Astrofísica Extragaláctica Aula #4. Karín Menéndez-Delmestre Observatório do Valongo
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1 Astrofísica Extragaláctica Aula #4 Karín Menéndez-Delmestre Observatório do Valongo
2 Tópicos (Parte I) 1. Revisão: Formação e Evolução Estelar 2. Introdução a ExtragalácCca 3. Propriedades Gerais das Galáxias 3.1. Morfologia das galáxias Sistemas de Classificação Propriedades AstroLsicas dos Tipos de Galáxias Correlações Lsicas Propriedades em função do ambiente 3.2. Populações Estelares 3.3. Função de Luminosidade 4. Propriedades Gerais das Galáxias ElípCcas 5. Propriedades Gerais das Galáxias Espirais Blanton & Moustakas 2009: Revisão das propriedades Lsicas e ambientes de galáxias próximas
3 Demográfica de galáxias No Universo local as galáxias brilhantes se distribuem aproximadamente da seguinte forma (baseado no Third Reference Catalog, RC3), incluindo galá xias de campo, grupos e aglomerados: 10% de elípccas 70% de espirais, 14% de lencculares 6% de irregulares Mas quais são os efeitos de seleção quando fazemos esse Cpo de censo?
4 Demográfica de galáxias No Universo local as galáxias brilhantes se distribuem aproximadamente da seguinte forma (baseado no Third Reference Catalog, RC3), incluindo galá xias de campo, grupos e aglomerados: 10% de elípccas 70% de espirais, 14% de lencculares 6% de irregulares Estas porcentagens não levam em conta as galáxias anãs Se levarmos em conta as anãs (que, só na úlcma década tem sido possível detectá- las a distâncias elevadas), são estas as galáxias mais abundantes no Universo. Falemos de galáxias fracas... DiLceis de detectar...
5 Galáxias de baixo brilho superficial Primeiramente, consideremos o conceito do brilho superficial Para objetos estendidos, medimos o brilho por área ou brilho superficial uma pequena região da imagem, de área angular A possui um fluxo F. O brilho superficial é a razão SBR(r,θ) = F/ A Expressamos esta quancdade em unidades de magnitude por área angular (mag arcsec - 2 ) Σ = Log (SBR) A O brilho superficial não depende da distância da galáxia. r
6 Galáxias de baixo brilho superficial (LSB: Low Surface Brightness) Existe uma população de galáxias chamadas galáxias de baixo brilho superficial Ainda que as galáxias anãs em geral têm baixo brilho superficial (exceto as galâxias anãs compactas), não todas as galáxias de baixo brilho superficial são necessariamente anãs Existem galáxias de baixo brilho superficial tão grandes quanto a Via Láctea. UGCA 285 (from SDSS) hvp://skyserver.sdss.org/dr1/en/tools/places/page3.asp UGC07332 (from SDSS)
7 Galáxias de baixo brilho superficial (LSB: Low Surface Brightness) Existe uma população de galáxias chamadas galáxias de baixo brilho superficial Ainda que as galáxias anãs em geral têm baixo brilho superficial (exceto as galâxias anãs compactas), não todas as galáxias de baixo brilho superficial são necessariamente anãs Existem galáxias de baixo brilho superficial tão grandes quanto a Via Láctea. Galáxias de baixo brilho superficial podem escapar à detecção e a abundância deste Cpo de galáxias ainda não está bem estabelecido. Falemos de efeitos de seleção (i.e., viés nas observações)
8 Todo catálogo tem limitações Efeitos de seleção, vieses determinam quais objetos formam parte do catálogo e quais não. Luminosidade Pense: que objetos são idencficados em levantamentos do universo próximo? Distante? Distância
9 Todo catálogo tem limitações Efeitos de seleção, vieses determinam quais objetos formam parte do catálogo e quais não. Os levantamentos são até um valor máximo de magnitude aparente (i.e., são limitados em fluxo) Portanto, os catálogos criados a parcr dos objetos detetados nestes levantamentos são sujeitos a efeitos de seleção importantes.
