempo t, e a taxacosmica de formacao estelar e e um parametro querepresenta a escala caracterstica de formacao estelar.
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O Modelo de Formacao Estelar
A taxa cosmica de formacao estalar e obtida por:
g =d2M?dV dt
+d2MejdV dt
+ ab(t), (6)
sendo dada por:
d2M?dV dt
(t) =g(t)
, (7)
com g a taxa de densidade de gas que entra no processo deformacao estelar, d2M?/dV dt e a taxe de conversao de gasem estrelas a um dado voulume e tempo t, e a taxacosmica de formacao estelar e e um parametro querepresenta a escala caracterstica de formacao estelar.
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O Modelo de Formacao Estelar
A taxa cosmica de formacao estalar e obtida por:
g =d2M?dV dt
+d2MejdV dt
+ ab(t), (6)
sendo dada por:
d2M?dV dt
(t) =g(t)
, (7)
com g a taxa de densidade de gas que entra no processo deformacao estelar, d2M?/dV dt e a taxe de conversao de gasem estrelas a um dado voulume e tempo t, e a taxacosmica de formacao estelar e e um parametro querepresenta a escala caracterstica de formacao estelar.
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O Modelo de Formacao Estelar
Note que representa a fracao de ab que realmente eincorporada em estrelas. Assim (1 )ab representa osbarios que sao adicionados aos halos, pelo processo deinfall, mas que estao na forma de gas nao utilizado peloprocesso de formacao estelar.
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O Modelo de Formacao Estelar
A taxa com que a massa das estrelas retorna ao meiointerestelar do sistema.
d2MejdV dt
= Msup
m(t)(mmr)(m)(t m)dm, (8)
Com m(t) sendo a massa da estrela cujo tempo de vida eigual a t e mr e a massa da remanescente.
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O Modelo de Formacao Estelar
A taxa com que a massa das estrelas retorna ao meiointerestelar do sistema.
d2MejdV dt
= Msup
m(t)(mmr)(m)(t m)dm, (8)
Com m(t) sendo a massa da estrela cujo tempo de vida eigual a t e mr e a massa da remanescente.
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m e o tempo de vida de uma estrela de massa m. Aqui eassumido a independente da metalicidade de [Copi 1997] e[Scalo 1986]:
log10(m) = 10.03.6 log10(
mM
)+
[log10
(m
M
)]2,
(9)
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O Modelo de Formacao Estelar
A funcao de massa inicial [Salpeter 1955]:
(m) = Am(1+x), (10)
sendo A um fator de normalizacao e x e uma constante comvalor tpico de 1.35, dado por: msup
minfAm(1+x)mdm = 1, (11)
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O Modelo de Formacao Estelar
A funcao de massa inicial [Salpeter 1955]:
(m) = Am(1+x), (10)
sendo A um fator de normalizacao e x e uma constante comvalor tpico de 1.35, dado por: msup
minfAm(1+x)mdm = 1, (11)
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O Modelo de Formacao Estelar
A funcao de massa inicial [Salpeter 1955]:
(m) = Am(1+x), (10)
sendo A um fator de normalizacao e x e uma constante comvalor tpico de 1.35, dado por: msup
minfAm(1+x)mdm = 1, (11)
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O Modelo de Formacao Estelar
0 1 2 3 4 5 6 7z
10-2
10-1
100
(
M y
r1 M
pc
3)
SHHBFPM
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O Modelo de Formacao Estelar
0 5 10 15 20z
10-2
10-1
100
(
M
Mpc
3yr
1)
PS, =3.28Gyr, =0.80ST, =2.42Gyr, =0.60R, =2.40Gyr, =0.60W, =1.24Gyr, =0.21
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O Modelo de Formacao Estelar
A fracao de barions em estruturas e fortemente dependenteda distribuicao de halos de materia escura adotada;
A escala caracterstica de formacao estelar tambem eafetada por essa distribuicao;
No caso da Funcao de Massa de W = 1.24Gyr,consumindo apenas 21% dos barions que caem emestruturas pela formacao estelar;
Ja a funcao de massa de PS produz uma escalacaracterstica de formacao estelar tardia = 3.28Gyr, sendoque 80% dos barions seria usado para a formacao estelar;
Para as funcoes de R e ST = 2.4Gyr e a eficiencia de usode gas para a formacao estelar e da ordem de 60%;
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O Modelo de Formacao Estelar
A fracao de barions em estruturas e fortemente dependenteda distribuicao de halos de materia escura adotada;
A escala caracterstica de formacao estelar tambem eafetada por essa distribuicao;
No caso da Funcao de Massa de W = 1.24Gyr,consumindo apenas 21% dos barions que caem emestruturas pela formacao estelar;
