Astronomia Galáctica Semestre:

Transcrição

1 Astronomia Galáctica Semestre: Sergio Scarano Jr 08/09/2016

2 Função de massa inicial (IMF) Formação estelar é um processo caótico que acontece em ambientes onde densidades e temperaturas que variam por ordens de magnitude. Assim que é improvável que tal processo marque particularmente alguma medida ou escala de energia. J = cte T ρ 3 / 2 1/ 2 Gigante Vermelha N baixa massa A IMF é uma quantidade fundamental para estudos de formação e evolução galáctica!!! Região HII Gigante Azul N baixa massa N alta massa =? A IMF especifica a distribuição de massa de uma população estelar recém formada. N alta massa

3 Quantas Estrelas São Formadas em Cada Faixa de Massas? Uma das relações importantes entre a componente gasosa e as estrelas é a conversão de uma na outra.

4 Função de Luminosidade A função de luminosidade Φ (M V ) descreve o número de estrelas de cada luminosidade que existem por pc 3. Nessa condição, a densidade de estrelas com magnitude absoluta em V entre M V e M V + M V é M V. Φ (M V ). Com os dados da Hipparcos é possível notar que nas proximidades solares a maior parte das estrelas são mais brilhantes que M V = 8, embora estrelas menos luminosas sejam mais comuns. Estrelas como o Sol (M V = 4.83) não seriam detectadas a um módulo da distância maior que 8 4,83 = 3,17 43 pc!

5 Função de Luminosidade: Número Calculando a função de luminosidade, com bins de 1 magnitude, usando a fórmula: número de estrelas com MV 1 / 2 < x < MV + 1 / 2 Φ( x ) = Volume V (M ) onde elas podem ser vistas max V L V, L V,sol , Φ(M V ) Número de Estrelas por 1000 pc 3 /mag número Φ(M V ) Luminosidade na Banda V (L V,Sol ) Magnitude Absoluta em V, M V Reid, Hawley, & Gizis (2002)

6 Função de Luminosidade: Luz Para luminosidade, as estrelas no intervalo M V e M V + M V contribuem com uma quantidade : Φ L ) = L M. Φ (M ( V V V V ) Maior parte do brilho vem das estrelas brilhantes (A e F da Sequência Principal e K, Gigantes) Estrelas raras luminosas com O e B da SP e Supergigantes contribuem com mais luz que estrelas menos brilhantes que o Sol. L V, L V,sol , Φ(M V ) Número de Estrelas por 1000 pc 3 /mag número Φ(M V ) Luminosidade na Banda V (L V,Sol ) L V Φ(M V ) luz Magnitude Absoluta em V, M V

7 Relação Massa-Luminosidade e Função de Potência Estudando sitemas binários: L L sol = sol α log (L/L sol ) α = M L log = α log L α = sol M sol Um índice α é reconhecido para cada intervalo de massa: α = 2: baixas massas; α = 4: massas intermediárias; α = 3: altas massas α = log (M /M sol ) +10 Assim: t t MS ~ / L = t sol * sol 1 α

8 Relação Massa-Luminosidade e Função de Potência Utilizandos diversos métodos de calibração, como as das variáveis eclipsantes e binárias astrométricas. Parte superior da Sequência Principal: llllll MM = 00, , MM VV + 11, , MM VV 33 Parte inferior da Sequência Principal: Reid, Hawley, & Gizis (2002) llllll MM = (00, , 8888MM VV + 77, MM VV , MM VV , MM VV 44 ) Delfosse et al. (2000)

9 Função de Luminosidade: Massa e Razão M/L Usando a relação massa luminosidade para cada intervalo de massa, considerando as faixas M V e M V + M V. Φ( ) = LV MV. Φ (MV ) Gigantes Vermelhas contribuem pouco para massa, visto que são menos massivas que estrelas de sequência principal de mesma luminosidade; Massas em anãs K e M são pouco brilhantes para serem detectadas além da Via Láctea. L V, L V,sol , Φ(M V ) Número de Estrelas por 1000 pc 3 /mag MΦ(M V ) massa número Φ(M V ) Luminosidade na Banda V (L V,Sol ) L V Φ(M V ) luz Para estrelas de SP: / L 1 Para todas as estrelas: / L 0, 74 Incluindo anãs brancas e meio interestelar: / L Magnitude Absoluta em V, M V

