Astrofísica Extragaláctica! Aula #5" Karín Menéndez-Delmestre" Observatório do Valongo!

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1 Astrofísica Extragaláctica Aula #5" Karín Menéndez-Delmestre" Observatório do Valongo

2 Diferençasnaspropriedadesusicasgeraisentre: Galáxiasde6potardio Razãobojo/discobaixa Cor:azul Formaçãoestelara6va Bastantegás,poeira Populaçãoestelar: misturadenova+velha regiõeshii: maiorquan6dade,maior tamanhoemaior luminosidadenasde6po tardiocomparadoaquelasem galáxiasde6poanterior Galáxiasde6poanterior Razãobojo/discomaior bojoproeminente Passivas(SFRbaixo) Cor:vermelho Poucogás,poeira Populaçãoestelar: misturadenova+velha

3 Tópicos(ParteI) 1. Revisão:FormaçãoeEvoluçãoEstelar 2. IntroduçãoaExtragalác6ca 3. PropriedadesGeraisdasGaláxias 3.1.Morfologiadasgaláxias SistemasdeClassificação PropriedadesAstrousicasdosTiposdeGaláxias Correlaçõesusicas(naescalaabsoluta) Propriedadesemfunçãodoambiente 3.2.PopulaçõesEstelares 3.3.FunçãodeLuminosidade 4. PropriedadesGeraisdasGaláxiasElíp6cas 5. PropriedadesGeraisdasGaláxiasEspirais

4 Distribuiçãode6posmorfológicos Oemler+74:estudode15aglomeradosricosemgaláxias Classificaçãodeaglomeradossegundo: 1 PorcentagemdegaláxiasS/S0/E 2 PresençadeumagaláxiacD 3 Segregaçãoespacialde6posdegaláxias Oemler

5 Distribuiçãode6posmorfológicos Efeito`Butcher`Oemler campo Oquémostraeste gráfico? fração'azul = fraçãodegaláxias luminosasazuis associadacom aglomerados densos Butcher&Oemler(1978)ApJ219,18

6 Distribuiçãode6posmorfológicos Efeito`Butcher`Oemler Resultadodeumestudo de>30aglomeradosem 0.003<z<0.54: ` excessodegaláxias azuisemrelaçãoà populaçãoépicade aglomeradosno universopróximo Em 1978, Butcher & Oemler observaram dois aglomerados distantes (3C 2 a z =0.39) e encontraram um excesso de galáxias azuis em relação àpopul próximos. Em 1984, estes mesmos autores estudam mais 33 aglomerados ent firmam o excesso de galáxias azuis (este excesso émedidoemrelação àsequên Este efeito ficou conhecido como efeito Butcher Oemler. Afigura124 ilustranovadeterminaçãodoefeito, o efeito Butcher Oemler assim como um trabalho mais Carvalho (2000) comumanovadeterminação deste efeito, baseado em fotomet do catálogo de Abell. f B f B no campo Butcher & Oemler (1984) Ajuste de Butcher & Oemler (1984) Margoniner & de Carvalho (2000) Ajuste de Margoniner & de Carvalho (2000) z Figur azuis traço lho o ler (1 traba ner & espess fração Éimportantelevarmosemcontaondenoaglomeradoafração de galáxia 125 mostra esta dependência para 5 aglomerados. Notamos que a fração de g adistância ao centro do aglomerado baseadoemfotometriaccdde44 aglomeradosdocatálogodeabell. Afraçãoazulassociadacomaglomeradosdensosaumenta significa6vamentecomredshiö Háumaevoluçãodasgaláxiasemaglomeradosnumpassado rela6vamentepróximo

