Astronomia Galáctica Semestre:

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

2 Distribuição de Energia no Gás que Compõem o MI Além da energia de movimento das partículas, o modo como elas giram ou vibram contribuem com a energia total do sistemas:

3 Galáxias com Núcleo em Destaque no Rádio Em 1933 K. Jansky [Proc. IRE 21, 1387] descobriu que a Via Láctea emite ondas de rádio. Nasce a Radioastronomia. Por sua vez, em 1944 G. Reber [ApJ 100, 279] publica o primeiro mapa em rádio da nossa galáxia em 160 MHz, mostrando diversos máximo locais associados a fontes de rádio galáctica e extragaláctica Cas A Cyg A Radiotelescópio original Usado por G. Reber Sag A Plano Galáctico

4 Diferentes Mapas da Galáxia

5 Transições Hiperfinas: Hidrogênio Neutro (HI) Mesmo em estado neutro o hidrogênio pode ser detectado. O processo para determinar sua energia é equivalente aos estados rotacionais, exceto pelo fato de que o spin é dado por SS = ħ ss ss + 11 Polos alinhados (estado de energia maior) Polos opostos (estado de energia menor) Nível Superior Estado metaestável de 10 7 anos! ΔE Estrutura hiperfina Spin Nuclear Spin Eletrônico do Hidrogênio 1 s 5,9x10-6 ev 1420 MHz λ = 21 cm

6 Detecção do Hidrogênio Neutro Aquecido o hidrogênio neutro (HI) detectado via emissão de 21 cm (1420 MHz) do HI: transição entre os estados de spin no estado fundamental do átomo de H detecção: linha de emissão em 21 cm

7 Meio neutro quente (emissão em HI) Hidrogênio atômico neutro quente (HI) ocupa cerca de 30% do volume da ISM na Galáxia. VLBI 6/annurev.aa a Está localizado principalmente em regiões de fotodissociação no entorno de regiões HII e nuvens moleculares. Possui uma temperatura característica de ~8000K e densidade de ~0.5cm -3. É rastreado através da linha de emissão de 21 cm do HI.

8 Objetos Extragalácticos em DiversosComprimentos de Onda Multiwavelength M51 (image courtesty S. Vogel/UMD)

9 Objetos Extragalácticos em DiversosComprimentos de Onda Distributions of neutral gas, cold dust and radio continuum in M 31.

10 HI na Nossa Galáxia 2/spiral.html

11 HI na Nossa Galáxia: Escala de Altura A escala de altura do HI na vizinhança solar é de pc, menor que a escala de altura do disco fino (~300pc), porém aumenta em espessura para a região externa ao círculo solar (flared disc), como também ocorre com o disco estelar.

12 HI na Nossa Galáxia: Comparada com Componente Estelar A extensão radial do disco de gás deve ser maior que a do disco estelar, com R~25kpc, em comparação com R~14-15kpc para o disco estelar.

13 Identificação dos Limites da Galáxia com o VVV

14 Uso do Red Clump para Medida de Distâncias

15 Comparações de Tamanhos de Gás Neutro e Estrelas A extensão radial do disco de gás deve ser maior que a do disco estelar, com R~25kpc, em comparação com R~14-15kpc para o disco estelar.

16 Comparações de Tamanhos de Gás Neutro e Estrelas A extensão radial do disco de gás deve ser maior que a do disco estelar, com R~25kpc, em comparação com R~14-15kpc para o disco estelar.

17 Comparações de Tamanhos de Gás Neutro e Estrelas A extensão radial do disco de gás deve ser maior que a do disco estelar, com R~25kpc, em comparação com R~14-15kpc para o disco estelar.

18 Proporção de Gás e Poeira Poeira (1%): Grafite, carbono e silício Silicatos (PAH, hidrocarbonetos cíclicos aromáticos) Gás (99%): H (70%): Hidrogênio atômico neutro (HI), hidrogênio atômico ionizado (HII) e hidrogênio molecular (H2) He & metais (i.e., composição estelar)

19 Relação Gás e Poeira O conteúdo de gás e poeira da Galáxia está concentrado principalmente no disco fino, junto com a maioria das estrelas, e contribui com cerca de 20% da massa do disco.

