Astrofísica Extragaláctica! Karín Menéndez-Delmestre! Observatório do Valongo!

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1 Astrofísica Extragaláctica Karín Menéndez-Delmestre Observatório do Valongo

2 ApresentaçãoGeral Nãocheguetarde 15minutosdetolerância Asregrasdojogo Desligueoscelularesnasaladeaula Anotaçõesserãodisponibilizadas suasprópriasanotações. confirmaraleituradetextosassignados revisarconteúdodeaulas(ouminutos)anteriores

3 Ementa "#$%#&'#()*Astrofísica Extragaláctica (OVL702/OVL505) +,-.-#,*/ ) 0$)')12/3456 ) 0$)') ) 0$)') /: 3,(=)=,*EFGH)$=-,I?A-JIK- LBK$#=B0)-M?#D,GB)(,=)NOB$G))?')4*:==&*>>?$B-$I,K$I%)-(B;#B$%#B(%BIBG?>EFG><B)%:#(;>PQ;)' Descrição*Geral: Nestadisciplinavisamosapresentarostemasmaisrelevantesnoestudode galáxias,incluindoosseuscomponentesbásicos(estrelas,gás,poeira,matéria escura),adiversidadeempropriedadespresenteemgaláxiasdouniverso local(morfologia,dinâmica,taxasdeformaçãoestelar,aqvidadenuclear)eas evidênciasobservacionaisarespeitodaformaçãoeevoluçãonouniverso distante(evoluçãosecular,efeitodoambientenaevoluçãodegaláxiasem grupos/aglomerados).

4 Ementa 9301(/"&*(&:;".3"4568& A avaliação será diferenciada entre os alunos de graduação (inscritos em OV505) e os alunos de pósgraduação (inscritos em OV702). A composição das provas e a exigência no trabalho de pesquisa refletirá estas diferenças. & OVL505 (graduação) OVL S <-)K)':,P$%-#=,&)-)B(=-B;)- /2S <-)K)':,P$%-#=,&)-)B(=-B;)- /2S 7&-B$B(=)NT,U-)' /2S 7&-B$B(=)NT,U-)' /RS 7=#D#G)GBGB3)F&, 12S 7=#D#G)GBGB3)F&, 1RS & Apresentação*Oral Aproximadamenteacada3semanasteremosumaauladedicadaprincipalmentea2 semináriosapresentadospor2alunos;geralmenteresumindoediscuqndoumarqgo derevisão(review)eumarqgomaisespecializado.osalunosresponsáveispela apresentaçãoserãodefinidosnahora,oquerequerpreparaçãopréviadetodosos alunos.aluno/aquenãoseapresentaparaaauladosemináriolevará automaqcamenteum"0"nosemináriodessedia(independentementedeseoseu nomeéselecionadoounão). *

5 Ementa 9301(/"&*(&:;".3"4568& A avaliação será diferenciada entre os alunos de graduação (inscritos em OV505) e os alunos de pósgraduação (inscritos em OV702). A composição das provas e a exigência no trabalho de pesquisa refletirá estas diferenças. & OVL505 (graduação) OVL S <-)K)':,P$%-#=,&)-)B(=-B;)- /2S <-)K)':,P$%-#=,&)-)B(=-B;)- /2S 7&-B$B(=)NT,U-)' /2S 7&-B$B(=)NT,U-)' /RS 7=#D#G)GBGB3)F&, 12S 7=#D#G)GBGB3)F&, 1RS & Projeto*de*Literatura*(entregafinal:06/06/2014)Umtrabalhode~6@8páginassobre umdostemaspropostos(tópicossugeridos,aseremdefinidos).aideiadeste trabalhoéfazerumapesquisaextensadaliteraturaclássicaecontemporâneasobreo tema,combaseemarqgospublicadosemperiódicosdeastronomiaelivrosdetexto. Otrabalhoescritoprecisaserauto@explicaQvo;aindaque~6@8páginasnãosejam suficientesparaoferecerumadescriçãocompletaeabsolutasobreotema,é importantecobriroessencialsemdeixarburacoscríqcos.incluaumadiscussãosobre adireçãoqueotemaseguiránospróximosanosequaissãoosavanços observacionaise/outeóricosnecessáriosparaasseguraresseprogresso.