10 Função Inicial de Luminosidade Por meio de modelos de evolução estelar pode-se voltar função de luminosidade inicial, definindo-se a função de luminosidade inicial Ψ (M V ). Assumindo formação estelar uniforme e t gal = 10 G-anos): 3 n ú m e r o d e e s t r e l a s p o r p c p o r m a g Ψ( MV ) =. Φ MS (MV ) t Ψ( MV ) =. ΦMS (MV ) t gal MS L V, /L V,sol , número Φ(M V ) Para estrelas com tempo de vida t MS tempo t ga l da galáxia Para estrelas com tempo de vida t MS < tempo t ga l da galáxia Luminosidade na Banda V (L V,Sol ) Tempos de vida na SP: O: 10 6 anos, B: até 10 7, A: 10 8, G: 10 10, K: > Ψ (M V ) seria melhor observada em aglomerados abertos onde estrelas não tiveram tempo de evoluir muito. Φ (M V ): função de luminosidade atual Ψ (M V ). : função inicial de luminosidade Magnitude Absoluta em V, M V

11 Função de Massa Inicial e Lei de Potência A função de massa inicial pode ser investigada por meio de aglomerados, especialmente aglomerados abertos. Exemplo da Hyades: Exemplo M3 Exemplo Hyades

12 Função de Massa Inicial e Lei de Potência Exemplo da Hyades: N = Número de Estrelas Log(N) Intervalos de Massas

13 Função de Massa Inicial e Lei de Potência Tomando o logarítmo dos dois eixos, lembrando que não importa a calibração relativa da massa e do número total de estrelas: log(n/n total ) Bin (M/Msol) N log(m/msol) log(n/nt) llllll NN NN tttttttttt = yy = aaxx + bb αα llllll MM MM SSSSSS MM = 00, 77MM SSSSSS aa = αα Para Hyades: αα = 00, Função de massa : φφ(mm) MM MM SSSSSS αα MM = 22, 22MM SSSSSS log(m/m Sol )

14 Usando o SciDavis para Trabalhar com Histogramas Exemplo da Hyades:

15 Relação entre a Função de Luminosidade e de Massa Raramente conseguimos medir diretamente a massa de uma estrela, de modo o fazemos de forma indireta por meio sua massa, pois seja pela luminosidade, seja pela massa, havendo uma relação massa luminosidade fixa, a quantidade numérica de objetos deve ser o mesmo. dd NN(MM) MM αα ddmm onde N( ) é o número de estrelas de uma população específica, em um intervalo de massa entre e + d L V, L V,sol , Φ(M V ) Número de Estrelas por 1000 pc 3 /mag MΦ(M V ) massa φφ MM = ddmm ddmm ΦΦ 00[MM(MM)] MM αα onde Φ(M) é a função de luminosidade inical, e M( ) especifica a relação entre a massa e a magnitude absoluta das estrelas de um tipo apropriado Magnitude Absoluta em V, M V

16 Trabalhos Clássicos sobre a Função de Massa Inicial The Luminosity Function and Stellar Evolution (Salpeter 1955) The initial mass function and stellar birthrate in the solar neighborhood (MS79) The rate of star formation in normal disk galaxies (Kennicutt 83) The stellar initial mass function (Scalo86) The distribution of low-mass stars in the Galactic disc (KTG93) On the variation of the initial mass function (Kroupa01) Constraints on a Universal Stellar Initial Mass Function from Ultraviolet to Near-Infrared Galaxy Luminosity Densities (BG03) Galactic Stellar and Substellar Initial Mass Function (Chabrier03)

17 Função de Massa Inicial Salpeter (1955) Um modelo de função simples, uma lei de potência, é geralmente assumida. No trabalho clássico de Salpeter (1955) a IMF tem a forma: φφ MM MM 22,3333

18 Função de massa inicial Scalo (1986) Nela a função de luminosidade é dividida em intervalos de validade. Também introduz a idéia de que associações estelares em outras galáxias respeitam a mesma relação. φφ MM M 1,83 M 3,27 M 2,45, para M < 0,2 M Sol, para 1 M Sol < M < 10 M Sol, para M > 10 M Sol