7 Perda de gás por pressão de arraste Distribuiçãode6posmorfológicos Afraçãoazul Butcher & Oemler (1984) Ajuste de Butcher & Oemler (1984) Margoniner & de Carvalho (2000) Ajuste de Margoniner & de Carvalho (2000) z Éimportanteconsiderarondenoaglomeradoafraçãodegaláxias azuisémedida. ler (198 trabalh ner & d espesso fração d Éimportantelevarmosemcontaondenoaglomeradoafração de galáxias 125 mostra esta dependência para 5 aglomerados. Notamos que a fração de ga adistância ao centro do aglomerado. Dependênciadafração degaláxiasazuiscoma distânciaaocentrodo aglomerado <f B > <f B > afraçãodegaláxiasazuis aumentacomadistância aocentrodo aglomerado aglomerados com 0.16 < z < R (Mpc) Distância do centro (Mpc) Figu fraç dist rado lho, OefeitoB-Omostraqueháumaevolução das galáxias em aglomerados em u Margoniner&deCarvalho,2000 próximo, ao contrário do que se constata dos próprios aglomerados, que aprese suas propriedades (por exemplo, temperatura e metalicidade do gás intra-aglom

8 Distribuiçãode6posmorfológicos Oquémostraeste gráfico? Frac6onofpopula6on Afraçãode espiraisdiminui amedidaquea densidadelocal aumenta;a fraçãodes0se Esaumenta. log(densidadeprojetadanocéu,mpc`2 ) Dressler+80

9 Distribuiçãode6posmorfológicos Relaçãoraio`morfologia`densidade Dressler Dresslerestudou55aglomeradosricose 15regiõesde campo (>6000galáxias): ` afraçãodegaláxiasdeumdado6po morfológicoestáfortemente correlacionadacomadensidade superficiallocal(mpc`2 )emqueas galáxiasseencontram Estarelaçãopodeserlidacomo... onúmerodeespiraisdiminuiem direçãoaocentrodos aglomerados,enquantoodas elíp6casaumenta Dressler+80

10 Distribuiçãode6posmorfológicos Relaçãoraio`morfologia`densidade Dressler Considerandoaglomerados irregulares(menosricose estruturados),dressler determinouqueacorrelação comraionãoétãoforte oefeitofundamentaléa densidadelocal

11 Distribuiçãode6posmorfológicos FunçãodeLuminosidade(FL) Função de luminosidade de galáxias separadas por tipo em função do ambiente Asdiferenças emlfsde ambientes diferentessão principalmente devidoàs proporções diferentesde 6posdegaláxia (S/Irr/S0/E)

12 Segregaçãomorfológicadegaláxiasem aglomerados JuntandootrabalhodeOemler+74earelaçãomorfologia` densidade(dressler+97): Aspropriedadesdasgaláxiasdependemtantodaestruturado aglomeradocomodaposiçãodagaláxianoaglomerado(devidoà dependêncianadensidade). Aglomeradosricoseregulares: possuemumafraçãodeelíp6caselen6culareselevada afraçãodeeses0saumentaemdireçãoaocentro Aglomeradospobrese/ouirregulares: apresentamumafraçãoelevadadeespirais pouco/nenhumgradienteradialdepopulação

13 Naturevs.Nurture odilema Nature Galáxiasdedis6ntos6posnascememambientesdiferentes: elassãointrínsicamentediferentesdesdeocomeço(i.e.,por# natureza) Galáxiasde6poanteriornascememaglomerados Nurture Ambientesdensostransformamespiraiseirregularesem galáxiase/s0viainteraçõeseremoçãodegás. perdadogáspeloefeitodepressãodearraste(ram3 pressure,#eminglês). Resultanadiminuiçãodaa6vidadedeformação estelarnestasgaláxias

14 Distribuiçãode6posmorfológicos EvoluçãodaRelaçãoMorfologia`Densidade ConsiderandoaabundânciadeS0semaglomeradospróximos transformaçãoss0emaglomeradosdensos z~0 z~0.5 Dressleretal(1997)ApJ490,577