6 Ementa :>."08&/8>2/>/216V11>28>/216& "#$%&'%(%)*%+,&$-./)* WX"A,-)G,&)#$*129/1GBF)-N,0)?')$$B-T,-B&,$=)$(,$BFB$=-B4 &

7 Ementa & A3B.36C#"D3"& A bibliografia é extensa, composta de livros-texto disponíveis na biblioteca para consulta. Oferecerei com frequência dicas explícitas sobre os capítulos específicos que complementam as aulas, mas a leitura suplementar é altamente recomendada. Algumas referências são as seguintes: 1) Galactic Dynamics, 1987, Binney, J., Tremaine. S., Princeton. 2) Galactic Astronomy - J. Binney & M. Merrifield, Princeton University Press, 1998; 3) Galaxies in the Universe: An Introduction (2a edição), Sparke, L. S., Galagher, J.S., Cambridge 4) University Press, ) Galaxy Formation - M.S. Longair, Springer Verlag, 1998; 6) Astrophysics II: Interstellar Matter and Galaxies - R. Bowers & T. Deeming, 1984; 7) Extragalactic Astronomy and Cosmology An Introduction - P. Shneider, Springer, ) An Introduction to Active Galactic Nuclei - B. M. Peterson, Cambridge University Press, ) Theoretical Astrophysics (Vol. III): Galaxies and Cosmology - T. Padmanabhan, Cambridge University Press, ) Cosmological Inflation and Large-Scale Structure - A. R. Liddle and D. H. Lyth, Cambridge University Press, ) Dynamics of Galaxies G. Bertin, Cambridge University Press, ) An Introduction to Modern Astrophysics B. W. Carroll and D. A. Ostlie, Addison-Wesley Publishing Company, 1996 (1 a edição) 13) Artigos especializados

8 Tópicos 1. Revisão:FormaçãoeEvoluçãoEstelar 2. IntroduçãoaExtragalácQca 2.1.Contextohistórico 2.2.ViaLáctea 2.3.ConceitosBásicosemAstronomiaExtragalácQca

9 I.Revisão:EvoluçãoEstelar EvoluçãoEstelar Caroll&Ostlie,An+Introduc2on+to+Modern+Astrophysics+ (capítulos12,13)

10 Colapsoefragmentaçãodanúvem Balançoentreforçadagravidadeea forçaexercidapelapressãodogás. Colapsodeuma núvemdegás QuebradoequilibriohidrostáQco molecular colapsohomólogodanúvem Fragmentaçãodanúvememnódulos menores Fragmentação MassaJeans~ T 3/2 ρ 12 Considerandoqueocolapsoé isotermal,subregiõesdanuvem saqsfazemindependientementeo requerimentodemassajeans Nãoad+infinitum,jáqueomaterialpassaasetornaropaco,aradiação nãoétransportadaeficientementeet",portantom J "

11 Colapsoefragmentaçãodanúvem Balançoentreforçadagravidadeea forçaexercidapelapressãodogás. Colapsodeuma núvemdegás QuebradoequilibriohidrostáQco molecular colapsohomólogodanúvem Fragmentaçãodanúvememnódulos menores Fragmentação estabelecerequilibrio Protoestrelas

12 Fase2(SP) SequênciaPrincipal: Queimadehidrogênio Asestrelaspassamamaiorparteda vida (~90%)nestafase FusãodeHproduzumnúcleo dehequecresceemmassano centrodasestrelas ASequênciaPrincipaltermina quandohacabanonúcleo.

13 SaídadaSequênciaPrincipal: FaseGigante FusãodeHenocentro,fusãode HconQnua,masnumacamada foradonúcleo. FaseGigante Perdidasimportantesde massaatravésdeventos estelares.

