Astronomia Galáctica Semestre:

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Ágatha Lancastre Godoi
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1 Astronomia Galáctica Semestre: Sergio Scarano Jr 27/8/216

Estimando a Extinção Por Meio dos Aglomerados Pelas observações de Trumpler era possível estimar a extinção. Distância pelo Diâmetro Angular log(d/d'), D = Diâmetro Real.2.15.1.5. -.5 -.1..5 1. 1.5 2.

2 Estimando a Extinção Por Meio dos Aglomerados Pelas observações de Trumpler era possível estimar a extinção. Distância pelo Diâmetro Angular log(d/d'), D = Diâmetro Real r [kpc] AA λλ = aa rr Trumpler obteve a =,79 mag/kpc. Distância pela Fotometria Hoje sabemos que esse valor é aproximadamente 2 magnitudes/kpc, por ser dependente da profundidade óptica (que depende da distância) o valor depende da direção e observação.

estrelas de mesma classe espectral, uma numa região clara (ou

3 Extinção pelo Método de Pares Classicamente, a curva de extinção interstelar é medida pela comparação de pares de espectros de estrelas de mesma classe espectral, uma numa região clara (ou janela) e outra com extinção por poeira ao longo da linha de visada.

4 Extinção pelo Método de Pares Compara-se as extinções de duas estrelas para as quais se conhece, por meio de seus espectros, sua classe espectral, e que uma não sofre efeito de extinção e outra sofre. zeta (ζ) Ophiuchi (O.5I) AA λλ = log 1111 II II ee ττ λλ = 11. ττ λλ F( λ )/F(24Å) ζ) Oph μ Col λ [Å] mu (μ) Columbae (O.5n)

25 B6-9 H α ] Fluxo [ erg/cm 2 /s/å 2 15 1 5 [OII] H δ H ε HeI H η K G5-8 H δ H γ H γ BandaG H γ [OIII] H β H β H β CaFe Mg Na Na [HeI]

5 Transmissão de Diferentes Filtros Comparada com a Emissão de Diferentes Objetos A classificação de diferentes objetos passa a ser possível pelo registro do comportamento da emissão em diferentes faixas de comprimento de onda. 25 B6-9 H α ] Fluxo [ erg/cm 2 /s/å [OII] H δ H ε HeI H η K G5-8 H δ H γ H γ BandaG H γ [OIII] H β H β H β CaFe Mg Na Na [HeI] [NII] [NII] [SII] H α H α [ArIII] [HeI] Região Fotoionizada CaII CaII [SIII] [SIII] Transmissão U B g' R r' H α I Comprimento de Onda [Å]

6 Cores em Função da Classe de Luminosidade Por Strand (1963)

Quando não se Conhece a Espectroscopia Define-se o parâmetro Q, que é basicamente independente do avermelhamento e depende somente do tipo espectral. -1.2 A linha de avermelhamento é: -1.

7 Quando não se Conhece a Espectroscopia Define-se o parâmetro Q, que é basicamente independente do avermelhamento e depende somente do tipo espectral A linha de avermelhamento é: -1. E(U B ), 72 E(B ) +,5 E(B ) 2 (U-B) sendo que o segundo termo dessa expressão é desprezível, e consequência da mudança do avermelhamento dentro dos comprimentos de onda de cada filtro: E(U B ) Q (U B ) E(B ) Definindo Q: (B ) = ( U B ), 72 E(B ) Q quase independe da classe espectral (B-) Pode se derivar as classes espectrais de estrelas do tipo O a B9 (a partir de A não univoco)

8 Unicidade da Relação entre Cor e o Parâmetro Q

9 Independência do Parâmetro Q com o Avermelhamento Lembrando que: E(B ) = (B ) (B ) E(U B ) = (U B ) (U B ) Como E(U B ) = (U B ) + E(U B ) [(B ) + E(B )] E(B ) Q Q = (U B ) E(U B ) (B E(B ) ) Q = Q Assim, para estrelas que são muito fracas para classificação espectral, pode-se fazer a seguinte aproximação: ( B ) =.332Q

10 O Parâmetro R imos então que observacionalmente a razão entre a extinção e o excesso de cor se mantém constante para uma dada banda fotométrica: R = E A ( B ) sendo por definição: E( B ) = A B A Mas como: AB = 1. 86τ B τ B = k B N( x ) e A = 1. 86τ τ = N( x ) k Então: R = E A = ( B ) ( τ τ ) ( k k ) B τ = B k Com isso, ao se determinar R, ou R em qualquer comprimento de onda, se pode observar o excesso de cor e assim determinar-se a exitinção em qualquer comprimento de onda (assumindo que o material interestelar caracterizado por k é igual em qualquer parte)