19 Função de massa inicial Kroupa, Tout & Gilmore (1993) Trabalha especialmente bem com regimes de baixa massa. Indica evidências de uniformidades em sistemas diferentes. φφ MM M 1,2 M 2,2 M 4,5, para M < 0,5 M Sol, para 0,5 M Sol < M < 1 M Sol, para M > 1 M Sol

20 Indícios de Uniformidade da IMF em nossa Galáxia Grupo do Saito observou com o VVV aglomerados aberto do lado mais distante de onde se suspeitar estar a barra da nossa galáxia. d = 11 kpc M total = 2,8x10 3 M Sol 1,0 < idade < 5 M-anos

21 Problemas da Função de massa inicial (IMF) O problema da universalidade da IMF depende fortemente da precisão com o qual este é medido. Há a necessidade de dados fotométricos de boa qualidade, e uma precisa relação massaluminosidade; As incertezas ainda são significantes, principalmente nos extremos de baixa e alta massa; Observar estrelas de campo adiciona o problema da mistura de estrelas com idades e metalicidades diferentes;

22 Problemas da Função de Massa Inicial (IMF) em nossa Galáxia Na MW temos a oportunidade de medir a IMF em uma larga faixa de ambientes além da vizinhança solar, alcançando o bojo Galáctico e mesmo as Nuvens de Magalhães. Em aglomerados, a limitação vem do pequeno número de estrelas para uma dada massa, especialmente as mais massivas; e do problema da segregação de massa.

23 Problemas da Função de Massa Inicial (IMF) em outras Galáxias Em galáxias externas temos o problema da limitação à estrelas de alta massa (mais luminosas). Caso de M33 (Scarano, 2008):

24 Problemas ao Usar Aglomerados Abertos Tomando o logarítmo dos dois eixos, lembrando que não importa a calibração relativa da massa e do número total de estrelas: i. Aglomerados abertos são sujeitos à evaporação preferencial de estrelas de baixa massa devido à troca de energia em encontros estelares. Assim a função de massa para a maioria da dos aglomerados deve estar desviadas para estrelas mais brilhantes e massivas, sendo portanto não representativa de estrelas de baixa massa; ii. iii. iv. Estrelas de alta massa parecem ser bastante dispersas sobre o campo de alguns aglomerados, frequentemente se encontrando na região coronal. Isso pode causar subamostragem de objetos, de modo que os estudos da função de massa podem ser tendenciados aos aglomerados mais densos; A IMF pode poderia mudar de região para região na galáxia de acordo com a disponibilidade de material para formação de estrelas. Isso por que estrelas de alta massa requerem maior quantidade de material do que estrelas menos massivas. Se há ou não dependência da função de massa com a localização da galáxia, ou da massa inicial do aglomerado ainda é uma questão a ser investigada; Condições iniciais no aglomerado como alta ou baixa metalicidade, alta o baixa taxa de rotação e alta ou baixa frequência de binárias podem se combinar para influenciar a distribuição de magnitudes de estrelas na sequência principal dos aglomerados, provocando resultados espúrios na função de massa inicial. v. Estrelas de baixa massa demoram para entrar na Sequência Principal, alterando a aferição da luminosidade nessas faixas de massas; vi. Atmosferas de estrelas de baixa massa (consequentemente frias, possuem espectros complexos (TiO e H 2 0), sendo para massas inferiores que 0,3 massas solares completamente convectivas

25 Função de Massa Inicial e Ambiente Há evidências que a IMF difere de forma significante em ambientes altamente densos: nuvens moleculares gigantes, super aglomerados de estrelas e núcleos de galáxias externas.

26 Como Melhorar a Precisão da IMF? Fotometria de qualidade, idades e metalicidades em uma vasta variedade de ambientes Distâncias precisas através de paralaxe trigonométrica Relações massa-luminosidade precisas: grande número de medidas de binárias astrométricas além da vizinha solar, alcançando várias metalicidades Teoria de interiores estelares Estudos infravermelhos da parte interna do disco, bojo e centro da Galáxia Gaia, complementado pelo JASMINE VISTA, VST, SkyMapper, PanSTARRS APOGEE, VIMOS,...