15 Gásemgaláxiasdeaglomerados HI(gásatómico)noaglomeradoComa Efeitos do Aglomerado nas galáxias e vice-versa Deformações da emissão do HI Declinação (B1950) 29 00' 28 30' 28 00' K IC K ' 13 h 00 m 12 h 58 m 12 h 56 m Ascensão reta (B1950) Nurture? perdadogáspeloefeitode pressãodearraste Figura 126: Efeito da pressão de arraste em Coma. Os contornos espessos representam a emissão em raios- X, os contornos finos representam a emissão do Hi, superpostas às imagens ópticas (níveis E/S0 de cinza) das galáxias (ampliadas por um fator 7). Cada objeto tem sua identificação e velocidade de recessão (em km/s). A cruz central corresponde àelíptica gigante NGC Figura tirada de Bravo-Alfaro et al. (2000). transformagaláxiass/irrem diminuiçãodesfr Bravo`Alfaroetal.(2000). da pressão de arraste. Este efeito também pode ser observado em emissões rádio com morfologia head-tail em galáxias ativas em aglomerados (veja Fig. 101). Apressão de arraste pode ser um mecanismo importante para o enriquecimento em metais do meio intra-aglomerado, como foi discutido inicialmente por Gunn & Gott (1972). Estes autores compararam a pressão de arraste dada por:

16 Gásemgaláxiasdeaglomerados AtlasdeHαemVirgo HI(gásatómico)noaglomeradoComa Efeitos do Aglomerado nas galáxias e vice-versa Deformações da emissão do HI 29 00' K Declinação (B1950) 28 30' 28 00' IC Figura 126: Efeito da pressão de arraste em Coma. Os contornos espessos representam a emissão em raios- X, os contornos finos representam a emissão do Hi, superpostas às imagens ópticas (níveis de cinza) das galáxias (ampliadas por um fator 7). Cada objeto tem sua identificação e velocidade de recessão (em km/s). A cruz central corresponde à elíptica gigante NGC Figura tirada de Bravo-Alfaro et al. (2000). K ' 13 h 00 m 12 h 58 m 12 h 56 m Ascensão reta (B1950) Bravo`Alfaroetal.(2000). da pressão de arraste. Este efeito também pode ser observado em emissões rádio com morfologia head-tail em galáxias ativas em aglomerados (veja Fig. 101). Apressão de arraste pode ser um mecanismo importante para o enriquecimento em metais do meio intra-aglomerado, como foi discutido inicialmente por Gunn & Gott (1972). Estes autores compararam a pressão de arraste dada por:

17 Tópicos(ParteI) 1. Revisão:FormaçãoeEvoluçãoEstelar 2. IntroduçãoaExtragalác6ca 3. PropriedadesGeraisdasGaláxias 3.1.Morfologiadasgaláxias SistemasdeClassificação PropriedadesAstrousicasdosTiposdeGaláxias Correlaçõesusicas: Propriedadesemfunçãodoambiente 3.2.PopulaçõesEstelares 3.3.FunçãodeLuminosidade 4. PropriedadesGeraisdasGaláxiasElíp6cas 5. PropriedadesGeraisdasGaláxiasEspirais

18 Tópicos(ParteI) 1. Revisão:FormaçãoeEvoluçãoEstelar 2. IntroduçãoaExtragalác6ca 3. PropriedadesGeraisdasGaláxias 3.2.PopulaçõesEstelares Espectrosestelares síntesedepopulaçõesestelares DistribuiçãoBi`modaldecor 3.3.FunçãodeLuminosidade 4. PropriedadesGeraisdasGaláxiasElíp6cas 5. PropriedadesGeraisdasGaláxiasEspirais

19 Espectrosintegradosdegaláxias Oespectrointegradodeuma galáxiaresultadasomadas emissõesindividuaisdas estrelasedaabsorcãodo meiointer`estelar. Pickles (1998). Sunday, January 23, 2011

20 Espectrosintegradosdegaláxias Classificação espectral Oespectrointegradodeuma galáxiaresultadasomadas emissõesindividuaisdas estrelasedaabsorcãodo meiointer`estelar. Seconhecemosadistribuição deestrelasemfunçãodo 6poespectralemuma galáxia,podemosdeduzirseu espectrointegradoistoé chamadosíntesede populaçãoestelar fluxo ( ) / fluxo (5556 Å) M5V K5V G5V F5V A5V A0V B8V V Pickles 6500 (1998) (Å) Figura 231: Espectro de estrelas da sequência principal do catálogo de Pickles (1998).