14 SaídadaSequênciaPrincipal: FaseGigante FusãodeHenocentro,fusãode HconQnua,masnumacamada foradonúcleo. FaseGigante Perdidasimportantesde massaatravesdeventos estelares. M estelar <8M sol : Ejeçãodascamadasexternas daestrelanebulosas Planetárias Remanescenteestelar= anã branca

15 SaídadaSequênciaPrincipal: M estelar >8M sol : QuandoHeacabanocentro fusãodeelementosmais pesadosestruturade camadas,qpocebola fusãodeh,heconqnua,mas emcamadasaforadonúcleo. Nota: FaseAGB=ciclodefusão intermitentenascamadasdehe HeeosflashesnascamadasdeHe inestabilidadesproduzem pulsaçõeseml,t,r

16 M<0.08M Sol 0.08 M sol < M ZAMS < 90 M sol M> M Sol T não aumeta o suficiente, protoestrela não chega à SP Fase Subgigante SP M>5 M Sol Inestável: luminosidade radiativa leva a pérdidas em massa importantes Gigante Vermelha M<8M Sol M>8 M Sol Pérdidada camada externa (ventos estelares) nebula planetária Gigante Vermelha AGB Anãs Brancas Fusão não continua depois de He M ZAMS <25M Sol Gigante Vermelha AGB Supernova Tipo II Fusão continua: C, O, Si núcleo de 56 Fe colapso M ZAMS >25M Sol Estrela Neutron Buraco Negro

17 Atrajetória+evolu2va+da EstrelanodiagramaHR dependedesuamassa Estrelas de baixa massa (M<10 M Sol ) GiganteVermelha Estrelas de alta massa (M> 10M Sol ) Supernova SuperGigante anã branca SP Protoestrela Núvem SP Protoestrela Núvem Asestrelasmaismassivas evoluemmaisrápido: passamdaspàregiãode gigantesmuitorápido brechadeherzsprung

18 Classificaçãoespectraldasestrelas OhBeAFineGuy/Gal,KissMe fluxo ( ) / fluxo (5556 Å) M5V K5V G5V F5V A5V A0V B8V V (Å) Pickles (1998).

19 Populaçãoestelarsimples Definiçãodeumapopulação+estelar+simples grupodeestrelascomumaidadeecomposiçãoespecífica Umagaláxiaestácompostadeváriaspopulaçõesestelares nãotemosacessoascoresdasestrelasindividuaisnãopodemos diretamente inferiracomposiçãoouhistóriadeformaçãoestelar Comparamosadistribuiçãodeenergiaespectral(SED,oespectro integrado ) dagaláxiacomumasíntesedemúlqplaspopulaçõesestelaressimplesisso nospermiteestabelecer,aprincípio,acomposiçãoehistóriadeformação estelardeumagaláxia.

20 AglomeradosEstelares NASA Umbomexemplodeumapopulaçãosimples: Ocolapso(esobretudoafragmentação)deumanuvemmolecularlevaà Idadeecomposiçãoúnica todasasestrelasestãoaproximadamenteaumamesmadistânciadenós DoisQpos Pleiades Aglomeradosglobulares Aglomeradosabertos M55 HST D~115kpc

21 AglomeradosEstelares Umbomexemplodeumapopulaçãosimples: Ocolapso(esobretudoafragmentação)deumanuvemmolecularlevaà Idadeecomposiçãoúnica todasasestrelasestãoaproximadamenteaumamesmadistânciadenós DoisQpos Aglomeradosglobulares M55 >várioscentenasdemilharesde estrelas Formaramfazmuitotempo,quando avialácteaerajovem: Primeirasgeraçõesestelares metalicidadebaixa PopulaçãoII

22 AglomeradosEstelares Jóvens Depoisdeváriasgeraçõesestelares metalicidadesmaiores PopulaçãoI NASA Umbomexemplodeumapopulaçãosimples: Ocolapso(esobretudoafragmentação)deumanuvemmolecularlevaà Idadeecomposiçãoúnica todasasestrelasestãoaproximadamenteaumamesmadistânciadenós DoisQpos: Pleiades Aglomeradosglobulares Aglomeradosabertos HST D~115kpc

23 AglomeradosEstelares diagramahr DoisQpos(globulares,abertos)históriasdeformaçãodiferentes CadapontonodiagramaHR representaaluminosidade/ temperatura(oucôr/magnitude)atual+ deumaestrelanoaglomerado. Lembrandoque Aevoluçãodecadaestreladependede suamassa;eque umaglomeradoestelarcontémuma distribuiçãoemmassas(imf=ini2al+ mass+func2on) Idadedoaglomerado= tempo nasp dasestrelassaindodamesma( sequenceturnoff ) Podemoscompararasidadesdeaglomeradosdiferentes 47 Tuc