10 Viés de Malmquist inherente a todo levantamento limitado em fluxo Descoberto pelo Malmquist 1924 um conjunto de objetos selecionados por um limite de fluxo (magnitude aparente máxima) são sujeitos a um viés m lim = 16 m lim = 18 Mag. Absoluta D lim = Distância (Mpc)
11 Viés de Malmquist inherente a todo levantamento limitado em fluxo Descoberto pelo Malmquist 1924 um conjunto de objetos selecionados por um limite de fluxo (magnitude aparente máxima) são sujeitos a um viés m lim = 16 m lim = 18 Mag. Absoluta A distribuição de galáxias (pontos vermelhos) representa: (a) uma distribuicão espacial homogênea (b) uma distribuição de luminosidade gaussiana, com <M>=- 20 e σ=1mag -23 D lim = Distância (Mpc)
12 Viés de Malmquist inherente a todo levantamento limitado em fluxo Descoberto pelo Malmquist 1924 um conjunto de objetos selecionados por um limite de fluxo (magnitude aparente máxima) são sujeitos a um viés -16 Mag. Absoluta m lim = 16 m lim = 18 Limite em distância D lim = Distância (Mpc)
13 Viés de Malmquist inherente a todo levantamento limitado em fluxo Descoberto pelo Malmquist 1924 um conjunto de objetos selecionados por um limite de fluxo (magnitude aparente máxima) são sujeitos a um viés -16 Mag. Absoluta m lim = 16 m lim = 18 Galáxias selecionáveis D lim = Distância (Mpc)
14 Viés de Malmquist inherente a todo levantamento limitado em fluxo Descoberto pelo Malmquist 1924 um conjunto de objetos selecionados por um limite de fluxo (magnitude aparente máxima) são sujeitos a um viés Limite em m lim = 16 m lim = 18 magnitude Mag. Absoluta D lim = Distância (Mpc)
15 Viés de Malmquist inherente a todo levantamento limitado em fluxo Descoberto pelo Malmquist 1924 um conjunto de objetos selecionados por um limite de fluxo (magnitude aparente máxima) são sujeitos a um viés -16 Mag. Absoluta m lim = 16 m lim = 18 Galáxias selecionáveis D lim = Distância (Mpc)
16 Viés de Malmquist inherente a todo levantamento limitado em fluxo Descoberto pelo Malmquist 1924 um conjunto de objetos selecionados por um limite de fluxo (magnitude aparente máxima) são sujeitos a um viés O Malmquist bias: os objetos mais fracos são mais dilceis de detectar os objetos mais luminosos podem ser detectados até distâncias onde os objetos mais fracos já não são detectáveis Cada bin de luminosidade traça um volume diferente LUMINOSIDADE
17 Viés de Malmquist inherente a todo levantamento limitado em fluxo Cada bin de luminosidade traça um volume diferente à o volumem estudado pelo levantamento é maior para os objetos luminosos à a distribuição em luminosidade representada pelo levantamento tem um viés arcficial para luminosidades maiores. N(M) Num levantamento limitado em fluxo, os objetos mais luminosos serão sobre- representados hvp://star- and.ac.uk/~spd3/publictalks/aao/sld020.htm
18 Viés de Malmquist inherente a todo levantamento limitado em fluxo Cada bin de luminosidade traça um volume diferente à o volumem estudado pelo levantamento é maior para os objetos luminosos à a distribuição em luminosidade representada pelo levantamento tem um viés arcficial para luminosidades maiores. A magnitude absoluta media (<M>) de uma amostra limitada em magnitude aparente é dada pela seguinte equação (Malmquist): <M> obs = M 0.6 log σ 2
19 Viés de Malmquist correção /V max É possível corrigir pelo viés de Malmquist: Dividir cada bin de luminosidade, N(L), por V max (L) normalizando assim a contribuição de cada bin de luminosidade pelo seu próprio volumen efeccvo à densidade espacial de objetos em cada bin de luminosidade: Ψ (em unidades de Mpc - 3 ) Infelizmente, este método assume densidade espacial constante à inapropriado para amostras de galáxias próximas.
20 Correção 1/V max para o Viés de Malmquist
21 Efeitos de Seleção Grandes levantamentos de galáxias são ócmos mas Existem muitos efeitos de seleção que limitam os catálogos de galáxias produzidos: 1 Objetos fracos são dificeis de detetar Brilho superficial Liske Galáxias muito compactas são confundidas com estrelas 3 objetos muito difusos (baixo brilho superficial) ou muito extensos podem não serem detectados.
22 As galáxias menos luminosas dominam a densidade numérica Distribuição do brilho superficial de galáxias para diversos intervalos de luminosidade total (em magnitude absoluta na banda B) 0.01 [h 3 Mpc 3 mag 1 arcsec 2 ] efeito de seleção muito forte Mag B absoluta média = efeito de seleção muito forte As galáxias menos luminosas apresentam tendência de terem maior dispersão, isto é, podem ter brilho superficial muito baixo ou alto brilho superficial efetivo [mag arcsec 2 ] Figura baseada em Driver et al. (2005).