21 Populaçãoestelar Definiçãodeumapopulaçãoestelarsimples grupodeestrelascomumaidadeecomposiçãoespecífica (e.g.,aglomeradosestelares) Umagaláxiaestácompostadeváriaspopulaçõesestelares uma síntesedepopulaçõessimples (SSPeminglês:simple#synthesis#popula?on) nãotemosacessoascoresdasestrelasindividuais CriamosmodelosSSPparaestudarsistemascomplexos (e.g.,regiõesestelares,galáxias) Oajusteentreasomadosespectrosquecompõeomodeloeo espectroobservadonospermiteestabelecer,aprincípio,a composiçãoeohistóricodeformaçãoestelardagaláxia. SFH#=#star#forma?on#history

22 IngredientesdemodelosSSP IngredientesbásicosparaaconstruçãodemodelosSSP: 2 Bibliotecaestelar M5V coleçãodeespectros individuaisdasestrelasnuma populaçãoestelarsimples (metalicidade,idade) Espectrosteóricos(Teff, g,z)ouempíricos (comsuasadvantagense desavantagensrespec6vas) Exemplo: Picklesstellarlibrary Classificação espectral fluxo ( ) / fluxo (5556 Å) K5V G5V (Å) F5V A5V A0V B8V 05V Figura 231: Espectro de estrelas da sequência principal do catálogo de Pickles (1998). sistema também se baseia na comparação do espectro integrado das galáxias no intervalo λ3850 λ4100, com o espectro de estrelas (tabela 19).

23 IngredientesdemodelosSSP IngredientesbásicosparaaconstruçãodemodelosSSP: Bibliotecaestelar Isocrônas Curva#de# mesma #idade# Curvasisocrônas=curva queenlaçaacoleçãode posiçõesnodiagramahr deumgrupodeestrelas (mesmaidadee composição) Cadapopulaçãosimplesé representadaporuma isocrôna

24 consider the logarithmic mass function: IngredientesdemodelosSSP b(m) dlogφ IngredientesbásicosparaaconstruçãodemodelosSSP: dlogm = b 1 Measuring Bibliotecaestelar the IMF: Isocrônas some (relatively local) volume. FunçãoinicialdeMassa(IMF) 3. Use the relation between stellar mass and stellar lifetime to convert the luminosity function to a mass function. observaçõesdos aglomerados estelaresgalác6cos The intrinsic function φ indicamqueφ(m)é 0 is then: t φ 0 = dadapor: Salpeter (1955): #(M) ~ M α=2.35 ξ(m) =ln(10)mφ(m). Likewise, one can define the logarithmic slopes of the IMF: β(m) dlogξ Scalo (1986): #(M) ~ M M > 10 M τ MS dlogm 1. Measure the apparent magnitudes of all stars down to some luminosity limit in 2. Convert to absolute magnitudes and derive a luminosity function for the stars. Note that distance errors and dust extinction can make this step uncertain. 4. Correct the mass function for any processes that may have changed the true mass function. These include (but are likely not restricted to): stellar deaths, depending on the age of the population; ongoing star formation; dynamical processes (e.g., some stars getting ejected from clusters); unresolved binaries. for τ MS < t φ 0 = φ(m) forτ MS > t M M < M < 10 M anãsmarrões (<0.08M solar ) φ(m) = o número de estrelas de massa M que nascem M quando 0.2 M há < formação M < 1 M estelar: dn estrelas = φ(m) dm; Chabrier (2003): $(M) ~ M M > 1 M (Salpeter) Tendênciageral: φ(m)'~'m 2α '' Sunday, January 30, 2011 exp{-[log (M/0.2 M )] 2 /0.6} M < 1 M Simpson+08:arXiv:

25 consider the logarithmic mass function: IngredientesdemodelosSSP b(m) dlogφ β(m) IngredientesbásicosparaaconstruçãodemodelosSSP: dlogξ dlogm = b 1 Measuring Bibliotecaestelar the IMF: Isocrônas some (relatively local) volume. FunçãoinicialdeMassa(IMF) 3. Use the relation between stellar mass and stellar lifetime to convert the lumi- observaçõesdos nosity function to a mass function. aglomerados estelaresgalác6cos The intrinsic function φ indicamqueφ(m)é 0 is then: t φ 0 = φ(m) dadapor: Salpeter (1955): #(M) ~ M α=2.35 ξ(m) =ln(10)mφ(m). Likewise, one can define the logarithmic slopes of the IMF: b(m) dlogφ dlogm β(m) dlogξ 1. Measure the apparent magnitudes of all stars down to some luminosity limit in 2. Convert to absolute magnitudes and derive a luminosity function for the stars. Note that distance errors and dust extinction can make this step uncertain. 4. Correct the mass function for any processes that may have changed the true mass function. These include (but are likely not restricted to): stellar deaths, depending on the age of the population; ongoing star formation; dynamical processes (e.g., some stars getting ejected from clusters); unresolved binaries. τ MS for τ MS < t φ 0 = φ(m) forτ MS > t Scalo (1986): #(M) ~ M M > 10 M M M < M < 10 M M M < M < 1 M Chabrier (2003): $(M) ~ M M > 1 M (Salpeter) exp{-[log (M/0.2 M )] 2 /0.6} M < 1 M Tendênciageral: φ(m)'~'m 2α '' Sunday, January 30, 2011 van Dokkum & Conroy 2010 Sunday, January 30, 2011

26 consider the logarithmic mass function: IngredientesdemodelosSSP b(m) dlogφ β(m) IngredientesbásicosparaaconstruçãodemodelosSSP: dlogξ dlogm = b 1 Measuring Bibliotecaestelar the IMF: Isocrônas some (relatively local) volume. FunçãoinicialdeMassa(IMF) 3. Use the relation between stellar mass and stellar lifetime to convert the lumi- observaçõesdos nosity function to a mass function. aglomerados estelaresgalác6cos The intrinsic function φ indicamqueφ(m)é 0 is then: t φ 0 = φ(m) dadapor: Salpeter (1955): #(M) ~ M ξ(m) =ln(10)mφ(m). Likewise, one can define the logarithmic slopes of the IMF: b(m) dlogφ dlogm β(m) dlogξ 1. Measure the apparent magnitudes of all stars down to some luminosity limit in 2. Convert to absolute magnitudes and derive a luminosity function for the stars. Note that distance errors and dust extinction can make this step uncertain. 4. Correct the mass function for any processes that may have changed the true mass function. These include (but are likely not restricted to): stellar deaths, depending on the age of the population; ongoing star formation; dynamical processes (e.g., some stars getting ejected from clusters); unresolved binaries. τ MS for τ MS < t φ 0 = φ(m) forτ MS > t Scalo (1986): #(M) ~ M M > 10 M M M < M < 10 M M M < M < 1 M Chabrier (2003): $(M) ~ M M > 1 M (Salpeter) exp{-[log (M/0.2 M )] 2 /0.6} M < 1 M hjp://www.astro.livjm.ac.uk/~ikb/research/imf`use`in`cosmology.html Sunday, January 30, 2011

27 ModelosSSP ConstruçãodeummodeloSSP:Somadosespectrosestelares correspondendoaospontosdeumaisócronacompesovariável, segundoditadopelaimf. Espectrosindividuales isocróna IMF SalpeterIMF

28 ModelosSSP:empíricosvs.evolu6vos 26posdemodelos: Modelos#empíricos#=usamespectrosreaisdeestrelasindividuais Starlight (Fernandes+05) Modelos#evolu?vos#=partemdecondiçõesiniciaiseusam modelosparadescreveraevoluçãodapopulaçãoestelar

