Astronomia Galáctica Semestre:

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1 Astronomia Galáctica Semestre: Sergio Scarano Jr 03/08/2016

2 Extinção Interestelar em Termos Matemáticos Fontes Sem meio interestelar: m M D 5 log 10 Absorção m M 5log( D) 5 Espalhamento Com meio interestelar: m M 5log( D) 5 A Extinção Interestelar (depende das bandas observadas)

3 As Cores Esperadas Teoricamente Considerando que a emissão depende exclusivamente da temperatura (corpo negro) é possível saber quais são as cores esperadas para um conjunto de filtros com transmissão conhecida.

4 Excesso de Cor em Termos Observacionais Determinando-se o tipo e a classe espectral de uma estrela pode-se saber sua cor real e compará-la com sua cor observada, definindo o conceito de excesso de cor E(B-V). M V m V V 5 log(d) 5 A V M B m B 5 log(d) 5 A B B Fazendo a diferença de M B M V = (B V) 0 e a identificando como a cor intrínseca. Podemos definir o excesso de cor como: E(B V ) (B V ) (B V ) 0 onde: E(B V ) A B A V Pode-se redigir E(B-V) como E B-V.

5 (U-B) 0 (U-B) 0 Diagrama Cor-Cor Como as cores são independentes da distância, comparar duas cores para um conjunto de objetos conhecidos permite comparar resultados observados com os esperados B0 B2 B3 B5 B8 A0 A3 A7 F0 F5 G0 G5 Observações do meio interestelar mostram que a razão entre absorção visual e o excesso de cor é praticamente constante: R V AV 3 E(B V ) Que em termos do excesso de cor se encontra empiricamente: 1 E(U E(B 0,72 B ) V ) 0, K0 K (B-V) E(U-B) E(B-V) Sequência de um aglomerado Calibrador não avermelhado 0 +1 (B-V) 0

6 Diagrama Cor-Cor:Aplicação Utiliza-se a técnica de slide fitting, em que uma curva característica (representativa do objeto que está sendo amostrado) e deslocada segundo a linha de avermelhamento observacional. E(U B ) 0, 72 E(B V ) 0,05 E(B V ) 2 (B-V) vs. (U-B) color-color diagram for stars in our photometric catalog with photometric errors lower than 0.05 mag in both (B-V) and (U-B). The reddening vector for the normal extinction law has been plotted in the bottom of the figure. The solid line is an empirical reddening-free ZAMS for dwarf stars, from Schmidt-Kaler (1982). The same ZAMS (dashed lines) has been displaced along the reddening line for three different amounts of reddening, 0.25, 0.52, and The approximate location of stars with spectral type O6, B5, and A0 is also indicated. The two crosses are used to indicate the position of WR38 and WR38a. See text for more details.

7 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. No plano galáctico a extinção na banda visual é cerca de 1.8 mag/kpc. Centro da Galáxia l b d (l,b) b E (B-V) = f(l,b,d,l) l = g(l,b,d).h(l) Amôres & Lépine (2005) ou Schlegel, Finkbeiner & Davis (1998) ou Burstein & Heiles (1982). (Para filtros Específicos) Fitzpatrick & Massa (1990, 1999). (Para cada comprimento de Onda) No centro galáctico pode ter extinção de 30 mag = passagem de 1 foton em no óptico

8 Aglomerados Globulares Grupos de estrelas formando um sistema físico o qual ao mesmo tempo é suficientemente numeroso para permitir estudos estatísticos Trumpler (1930) W Cen é o aglomerado mais brilhante da Galáxia, com ~10 6 estrelas brilhante mais brilhantes da Galáxia, que V~20. com ~106 Por outro lado, os aglomerados mais estrelas fracos contém mais brilhantes apenas ~10 que 3 estrelas. V~20. Por outro lado, os aglomerados mais fracos contém apenas ~103 estrelas. b a Recebem esse nome por ter distribuição aproximadamente esférica, embora a razão média entre eixo a/b = 0.93, sendo 5% mais alongados que 0,8.

9 Classificação de Trumpler (1930): Aglomerados Globulares Grau (ou classe) de concentração em algarismos romanos (I, II, III), números menores indicam maior concentração Tipo espectral do aglomerado (F3 a G5) (luz integrada)

10 Diagrama HR de Aglomerados Globulares Grupos de estrelas formando um sistema físico o qual ao mesmo tempo é suficientemente numeroso para permitir estudos estatísticos Trumpler (1930) M3 - (Aglomerado Globular)

11 Aglomerados globulares: Diagramas Cor-Magnitude Grandes idades ao utilizarmos o critério de ajuste de isócronas. Desconsiderando fatores como metalicidade, mesclas de populações, etc, pode-se estimar idades desses objetos de até 20 G-anos (maior que a idade do Universo!?!?!?!)