11 Curva de Extinção para Nossa Galáxia Função para dar extinção A λ em qualquer comprimento de onda. Com essa curva define-se o nível de absorção na extrapolação do Infravermelho (λ tende a infinito) λ [ Å ] Fitzpatrick, 1999 Cardelli et al., 1989 U H δ B H γ H β A v H α Nível de absorção -1 E(X-) 1 2 E(B-) R I J H K L M 3 u v b y / λ [ µ m -1 ]

12 R(λ) = A(λ)/E(B-) é usada para transformar o excesso de cor em uma extinção em magnitudes Razão entre extinção total e seletiva útil para estimar extinção: A() R() = A()/E(B-) = R valores de R : nuvens difusas: 3.1 nuvens moleculares: 4 5 valores altos de R estão relacionados a ambientes com grãos maiores que o típico no meio interestelar (MI). Determinação de R: Observando estrelas em aglomerados, que por estarem a uma mesma distância tem mesmo M. Faz-se o ajuste de (- M) vs. E(B-) e obtém-se o coeficiente angular: M = C + A = C + R E(B )

13 Curva de extinção Uma maneira comum de expressar a dependência espectral da extinção é através do excesso de cor: E( λ ) E( B ) No visível a extinção segue uma lei grosseiramente proporcional a l -1 (tamanhos dos grãos ~ l) corcova no U (2175 Å) Argumentos de abundâncias levam a algum composto de carbono: grafite? forma da extinção depende do tamanho e composição dos grãos

A ( λ1 ) ( λ ) F F = 2,5 log log F 2 F λ1 λ2 λ2 ( λ ) 1 ( ) B R = A E( B ) = 3 Grafite

14 Extinção Interestelar em Função do Comprimento de Onda Representando as extinções em um dado comprimento de onda pela letra A e um índice representando o comprimento de onda: A A ( λ1 ) ( λ ) F F = 2,5 log log F 2 F λ1 λ2 λ2 ( λ ) 1 ( ) B R = A E( B ) = 3 Grafite ou hidrocarbonetos policíclicos aromáticos (PAH) A = 1 mag/kpc ermelho Azul Seaton (1979)

15 Determinação do Avermelhamento A luz proveniente de um objeto extragaláctico sofre o efeito de avermelhamento devido a seu próprio meio interestelar e ao da nossa Galáxia. A auto absorção é avaliada pela razão de linhas de recombinação. 1 6 I λ [ erg/cm 2 /s/å ] [H δ ] [H γ ] [H β ] H α λ [Å]

16 Aproximação da Curva de Extinção por um Polinômio Usando um ajuste polinomial para determinar uma função que forneça uma relação entre f e o comprimento de onda λ.

Utilização da Razão das Linhas de Balmer Segundo Osterbrock (1989): Lembrar que aqui convertemos a exponencial em potência de 1 sendo f(λ) f(hβ) a aplicação da expressão ajustada no ajuste

17 Utilização da Razão das Linhas de Balmer Segundo Osterbrock (1989): Lembrar que aqui convertemos a exponencial em potência de 1 sendo f(λ) f(hβ) a aplicação da expressão ajustada no ajuste anterior e c =.434 C. Com as razões das linhas de Balmer, obtem-se C, o coeficiente de extinção, como: C = I 1 log.434 [ f ( λ) f ( Hβ )] I Curva de Extinção λ λ I I Hβ Hβ Razão Observada Razão Intrínseca

18 Razões Intrínsecas Usualmente são utilizados os valores de Osterbrock (1989):

19 Lei de Avermelhamento para Nossa Galáxia (e Outras?) Na região óptica, onde são avaliadas as principais linhas para determinação da abundância do O, a lei de avermelhamento para nossa galáxia é muito semelhante a de outras galáxias já estudadas (LMC e SMC). λ [ Å ] SMC (Gordon, 23) LMC (Gordon, 23) Fitzpatrick, 1999 Cardelli et al., 1989 U H δ B H γ H β H α A ( λ ) /E(B-) R I J H K L M I ( λ ) -I ( H β ) 6 u v.6 y b / λ [ µ m -1 ]

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