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21 Função de Distribuição de Velocidades de Maxwell No equilíbrio termodinâmico, tal função mede a fração de partículas de massa m, com velocidades tridimensionais entre vv + ddvv. ff vv dddd = mm ee mmvv dddd Função de Distribuição de Velocidades de Maxwell vv pp = mm vv = 11/ ππππ vv rrrrrr = 11/ mm 11/22 Em todas as direções: fff vv dddd = 4444vv 22 mm ee mmvv dddd Função de distribuição energética de Maxwell- Boltzmann: FF(EE) = AAee EE kkkk Velocidade

22 Equação de Boltzmann Considerando a discretização da energia em níveis, um elemento X no estado de ionização r teria a seguinte as relações relativas de dois níveis de energia j e k no equilíbrio termodinâmico: nn jj XX rr nn kk XX rr = gg rrrr ee EE rrrr EE rrrr kkkk gg rrrr onde g rj e g rk são os pesos estatísticos dos níveis j e k e E rj e E rk a energia entre estes níveis. Fora do equilíbrio termodinâmico, define-se os coeficientes de desvio termodinâmico, de modo que: nn kk XX rr nn jj XX rr = bb kk gg rrrr ee EE rrrr EE rrrr kkkk, para: bb jj = nn jj XX rr bb jj gg rrrr nn jj XX rr e: bb kk = nn kk XX rr nn kk XX rr Assim, a densidade total de partículas no estado de ionização r é: nn XX rr = nn kk XX rr kk transições para nível superior = nn jj XX rr gg rrrr inv probabilidade à transição para um nível superior EE rrrr eekkkk gg rrrr kk ee EE rrrr kkkk inv a desocupção do nível superior

23 Função de Partição e Equação de Saha Interpreta-se a distribuição de energia num sistema pela função de partição, que para um átomo em estado de ionização r se escreve: ff XX rr = ff rr = gg rrrr ee EE rrrr kkkk kk Com isso pode se escrever a equação de Saha, que serve para exprimir a distribuição de átomos do elemento X nos diferentes estágios de ionização, dada pela generalização da equação de excitação de Boltzmann: nn XX rr+11 nn ee nn XX rr = ff rr+11ff ee ff rr onde f r e f r+1 é dada pela expressão acima e f e é a função de distribuição de partição de elétrons livres, que pode ser calculada utilizando a definição de comprimento de onda térmico de de Broglie λλ = hh pp e EE cccccc = pp

24 Pela equação de Schrodinger (notação independente do tempo): EEEE xx = ħ xx 22 ψψ xx +V(x) ψψ xx cuja solução geral para o caso da partícula presa na caixa pode ser escrita como: ψψ xx = AA ssssss kkkk + BB cccccc kkkk Pelas condições de contorno: Assim: ψψ 00 = AA ssssss 00 + BB cccccc 00 B = 0 Função tem que ter formato senoidal. ψψ LL = AA ssssss kkkk = 00 kk = nnnn/ll ħ 22 AA ssssss kkxx = xx22 AA ssssss kkkk = AAAA( kk) sseeee kkkk EE = ħ22 ππ LL22 nn22 Função de Partição e Equação de Saha, para um volume cúbico: 0 EE = ħ22 ππ LL 22 (nn xx 22 +nn yy 22 + nn zz 22 ) x(0)=0 x=l x(0)=0 x=l Condições de contorno: V(x) = ψψ xx = 0 0, 0 < x < L x < 0 x > L

25 Função de Partição e Equação de Saha Com isso, a função de partição F e fica: FF ee = gg ee ee ħ22 ππ 22 nn xx nn yy nn zz 2222LL 22(nn xx 22 +nn yy 22 +nn zz 22 )/kkkk Fazendo essa soma para cada pequeno intervalo dn i que permite múltiplos inteiros da frequência básica: FF ee = gg ee ddnn xx ee αα22 nn22 xx ddnn yy ee αα22 nn22 yy ddnnzz ee αα22 nn22 zz, onde αα 22 = ħ22 ππ como as integrais são iguais: FF ee = gg ee FF ee = gg ee αα ddnn ee αα22 nn ddxx ee xx ππ33 22 = gg ee 88αα LL 22 kkkk ππ33 22 LL 33 (22ππmmmmmm) FF ee = gg ee FF ħ 22 ππ 22 33/22 ee = gg ee 2222LL kkkk 33 hh22 ππ 22 33/22 ff ee = 22 22ππmmmmmm hh 22 44ππ 22 onde g e = 2 ao considerarmos a multiplicidade pelo spin. Assim, ao consideramos os primeiros termos, a equação de Saha fica: nn XX rr+11 nn ee nn XX rr = 22 22ππmmmmmm hh ggrr+11 gg rr ee ΔΔEE rr kkkk 33 22

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29 O Raio de Stromgren Uma estrela não pode ionizar uma quantidade ilimitada de gás. Devido a que as recombinações ocorrem o tempo todo, os fótons são continuamente absorvidos. O volume de gás que pode ser ionizado é aquele para o qual a taxa de recombinação é igual à taxa de produção de fotons ionizantes por parte da estrela. O raio correspondente a esse volume é chamado de raio de Stromgren R S, sendo: RR SS = /33 22/33 nn HH Em que α é o coeficiente de recombinação, N o número de fótons produzidos por segundo, por uma estrela com energia suficiente para ionizar o hidrogênio.