23 Volumes de Levantamentos muito pequenos, muito grandes Levantamentos de grandes volumes: Necessários para incluir galáxias muito luminosas (objetos extremos) Mas problemas de incompleteza no caso das galáxias fracas Levantamentos de volumes menores: Não tem viés contra galáxias fracas Mas poucas galáxias luminosas (dilcil para fazer estudos com significância esta scca!) Agora que entendemos alguns dos limites principais dos levantamentos de galáxias, consideremos os resultados de estes levantamentos
24 Consideremos a Sequência de Hubble Na época em que Hubble desenvolve o esquema de classificação, só conhecíamos as distâncias para umas poucas galáxias à portanto, dilcil de caracterizar propriedades na escala absoluta (e.g., tamanho, luminosidade, massa) Se a classificação não é sempre sacsfatória e o diagrama de Hubble NÃO representa uma sequência evolucva, qual é a relevância deste sistema de classificação (E, S0, S, Irr) no contexto de formação e evolução de galáxias? Há correlações claras entre Cpo Hubble e parametros Lsicos; várias propriedades que se alteram sistemaccamente ao longo deste diagrama à A classificação de Hubble mostrou- se muito úcl no estudo das galáxias.
25 A sequência de Hubble traça uma sequência em propriedades astrolsicas Propriedades na escala absoluta Diferenças no ambiente Diferenças na cinemácca interna
26 B/T Correlates with Hubble Type Proeminência do bojo com respeito à galáxia tota (B/T = bojo/total) bl Δm = diferença em mag entre esferoide e a galáxia toda 1 as elípccas são praccamente apenas bojo (discos muito fracos são às vezes detectados) 2 as galáxias Im não contêm bojo Tipo T (Estágio de Hubble)
27 Parâmetros Lsicos ao longo da sequência de Hubble Roberts & Haynes 1994: Fizeram um estudo das propriedades Lsicas de galáxias ao longo da sequência de Hubble, uclizando 8000 galáxias dos catálogos: RC3, Uppsala General Catalog (para melhorar a cobertura de LSB) e levantamentos em rádio usando Arecibo para obter HI
28 Resumo das propriedades das galáxias da Massa estelar: As galáxias mais massivas no universo são de Cpo anterior. sequência de Hubble A média das galáxias de Cpo tardío são menos massivas que a média de Cpo anterior. Porém: não toda elípcca é massiva Muitas espirais são mais massivas que muitas elípccas. Mannucci+05
29 B-band luminosity Luminosidade, Massa As galáxias mais brilhantes e as mais massivas são as de Cpo anterior... Só nas galáxias de Cpo (muito) tardio vemos uma correlação significacva. total mass
30 Tamanho As galáxias maiores são elípccas (~centenas kpc) Muitas das menores também Grande diversidade em tamanhos Nair & Abraham 2010: catálogo morfológico de galáxias no SDSS
31 log <R 25 > raio Gás 14.1 Classificação morfológica Pouco gás nas galáxias Cpo anterior Bastante gás nas de Cpo tardio Sd Sm Im -0.5 E S0 S0a Sa Sab Sb Sbc Sc Scd Sd Sm Im < B > log < <L HI FIR > > C3-UGC C3-LSc log <M HI /M tot > HI > razão massa HI/massa total infra-vermelho -2.5 densidade distante projetada de HI 1.5 RC3-UGC RC3-LSc (gás atómico) log <L B > E S0 S0a Sa Sab Sb Sbc Sc Scd Sd Sm Im 1 Tipo morfo 1 1
32 Gás Pouco gás nas galáxias Cpo anterior Bastante gás nas de Cpo tardio O gás molecular, H 2 (em contraste ao gás atómico, HI) resulta ser um parâmetro mais crícco para gerar formação estelar (Bigiel+08) As estrelas se formam em nuvens densas de gás molecular. As galáxias anãs são ricas em gás atómico (HI), mas são geralmente bastante ineficientes na formação de nuvens moleculares galáxias anãs à baixas taxas de formação estelar