29 Taxa de formação estelar (SFR, star formation ratio), Ψ convertida em estrelas em função do tempo. A Fig. 17 função; Evoluçãodapopulaçãoestelar Aevolucãodapopulaçãoestelardasgaláxiaséoresultado combinadodediversosfatores: Taxadeformaçãoestelar(SFR) 4 Sa 3 formaçãoestelarconstante? surto? Decaimentoexponencial,e`t/τ? (ex.starburst99=pacoteparaconstruir modelosespectrofotométricosdestar` forminggalaxies) Ψ(t) = quantidade de massa convertida em estrelas em função de tempo. Taxa de formação estelar (SFR) Afunção de massa inicial (IMF, initial mass function), ξ que nascem quando há formação estelar, isto é, dn estrelas Oenriquecimentoquímico do material galáctico, Z(t), qu do tempo; Evolução estelar, que nos dá aevolução da temperatura L(M,Z,t), de uma estrela de massa m emetalicidadez (ou no diagrama HR ao longo de sua vida). A Fig. 174 mostra Sequência Principal Sb E/S0 Sc Sd Sc + surto Figura 17 estelar (un morfológico de formaçã mente de f gianti et al Idade [10 9 anos] Poggian6etal.(1999)

30 Evoluçãodapopulaçãoestelar Aevolucãodapopulaçãoestelardasgaláxiaséoresultado combinadodediversosfatores: Taxadeformaçãoestelar(SFR) Afunçãodemassainicial(IMF)

31 Evoluçãodapopulaçãoestelar Aevolucãodapopulaçãoestelardasgaláxiaséoresultado combinadodediversosfatores: Taxadeformaçãoestelar(SFR) Afunçãodemassainicial(IMF) enriquecimentoquímicodomaterialgalác6co: Z(t)=evoluçãodametalicidade

32 Evoluçãodapopulaçãoestelar Aevolucãodapopulaçãoestelardasgaláxiaséoresultado combinadodediversosfatores: Taxadeformaçãoestelar(SFR) Afunçãodemassainicial(IMF) enriquecimentoquímicodomaterialgalác6co: Evoluçãoestelar=trajetóriaevolu6va(teórica)deumaestrela EvoluçãodeumaestrelademassaMemetalicidadeZem: T ef (M,Z,t) temperaturaefe6va L(M,Z,t) luminosidade Entreastrajetóriasmaisutlizadas: Padovastellartracks# Genevastellartracks# caminhoqueuma estrelapercorreno diagramahraolongo desuavida

33 SíntesesEvolu6vadePopulaçõesEstelares BeatriceTinsleyedepoisGustavo Bruzualforamospionerosem desenvolveroanalisedesíntese evolu6vaquefazum forward dosed Umaevoluçãonotempodos espectros Beatrice Tinsley Gustavo Bruzual (UNAM)

34 SíntesesEvolu6vade PopulaçõesEstelares Osmodelosmais usadossão: ` Modelode surto único (single starburst)de formaçãoestelar

35 SíntesesEvolu6vade PopulaçõesEstelares Osmodelosmais usadossão: ` Modelode surto único (single starburst)de formaçãoestelar ` Modelode formaçãoestelar exponencialmente decrescente

36 Espectrosintegradosdegaláxias Quépodemdizer sobreascores? An Elliptical Galaxy Spectra A galaxy spectrum is the sum of many stellar spectra. If there are few blue stars the overall shape will look red: I FEW *s MANY *s COMPOSITE GALAXY SPECTRUM Blue Red Sunday, January 23, 2011

37 Tópicos(ParteI) 1. Revisão:FormaçãoeEvoluçãoEstelar 2. IntroduçãoaExtragalác6ca 3. PropriedadesGeraisdasGaláxias 3.2.PopulaçõesEstelares Espectrosestelares síntesedepopulaçõesestelares DistribuiçãoBi`modaldecor 3.3.FunçãodeLuminosidade 4. PropriedadesGeraisdasGaláxiasElíp6cas 5. PropriedadesGeraisdasGaláxiasEspirais