30 Alguns Objetos Presentes em Galáxias Espirais Diversos objetos podem ser utilizados para o estudo de galáxias espirais, mas na prática observacional as condições físicas dos objetos limita o que pode ser observado. Parâmetro Atmosferas Estelares Regiões HII Nebulosas Planetárias Restos de Supernovas População Velha e Nova Nova Velha Velha e Nova Temperatura [K] Densidade [cm -3 ] Dimensão [pc] Velocidade [km/s] * Massa [M sol ]

31 Meio ionizado quente (HII em emissão) Gás difuso com temperatura entre 6000K e 12000K, e densidade de ~0.1cm -3. Ocupa cerca do volume da 25% da ISM. Sendo primariamente fotoionizado, o que requer que cerca de 1/6 de todos os fótons ionizantes emitidos por estrelas o e B na Galáxia; Existe também evidência de ionização colisional acima do plano da Galáxia.

32 Meio ionizado quente (HII em emissão) Em baixa resolução a distribuição reproduz essencialmente a distribuição de gás neutro, porém é rica em estruturas, tanto em altas, como em baixas latitudes galácticas. Rastreado por emissão de Hα (λ6563) WISCONSIN H-ALPHA MAPPER

33 Meio ionizado quente: Exemplo do Survey do WHAM No meio Meio Ionizado Quente se encontram as regiões HII, fortemente associadas às nuvens moleculares e são marcadores clássicos de regiões de formação estelar, situadas principalmente sobre o disco fino. WHAM -- VTSS SHASSA

34 Gás em Emissão Próximo a Rho Ophiuchus

35 The H II region NGC 281 ( Pacman Nebula ) and young star cluster IC 1590.

36 An even older H II region: Rosette Nebula/NGC 2244.

37 Região de Formação Estelar. Pilares escuros (tromba de elefante) em M16 = NGC 6611.

38 A Nebulosa do Cone em Monoceros.

39 IC 1805 em Cassiopeia.

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41 Fragmentação da nuvem

42 Estágios de Fragmentação

43 Estágios de Fragmentação

44 Estágios de Fragmentação

45 Formação de Gerações Estelares

46 Fragmentação da nuvem

47 GMCs são clumpy (inomogêneas?) Clumps de tamanho ~0,1 parsec Clumps com massas de poucas M sol Fragmentação da nuvem As regiões mais densas são mais instáveis que as regiões menos densas. As regiões mais densas colapsam primeiro e mais rápido. Resultado: GMCs se fragmentam em núcleos densos, com massas comparáveis às massas estelares.

48 Sequência de Formação de Estrelas As nuvens moleculares (gigantes de H2) formam o material bruto para a formação estelar Estágios da Formação: Colapso da nuvem e fragmentação em clumps Formação da proto-estrela a partir dos clumps Início do equilíbrio hidrostático (escala de tempo de Kelvin- Helmholz) Início (ignição) da queima do Hidrogênio no núcleo e início do equilíbrio térmico

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50 Propelídeos Estelares Exemplos de propelídeos de estrelas em formação, que já limparam os entornos de gás e poeira.

51 Fragmentação da nuvem

52 Estrelas T Tauri A estrela T Tauri em si é uma estrela variável que está se contraindo para sequência principal, quando o hidrogênio passará a queimar de forma estável. Sua luz ilumina uma nebulosa de reflexão próxima. A característica de T Tauris como objetos de pré-sequência principal: Espectros com linhas de emissão; Perfíl P Cygni das linhas; Sinais de perda de massa pela velocidade do gás; light variability, nebulosity,

53 T Tauri Vistas no Infravermelho: Discos e Jatos

54 T Tauri: Estrutura dos Jatos Fluxos bipolares são limitados por uma região nebulosa de gás e poeira em volta do plano equatorial da estrela em contração. Jato polares podem interagir com esse gás e poeira em distâncias grandes, promovendo inteirações com ondas de choque e campos magnéticos que afetam significativamente o momento angular do sistema.

55 T Tauri e Objetos Herbig-Haro Estrutura gasosas nos jatos com altas velocidades, podem emitir, gerando os objetos Herbig-Haro.

56 Objetos Herbig-Haro

57 T Tauri e Objetos Herbig-Haro Herbig-Haro 11, exemplo exótico da classe.

58 More Herbig- Haro objects.

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60 Nebulosas Planetárias Assim como as regiões HII, as nebulosas planetárias são nuvens de gás ionizado por uma estrela central.