33 log <M tot /L Galáxias 0.4 de Cpo tardio ( late- type ) são mais azuis que as de Cpo anterior ( early- type ) <BIV> kpc] 0.8 Populações 0.6 estelares cores integradas razão massa/luminosidade cor E S0 S0a Sa Sab Sb Sbc Sc Scd Sd Sm Im Tipo m log < HI > log < tot >
34 Populações estelares cores integradas Incluíndo as galáxias CD (galáxias superluminosas no centro de aglomerados), irregulares e anãs Luminosidade cd boxye diskye S0 SB0 Sa Sb Sc SBa SBb SBc Sd Im LSB SBd IBm dsph de ce UCG ds dirr Cor (de vermelho para azul)
35 Populações estelares formação estelar Kennicutt 1998
36 Populações estelares formação estelar A taxa aumenta para Cpos tardios: - Principalmente no disco - Bojo predominantemente passivo (vermelho) S0s em geral possuem uma taxa de formação estelar baixa em comparação com galáxias espirais ricas em gás Kennicutt 1998
37 Populações estelares regiões HII A quancdade, o tamanho e a luminosidade das regiões HII nas galáxias Cpo tardio são maiores. Função de luminosidade das HII Sb Irr Early Sb Sc
38 Resumo das propriedades das galáxias da sequência de Hubble Tabela 18: Resumo das propriedades das galáxias da sequência de Hubble. Popriedade Espirais Elípticas Irregulares Massa (M ) 10 9 a a a10 11 Diâmetro (kpc) Luminosidade (L ) 10 8 a a a10 9 População estelar Velha e jovem Velha Velha e jovem Tipo espectral A a K G a K A a F Gás Bastante Muito pouco Bastante Poeira Bastante Muito pouca Depende Cor Azulada no braços Amarelada/vermelha Azulada Amarelada no bojo
39 Metalicidade Observamos uma variação da abundância de metais em função do Cpo morfológico Também em função de magnitude absoluta (~massa)
40 Metalicidade Observamos uma variação da abundância de metais em função do Cpo morfológico Também em função de magnitude absoluta (~massa) A profundidade do poço potencial é crucial na capacidade de reter metais: Metais escapam galáxias com massas menores com maior facilidade que no caso de galáxias mais massivas. Isso explica a relação Massa- Metalicidade
41 Razão massa- luminosidade M/L é maior em galáxias de Cpo anterior (dominadas por populações estelares velhas: estrelas com luminosidades menores) M/L é menor em galáxias de Cpo tardio, com uma contribuição maior de pop jóvens
42 Funções de luminosidade Função de luminosidade de galáxias separadas por tipo (galáxias no campo) As funções de luminosidade (LF) dos Cpos principais de galáxias são diferentes As LFs das elípccas e das espirais são aproximadamente da forma de Gausianas As LFs das dirrs and des aumentam para as galáxias de luminosidades menores, aproximando a forma da função Schechter (mais sobre esta função numa próxima aula)
43 Tópicos (Parte I) 1. Revisão: Formação e Evolução Estelar 2. Introdução a ExtragalácCca 3. Propriedades Gerais das Galáxias 3.1. Morfologia das galáxias Sistemas de Classificação Propriedades AstroLsicas dos Tipos de Galáxias Correlações Lsicas (na escala absoluta) Propriedades em função do ambiente 3.2. Populações Estelares 3.3. Função de Luminosidade 4. Propriedades Gerais das Galáxias ElípCcas 5. Propriedades Gerais das Galáxias Espirais
44 Distribuição de Cpos morfológicos Desde a época de Hubble, sabe- se que as galáxias elípccas são mais abundantes em aglomerados (Hubble and Humason 1931) à Existe uma relação entre as propriedades das galáxias e o ambiente onde estas habitam
45 Distribuição de Cpos morfológicos Oemler+74: estudo de 15 aglomerados ricos em galáxias Classificação de aglomerados segundo: 1 Porcentagem de galáxias S/S0/E Oemler Oemler encontrou que a porcentagem de elípccas varia em função da forma do aglomerado, podendo chegar a 40% nos aglomerados mais esferoidais ou 15% naqueles de forma mais irregular.
