Astronomia Galáctica Semestre:

Transcrição

1 Astronomia Galáctica Semestre: Sergio Scarano Jr 10/10/2016

2 Emissão em Raios Gama All-sky image, constructed from two years of observations by NASA's Fermi Gamma- ray Space Telescope, shows how the sky appears at energies greater than 1 billion electron volts (1 GeV).

3 Remanescentes de Supernovas Estes objetos são o resultado da interação entre o material ejetado na explosão de uma supernova e o meio interestelar.

4 Diferenças entre os Tipos de Supernovas DIFERENÇAS SNI SNII Hidrogênio no espectro Não Sim Origem Detonação Onde ocorrem Freqüência de evento Velocidade de gás ejetado Ritmo de diminuição do brilho Estrelas velhas de baixa massa acretando massa de companheira Instabilidade termonuclear pelo acumulo de massa acima da massa crítica Tanto em galáxias espirais quanto elípticas. Estrelas jovens com massa no núcleo superior a 8 M sol Colapso gravitacional do núcleo após exaustão do combustível Braço de galáxias espirais e em galáxias irregulares 1/100 anos 1/30 anos km/s 5000 km/s Depois do pico, uma fração de 0,1 mag/dia e depois ritmo constante de 0,014 mag/dia Semelhante ao da SNI, mas entre 40 e 100 dias depois do máximo ocorre uma queda de brilho de 0,1 mag/dia

5 Magnitude Absoluta Os Tipos de Supernovas Existem dois tipos principais de supernovas: Supernova Tipo I (SN1937e) Supernova Tipo II (SN1940b) Período [dias]

6 Distâncias por Meio de Supernovas Supernovas do Tipo Ia, por corresponderem a um evento explosivo associado a superação do limite de massa de Chandrasekhar, liberam a mesma quantidade de energia para o espaço, tendo portanto um brilho característico. -20 Banda V Observadas -20 M V 19,3 Banda V Curvas de Luz Corrigidas pela Escala de Tempo de decaimento da curva de luz M V -18 Calan/Tololo SNe Ia -18 D 10 m M Dias Dias Limites: 1000 Mpc (Telescópio Hubble)

7 Estrutura de uma Bolha de uma SN Vento de Rebote Frente de choque Vento Rápido Vento Lento Alargamento da cavidade aberta pelos ventos estelares Zona de compressão. Ela irradia eficientemente, resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular em 1M-anos Casca Fina do Impacto com Vento Lento

8 As Superbolhas Contribuição das SN Os ventos gerados por associações de estrelas O e B e suas explosões em supernova atuam conjuntamente na evolução de uma superbolha. Características: 1-) Supernovas injetam energia a uma taxa decrescente desde 3 Myr até 40 Myr; 2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursão no MI quando isoladas; 3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada cresce durante 1,5 Myr a atinge um raio de 50 pc; 4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9 vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc (no plano) e 300 pc (na direção vertical).

9 3500 al Evidências Observacionais de Super-Bubbles Geradas por Supernovas Algumas evidências de supebolhas em escala galáctica geradas por supenovas e bursts estelares: 3000 al Imagem óptica da Galáxia NGC3079 obtida por NASA/HST

10 As Superbolhas e as Fontes Galáticas O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo até o halo. No caminho ele se resfria, condensando-se em nuvens neutras e se precipitando balisticamente no plano galáctico. Fontes Chaminé s Nuvens de alta velocidade?

11 Abundância de Elementos em Relação ao Sol O Enriquecimento Químico Induzido por Supernovas As supernovas do Tipo I favorecem o enriquecimento químico do meio em elementos de massa atômica mais elevadas. As supernovas do Tipo II, por sua vez, em massas atômicas menores. Na região solar: Ni Ni C C O O Ne Na Mg Mg Al Si Si Si P S S P S Ar Ar Cl Cl Ar Cl K K Ca Ti Cr Cr V V Fe Mn Mn Co Fe Ni Co Ca Ca Sc Sc Número de Massa [uma] Ti Ti Cr Mn Tipo I Tipo II Tipo I + Tipo II Co Zn Zn Zn

12 Abundâncias e Metalicidades Abundância é uma grandeza que mede o quanto existe de um dado elemento em relação ao total de todos os elementos químicos. Metalicidade é a abundância dos elementos mais pesados que o He. Big Bang 50% dos metais Nucleosíntese quiescente e explosiva Nucleosíntese explosiva (captura de nêutrons) Espalação Adaptado de Anders & Grevesse (1989)

13 Outra Revolução na Observação Astronômica Tanto a invenção da fotografia quanto da espectroscopia revolucionaram o registro de informações astronômicas. Primeira foto: 1887, por Isaac Roberts Primeiros registros morfológicos, por Parsons 1880). William Huggins ( : ) Primeiras observações espectroscópicas de nebulosas (visuais!) Primeiros espectros fotográficos de estrelas: ~1910 (Fath, Wolf)

14 dy/sunlike_spectrum.gif Como conhecer melhor as estrelas da vizinhança? Estudo de estrelas do tipo G e F com ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscópicos.