38 Espectrosintegradosdegaláxias Asgaláxiaselíp6castêmum espectrodominadopor estrelasvermelhas(debaixa massa)enquantoasgaláxias espiraistêmoespectro dominadoporestrelas maisnovas. ` Azul=jovem ` Vermelha=velha Assimde simples? Não Sunday, January 23, 2011

39 Limitesdevidoa: idade/ex6nção:avermelhamentoporpoeiraoumaioridade? LimitesdosModelos

40 Limitesdevidoa: idade/ex6nção idadeemetalicidade paraumamassaeidade específica,umaestrelade metalicidademenoré maisazul(e.g.,#line# blanke?ng) LimitesdosModelos Éfácildis6nguirentrepopulaçõesquandosóumdos parámetrosmuda(metalicidadeouidade)

41 Limitesdevidoa: idade/ex6nção LimitesdosModelos idadeemetalicidade paraumamassaeidade específica,umaestrelade metalicidademenoré maisazul(e.g.,#line# blanke?ng) efeitossimilaresnosed Requerindicadores independentes(e.g., metalicidade,razãode linhasdeemissão) Édiucildis6nguirquandotemosqueconsiderar efeitosdeidadeemetalicidade

42 Limitesdevidoa: idade/ex6nção idadeemetalicidade RazõesM/L: LimitesdosModelos estrelasdealtamassapossuemumm/lbaixo aluminosidadedestasestrelaspodedominara luminosidadeíntegradagaláxia,semqueamassada somadestasestrelassejarepresenta6vadamassa totaldagaláxia(ex.thermally3pulsa?ng#agb;tp`agb) Senãoconsideramosissoeassumimosquetodaa luminosidadeobservadaédevidoàestrelasnormais(de baixamassa),omodelossobre`es6marãoamassaestelar totaldagaláxia. Issoépar6cularmentecrí6conocasodegaláxiasstarburst (comtp`agbsemrela6vaabundância)

43 Limitesdevidoa: idade/ex6nção idadeemetalicidade RazõesM/L Fasesestelarespoucoconhecidas (combaixarepresentaçãonosespectrosestelares) Bluestragglers LimitesdosModelos Contaminaçãonaslinhasde emissão(balmer)desistemas estelaresnãoresolvidos subes6maçãodasidades estelares Presençadehidrogênioadicional prolongaafusãonuclear(estadia naspéprolongada).fontes? ' intercâmbiodematerialnum sistemabinariooumergerdeste mesmo. Convecção/dragadoleva hidrogênionascamadas externasatéocentrodaestrela

44 Limitesdevidoa: idade/ex6nção idadeemetalicidade RazõesM/L LimitesdosModelos Fasesestelarespoucoconhecidas (combaixarepresentaçãonosespectrosestelares) Bluestragglers EstrelasTP`AGB(fasepulsa6vadasestrelasAGB) contribuem~50%dosmetaiseafetammuitoo espectrointegrado(noivpróximo)depop.estelares de0.1`10gyr Temospoucainformaçãodestafasebibliotecas empíricastemassuasfalhastambém.

45 Bimodalidadesempropriedades integradasdegaláxias Bimodalidadeemcor Distribuiçãobi`modalnascôresde galáxiassdss(z~0) # Redclump Bluecloud Região menospovoada : valhe#verde# # Baldry et al Magnitude em R

46 Bimodalidadesempropriedades integradasdegaláxias Bimodalidadeemcor Distribuiçãobi`modalnascôresde galáxiassdss(z~0) Redclump Bluecloud Região vazía :valhe#verde# Adistribuiçãobimodalseestende atéredshiösmaiores. z ~ Wyderetal.(2007) #

47 Bimodalidadesempropriedades integradasdegaláxias Bimodalidadeemcor Distribuiçãobi`modalnascôresde galáxiassdss(z~0) Redclump Bluecloud Região vazía :valhe#verde# Adistribuiçãobimodalseestende atéredshiösmaiores. SFHvariabastante,maspodemos classificaremtermosgerais: Galáxias a6vas e passivas Evoluçãovermelhasazuis Martin, D. C., et al.

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