12 Aglomerados Globulares com o Topcat Exemplo de M3 comparado com as Hyades.

13 (U-B) Diagrama Cor-Cor de Diferentes Componentes Diferentes grupos estelares conhecidos teoricamente e pares de cores geram padrões de comparação distintos, mas independentes da distância K K K K (B-V)

14 Populações Estelares Múltiplas em Agl. Globulares O alargamento ou mesmo a separação de fases de evolução estelar podem indicar sobreposição de populações estelares. CMD for NGC 288 showing evidence of two populations, and models incorporating different metallicities, helium fraction, and age. The best fit model has an age difference of Δ Age = 1.5 Gyr. /lrr /fig_3.html

15 Movimento Próprio e Separação de Populações Espera-se que objetos que não pertençam ao aglomerado tenha uma distribuição de movimentos próprios distinta de objetos que não pertençam. NGC Top panels: propermotion diagrams in the core of the GC NGC From left to right: all measured sources (red crosses mark the location of 2 galaxies in the field); selected cluster members, selected Sgr dsph members, and field stars. Bottom panels: CMDs for all sources, GC members (black), Sgr dsph members (azure), and field stars (yellow).

16 Populações na Direção do Centro da Galáxia M56 é um aglomerado globular na direção do centro da Galáxia, sobrepondo populações estelares com as da nossa própria Galáxia.

17 Diagramas HR de Diferentes Aglomerados Estelares 3 x10 9 anos

18 Diagramas HR de Diferentes Aglomerados Globulares Faixa de Instabilidade

19 Localizações das RR-Lyraes no Diagrama HR Estão no mínimo do gap de Hertzprung, no Ramo Horizontal (HB)

20 Tipos de RR-Lyrae Magnitudes absolutas devem ser derivadas conhecendo-se as distâncias. Nenhuma paralaxe trigonométrica é conhecida para RR-Lyraes. Necessário conhecimentos cinemáticos

21 Fluxo Relativo As Variáveis RR-Lyrae Estrelas pouco massiva e associadas a Pop II. Curva de luz tem aspecto característico e períodos inferiores a um dia. A magnitude absoluta média é sempre: M 0,6 7 P = 0.6 dias RR-Lyrae D m 10 M Período [Dias] Limites: 1 Mpc (Telescópio Hubble)

22 Cefeidas nas Nuvens de Magalhães A relação Período-Luminosidade das Cefeidas, determianda por Henrietta Leavitt (1908) permitiu medir distâncias Galácticas e Extragalácticas. R SMC = 2.1 kpc Cefeidas classicas: plano galáctico WW Virginis: Aglomerdos globulares e afastadas do plano galáctico (distintas pela metalicidade)

23 Magnitude Henrietta Leavitt e Periodo Luminosidade de Cefeidas A relação Período-Luminosidade das Cefeidas, determianda por Henrietta Leavitt (1908) permitiu medir distâncias Galácticas e Extragalácticas Feast & Catchpole (1997 MNRAS.286L...1F) Cefeidas Clássicas -7-6 L/L sol RR-Lyrae M M Sol 2,5 log L L Sol M V =4,72-2,5.log ( L/L sol ) Período [dias] P 2 = 8 dias Tempo D 10 mm 5 5

24 Recalibrando Paralaxes Fotométrica Determinando a distância à Grande Nuvem de Magalhães: 1-) Utilizando Cefeidas em aglomerados para determinar o ponto zero da relação Período-Luminosidade; 2-) Ajustando a sequencia principal utilizando a ponta do ramo assintótico das gigantes ou do red clump; 3-) Utilizando outros métodos independentes: SN 1987A Isso leva à relação:

25 Catálogos de Aglomerados Globulares Usar o Topcat para abrir o catálogo de Harris (1997)

26 Aglomerados globulares Cerca de 160 aglomerados abertos na Galáxia. Antigos, idade entre 10 e 13 G-anos Variedade de perfis radiais de densidade Pouca ou nenhuma rotação, velocidade de dispersão maior no centro; M22 em JHKs Armandroff Distribuição bimodal de metalicidade [Fe/H] = 1.5 dex e [Fe/H] = 0.5 dex. Cinemática também distinta; Ricos em metal: confinados à z < 3 kpc, r<8 kpc, rotação significante (disco espesso) Pobres em metal: esfericamente distribuída até < 100 kpc do bojo

27 Aglomerados globulares: o Caso de 47 Tuc

28 A Contribuição de Shapley Shapley mapeou a distribuição 3D de aglomerados globulares no céu. Ele conhecia a distância a esses objetos (usando a relação P-L de Cefeidas...) Resultado: Uma distribuição isotrópica, centrada a ~10 kpc do sol! Shapley, 1917 Sol Sol Shapley, 1919

29 Distribuição de Aglomerados Globulares na Galáxia Verificou que sua distribuição no céu é assimétrica. Conclui que, se eles estiverem distribuídos isotropicamente em torno da Galáxia, o Sol não poderia estar no centro. Assim a Galáxia passaria a ser 5x maior que a de Kapten e seu centro 10kpc do Sol. Ausência de Aglomerados Globulares no plano da Galáxia seria efeito de extinção (zona de evitação )

30 Universo de Shapley Com medidas de distâncias de aglomerados globulares foi possível verificar que o Sol não estava no centro da Galáxia. Universo de Kaptein Universo de Shapley