15 Classes de elementos Elementos α: Formadas dentro de estrelas normais, mesmo em estrelas que possuíam inicialmente somente H e He. A partir do O Ne, Mg, Si, S, A, Ca, Na, Al Elementos do pico do Ferro: Número de massa 40 < A < 65: Sc, Ti, V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni, Cu Formados em núcleos quentes de estrelas durante sua evolução (Supernova Ia) Elementos s-processed Massa atômica maior que o Ferro (A=55,8): Sr, Y, Ba, La, Ce, Pr, Pb, Bi s de slow, ocorre em estrelas evoluídas no AGB? (asymptotic giant branch) Elementos r-processed Se, Br, Kr, Te, I, Os, Ir, Pt r de rapid, core-collapse Sne (estrelas massivas)

16 Como conhecer melhor as estrelas da vizinhança? Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscópicos. Correspondência entre abundâncias Entre idade e abundâncias, etc

17 [Fe/H] Relação entre Cor e Metalicidade Relação entre a cor e a metalicidade dos aglomerados abertos mais bem explorados na literatura (Mihalas & Binney, 1981). O excesso de ultravioleta (U-V) e a abundância de ferro correspondem aos valores médios para as estrelas apropriadamente escolhidas nestes aglomerados Hyades 0.1 NGC NGC5822 NGC0188 NGC2360 NGC2682 NGC NGC7052 NGC NGC NGC2243 NGC (U-V)

18 Populações Estelares O estudo dos aglomerados estelares permitiu que se estabelecesse os dois tipos de populações estelares. Observando Andrômeda no Mount Wilson Telescope encontrou correlações com o que era observado em nossa galáxia. População I: são jovens, azuis e ricas em metais (concentradas no disco) População II: são mais velhas e pobres em metais. (em todas as direções mas concentradas no bojo) Esse estudo se consolida quando ademais das metalicidades forem consideradas as velocidades dos objetos Baade (1944) População III: população com abundâncias originais.

19 Número de Estrelas O que Ocorre em Nossa Galáxia em Termos Dinâmicos Em nossa galáxia, por sua vez, é possível medir movimentos próprios e a velocidade radial, o que nos fornece o vetor de velocidade tridimensional. Coordenadas Gálácticas: Movimento sistemático de objetos ultrapassados pelo Sol: Sartori, Lepine & Dias (2003) Velocidade Kapteyn havia descoberto a primeira evidência da rotação galáctica: medindo a paralaxe verifica que o movimento das estrelas próximas é mais ou menos ordenado. Dispersão de Velocidades Número de Objetos v 1 v 2 v 3 v 4 v 5 v 6 v 7 v 8 v 9 v 10 v 11 v 12 Velocidades

20 Dispersão de Velocidades Desconhecido o movimento próprio, o melhor que se pode supor com as velocidades radiais observadas é que elas se espalham com igual probabilidade no espaço. v 2 = v x 2 + v y 2 + v z 2 = σ x 2 + σ y 2 + σ z 2 Se a distribuição de velocidades é isotrópica: σ x 2 = σ y 2 = σ z 2 = σ 2 Então: v 2 = 3σ 2 Sistemas oblatos: σ x = σ y > σ z σ: dispersão de velocidades unidimensional- temperatura do gás de estrelas Consequentemente, a forma do sistema estelar depende de sua dispersão de velocidades: Sistema prolatos: σ x = σ y < σ z Sistemas triaxiais: σ x σ y σ z

21 Relação Idade/Metalicidade e Cor/Metalicidade Estudando as metalicidades e as idades de aglomerados globulares é possível estabelecer uma relação entre idade e metalicidade. Forbes, Duncan A. et al. Mon.Not.Roy.Astron.Soc. 404 (2010) 1203 Blakeslee, John P. et al. Astrophys.J. 710 (2010)

22 Metalicidades e Idades e Metalicidades e Velocidades Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscópicos. Correspondência entre abundâncias entre idade e abundâncias, etc

23 Relações Idade, Metalicidade e Dinâmica Estelar Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscópicos. Correspondência entre abundâncias entre idade e abundâncias, etc

24 O que Ocorre em Nossa Galáxia Lindblad e Oort identificaram as mudanças nas direções dos vetores velocidades para raios menores e maiores do que o solar como uma conseqüência da rotação do Sol em torno da galáxia. Baade associou os tipos de estrelas à sua cinemática (população I e II) observando outras galáxias. População II (Disco) Carney in Lépine (2008) Menor dispersão de velocidades no disco Movimento ordenado no Disco Associado a Curva de Rotação População I (Bojo) Menos metais Mais velho Mais vermelho Mais metais Mais novo Mais azul

25 Escala de Altura e Disco Fino e Espesso Segundo Bahcall e Sonera (1980) estrelas jovens (círculos preenchidos), se encontram em um disco mais próximas do plano médio, enquanto estrelas mas velhas (círculos abertos) se encontram mais afastadas da mesma referência.