Ja a funcao de massa de PS produz uma escalacaracterstica de formacao estelar tardia = 3.28Gyr, sendoque 80% dos barions seria usado para a formacao estelar;
Para as funcoes de R e ST = 2.4Gyr e a eficiencia de usode gas para a formacao estelar e da ordem de 60%;
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O Modelo de Formacao Estelar
A fracao de barions em estruturas e fortemente dependenteda distribuicao de halos de materia escura adotada;
A escala caracterstica de formacao estelar tambem eafetada por essa distribuicao;
No caso da Funcao de Massa de W = 1.24Gyr,consumindo apenas 21% dos barions que caem emestruturas pela formacao estelar;
Ja a funcao de massa de PS produz uma escalacaracterstica de formacao estelar tardia = 3.28Gyr, sendoque 80% dos barions seria usado para a formacao estelar;
Para as funcoes de R e ST = 2.4Gyr e a eficiencia de usode gas para a formacao estelar e da ordem de 60%;
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A fracao de barions em estruturas e fortemente dependenteda distribuicao de halos de materia escura adotada;
A escala caracterstica de formacao estelar tambem eafetada por essa distribuicao;
No caso da Funcao de Massa de W = 1.24Gyr,consumindo apenas 21% dos barions que caem emestruturas pela formacao estelar;
Ja a funcao de massa de PS produz uma escalacaracterstica de formacao estelar tardia = 3.28Gyr, sendoque 80% dos barions seria usado para a formacao estelar;
Para as funcoes de R e ST = 2.4Gyr e a eficiencia de usode gas para a formacao estelar e da ordem de 60%;
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O Modelo de Formacao Estelar
A fracao de barions em estruturas e fortemente dependenteda distribuicao de halos de materia escura adotada;
A escala caracterstica de formacao estelar tambem eafetada por essa distribuicao;
No caso da Funcao de Massa de W = 1.24Gyr,consumindo apenas 21% dos barions que caem emestruturas pela formacao estelar;
Ja a funcao de massa de PS produz uma escalacaracterstica de formacao estelar tardia = 3.28Gyr, sendoque 80% dos barions seria usado para a formacao estelar;
Para as funcoes de R e ST = 2.4Gyr e a eficiencia de usode gas para a formacao estelar e da ordem de 60%;
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A densidade de massa de buracos negros noUniverso
[Pereira e Miranda 2011]
BH(z) = 0BHBH(z)
BH(z = 0), (12)
com 0BH sendo a densidade de massa no Universo local.
BH(z) = z f
z
(z)(1+ z)
P(td)dtddz
dz. (13)
sendo P(td) a probabilidade por unidade de tempo de umburaco negro crescer por acrescencia de materia.
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A densidade de massa de buracos negros noUniverso
[Pereira e Miranda 2011]
BH(z) = 0BHBH(z)
BH(z = 0), (12)
com 0BH sendo a densidade de massa no Universo local.
BH(z) = z f
z
(z)(1+ z)
P(td)dtddz
dz. (13)
sendo P(td) a probabilidade por unidade de tempo de umburaco negro crescer por acrescencia de materia.
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A densidade de massa de buracos negros noUniverso
Derivamos uma relacao entre a densidade de buracos negrose a densidade de luminosidade dequasares.[Pereira e Miranda 2011]
U = c2
(1 )BH , (14)
U(z) =c2
1 0BH0BH
(z)(1+ z)
P(td). (15)
U(z) =
LbolLbolb(Lbol,z)dLbol, (16)
sendo Lb e (Lb,z) de [Hopkins, Richards e Hernquist 2007]
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A densidade de massa de buracos negros noUniverso
Derivamos uma relacao entre a densidade de buracos negrose a densidade de luminosidade dequasares.[Pereira e Miranda 2011]
U = c2
(1 )BH , (14)
U(z) =c2
1 0BH0BH
(z)(1+ z)
P(td). (15)
U(z) =
LbolLbolb(Lbol,z)dLbol, (16)
sendo Lb e (Lb,z) de [Hopkins, Richards e Hernquist 2007]
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A densidade de massa de buracos negros noUniverso
Derivamos uma relacao entre a densidade de buracos negrose a densidade de luminosidade dequasares.[Pereira e Miranda 2011]
U = c2
(1 )BH , (14)
U(z) =c2
1 0BH0BH
(z)(1+ z)
P(td). (15)
U(z) =
LbolLbolb(Lbol,z)dLbol, (16)
sendo Lb e (Lb,z) de [Hopkins, Richards e Hernquist 2007]
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A TaxaCosmica deFormacaoEstelar
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IntroduoO Cenrio Hierrquico de Formao de EstruturasA Taxa Csmica de Formao EstelarA Taxa Csmica de Formao Estelar e Os Buracos Negros SupermassivosPyCosmicStarReferncias Bibliogrficas