46 Distribuição de Cpos morfológicos Oemler+74: estudo de 15 aglomerados ricos em galáxias Classificação de aglomerados segundo: 1 Porcentagem de galáxias S/S0/E 2 Presença de uma galáxia cd Oemler cd=elípcca gigante central, diferente das elípccas ordinárias; e.g., difusas, mais massivas, história de formação diferente... mais sobre isso depois... CD in Abell496 hvp://
47 Distribuição de Cpos morfológicos Oemler+74: estudo de 15 aglomerados ricos em galáxias Classificação de aglomerados segundo: 1 Porcentagem de galáxias S/S0/E 2 Presença de uma galáxia cd 3 Segregação espacial de Cpos de galáxias Oemler
48 Distribuição de Cpos morfológicos Oemler+74: estudo de 15 aglomerados ricos em galáxias Classificação de aglomerados segundo: 1 Porcentagem de galáxias S/S0/E 2 Presença de uma galáxia cd 3 Segregação espacial de Cpos de galáxias Oemler
49 Distribuição de Cpos morfológicos Efeito `Butcher- Oemler O qué mostra este gráfico? campo fração azul = fração de galáxias luminosas azuis associada com aglomerados densos Butcher & Oemler (1978) Ap J 219, 18
50 Distribuição de Cpos morfológicos Efeito `Butcher- Oemler Resultado de um estudo de >30 aglomerados em < z < 0.54: excesso de galáxias 0.2 azuis em relação à 0.1 população pica de aglomerados no 0 universo próximo -0.1 f B nova determinação do efeito, baseado em fotometria CCD de 44 aglomerados do catálogo de Abell. f B no campo Butcher & Oemler (1984) Ajuste de Butcher & Oemler (1984) Margoniner & de Carvalho (2000) Ajuste de Margoniner & de Carvalho (2000) z A fração azul associada com aglomerados densos aumenta significacvamente com redshiž Há uma evolução das galáxias em aglomerados num passado relacvamente próximo
51 Distribuição de Cpos morfológicos A fração azul É importante considerar onde no aglomerado a fração de galáxias azuis é medida. Dependência da fração de galáxias azuis com a distância ao centro do aglomerado <f B > a fração de galáxias azuis aumenta com a distância ao centro do aglomerado aglomerados com 0.16 < z < R (Mpc) Margoniner & de Carvalho, 2000
52 Distribuição de Cpos morfológicos O qué mostra este gráfico? FracCon of populacon A fração de espirais diminui a medida que a densidade local aumenta; a fração de S0s e Es aumenta. log (densidade projetada no céu, Mpc - 2 ) Dressler+80
53 Distribuição de Cpos morfológicos Relação raio- morfologia- densidade Dressler Dressler estudou 55 aglomerados ricos e 15 regiões de campo (>6000 galáxias): - a fração de galáxias de um dado Cpo morfológico está fortemente correlacionada com a densidade superficial local (Mpc - 2 ) em que as galáxias se encontram Esta relação pode ser lida como... o número de espirais diminui em direção ao centro dos aglomerados, enquanto o das elípccas aumenta Dressler+80
54 Distribuição de Cpos morfológicos Relação raio- morfologia- densidade Dressler Considerando aglomerados irregulares (menos ricos e estruturados), Dressler determinou que a correlação com raio não é tão forte à o efeito fundamental é a densidade local
55 Distribuição de Cpos morfológicos Função de Luminosidade (FL) Função de luminosidade de galáxias separadas por tipo em função do ambiente As diferenças em LFs de ambientes diferentes são principalmente devido às proporções diferentes de Cpos de galáxia (S/Irr/S0/E)
56 Segregação morfológica de galáxias em aglomerados Juntando o trabalho de Oemler+74 e a relação morfologia- densidade (Dressler+97): As propriedades das galáxias dependem tanto da estrutura do aglomerado como da posição da galáxia no aglomerado (devido à dependência na densidade). Aglomerados ricos e regulares: possuem uma fração de elípccas e lencculares elevada a fração de Es e S0s aumenta em direção ao centro Aglomerados pobres e/ou irregulares : apresentam uma fração elevada de espirais pouco/nenhum gradiente radial de população
57 Nature vs. Nurture o dilema Nature Galáxias de discntos Cpos nascem em ambientes diferentes: elas são intrínsicamente diferentes desde o começo (i.e., por natureza) Galáxias de Cpo anterior nascem em aglomerados Nurture Ambientes densos transformam espirais e irregulares em galáxias E/S0 via interações e remoção de gás. perda do gás pelo efeito de pressão de arraste (ram- pressure, em inglês). à Resulta na diminuição da acvidade de formação estelar nestas galáxias
58 Distribuição de Cpos morfológicos Evolução da Relação Morfologia- Densidade Considerando a abundância de S0s em aglomerados próximos transformação Sà S0 em aglomerados densos z~0 z~0.5 Dressler et al (1997) Ap J 490, 577
59 Gás em galáxias de aglomerados Atlas de Hα em Virgo HI (gás atómico) no aglomerado Coma Deformações da emissão do HI 29 00' K Declinação (B1950) 28 30' 28 00' IC K ' 13 h 00 m 12 h 58 m 12 h 56 m Ascensão reta (B1950) Bravo- Alfaro et al. (2000).
60 Tópicos (Parte I) 1. Revisão: Formação e Evolução Estelar 2. Introdução a ExtragalácCca 3. Propriedades Gerais das Galáxias 3.1. Morfologia das galáxias Sistemas de Classificação Propriedades AstroLsicas dos Tipos de Galáxias Correlações Lsicas: Propriedades em função do ambiente 3.2. Populações Estelares 3.3. Função de Luminosidade 4. Propriedades Gerais das Galáxias ElípCcas 5. Propriedades Gerais das Galáxias Espirais
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