Astronomia Galáctica Semestre:

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1 Astronomia Galáctica Semestre: Sergio Scarano Jr 27/08/2016

2 Lei de Extinção para Nossa Galáxia (e Outras?) Acredita-se que a lei de extinção f(λ) possa ser Universal, mostrando-se muito semelhante a de outras galáxias próxima já estudadas (LMC, Grande Nuvem de Magalhães e SMC, Pequena Nuvem e Magalhães). λ [ Å ] A ( λ ) /E(B-V) SMC (Gordon, 2003) LMC (Gordon, 2003) Fitzpatrick, 1999 Cardelli et al., 1989 U H δ B H γ H β V H α R I τ λ J = C f ( λ ) Iλ Iλ, 0 = e H K τ λ L M I ( λ ) -I ( H β ) 6 u v 0.6 y b / λ [ µ m -1 ]

3 A Extinção Se a curva de extinção interestelar é realmente universal, então irá existir uma relação simples entre a extinção seletiva EE(BB VV) e a extinção total em um determinado comprimento de onda (usualmenteaavvou AABB) R V = AV E(B V ) RR VV = 3,1 tipicamente para um ISM difusa RR VV = 5,0 típico de nuvens moleculares densas

4 Distribuição Espacial da Nuvens de Poeira Locais no Plano Galáctico Klare & Neckel (1980).

5 Determinação da Extinção por Meio dos Espectros A extinção, ao afetar comprimentos de ondas distintos, refletem seu efeito nos espectros não apenas de estrelas, mas do gás, promovendo um decrescimento da razão das linhas de Balmer em relação ao esperado I λ [ erg/cm 2 /s/å ] [H δ ] [H γ ] [H β ] H α λ [Å]

6 Razões Intrínsecas Valores esperados são derivados a partir da Mecânica Quântica. Segundo Osterbrock (1989):

7 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.

8 Utilização da Razão das Linhas de Balmer Pela extinção da luz em cada comprimento de onda ao percorrer um material com certa profundidade óptica: II λλ II HHββ = II λλ,00 II HHββ,00 ee ττ λλ ττ HHHH sendo f(λ) f(hβ) a aplicação da expressão ajustada pela função de extinção, e c = C. C II λλ II HHββ = II λλ,00 II HHββ, cc[ff(λλ) ff(hhhh)] I 1 = log [ f ( λ) f ( Hβ )] I Curva de Extinção λ λ0 Lembrar que aqui convertemos a exponencial em potência de 10 II λλ II HHββ = II λλ,00 II HHββ, , ττ λλ ττ HHHH Com as razões das linhas de Balmer, obtem-se C, o coeficiente de extinção, como: I I Hβ Hβ 0 Razão Observada Razão Intrínseca

9 Componentes da Curva de Extinção A curva de extinção padrão apresenta as seguintes componentes:

10 Possíveis Composições que Alteram as Curvas de Extinção A Inclinação da curva varia de direção para direção e espera-se que muda de galáxia para galáxia:

11 Composição da Poeira Interestelar A análise de curvas de extinção (espectro modelo/observado) mostram a presença de bumps que fornecem informação sobre a composição dos grãos. O grafite, forma ordenada do Carbono, interage fortemente no λ de um desses bumps no UV (217 nm). O grafite acredita-se é o componente principal da poeira interestelar. Outra possibilidade são os hidrocarbonetos policíclicos aromáticos (PAH), que são complexas moléculas orgânicas. Alguns aspectos no infravermelho (1,3 a 12 µm) também estão relacionadas com C-C e C-H comuns nos PAHs.

12 Os Grãos de Poeira Interestelar Grãos de grafite e silicato vão possuir tamanho de microns até fração de nanométros, tamanho característico dos PAHs. A maioria das características das curvas de extinção interestelar pode ser reproduzida pela combinação da contribuição desses elementos.

13 Formação de Moléculas na Superfície de Grãos Moléculas, como CO, são comuns na forma gasosa, mas sobre os grão elas podem se condensar em forma de gelo. A associação dessa molécula com o CO2 e a água podem ser encontrados no material que circundam por exemplo a proto-estrela W33A.

14 Polarização Causada Pelos Grãos A luz espalhada pela poeira da ISM tende a ser levemente polarizada, implicando que os grãos não são perfeitamente esféricos. Além disso, podem estar de alguma forma alinhados talvez pela presença de algum campo magnético fraco permeando o ISM.

15 Relação entre Poeira Interestelar e Gás Na Galáxia a relação entre poeira e gás é de 1 para 100. Também a ISM é 10% da massa bariônica, assim que grãos de poeira são 0,1% desse total. Grãos de poeira são sítios primários para a formação de moléculas, e são pensados como os responsáveis por todo o H 2 da ISM. As nuvens moleculares apresentam condições de densidade e temperatura para formação estelar. Além disso, a poeira está associada a todos os ingredientes principais da formação planetária, e por que não dizar também da vida.

16 Emissão das Partículas Envolvidas na Extinção. Tanto o gás quanto a poeira aquecida podem emitir, seja em linhas, seja no contínuo. Este último mais evidente nas alterações na curva de extinção.

17 Equação da Transferência Radiativa Descreve o balanço entre a energia absorvida e emitida por um corpo. dddd dddd Definindo I λ como a energia emitida por unidade de áreal, ângulo sólido e comprimento de onda: EE λλ II λλ = ddωωωωσσσσσσ Absorvida: ddee λλ aa = kk λλ EE λλ dddd = kk λλ ddddii λλ ddωωωωσσσσσσ Emitida: do volume dddd = ddddddσσ ddee λλ ee = εε λλ ddωωddddddσσσσσσ ddee λλ = ddee λλ aa + ddee λλ ee = ddii λλ ddωωωωωωωωσσσσσσ

18 Equação da Transferência Radiativa Dividindo tudo por ddωωωωωωωωσσσσσσ, e fazendo dddd 00. dddd λλ dddd = kk λλii λλ + εε λλ Desse modo, absorção e emissão em um espectro pode ser distinguidos quando: dddd λλ dddd > 00 se εε λλ > kk λλ II λλ e dddd λλ dddd < 00 se εε λλ < kk λλ II λλ Ao dividir a equação por k λ, obtemos: dddd λλ kk λλ dddd = II λλ + εε λλ kk λλ = II λλ + SS λλ Onde a definimos a função fonte como: SS λλ = εε λλ kk λλ

19 Equação da Transferência Radiativa Para um corpo negro o equilíbrio termodinâmico garante que a radiação não irá mudar temporalmente nem espacialmente. Portanto: dddd λλ dddd = kk λλii λλ + kk λλ SS λλ = kk λλ SS λλ II λλ = 00 Consequentemente: II λλ = SS λλ = BB λλ, sendo: BB λλ = 2222cc22 11 λλ 55 hhhh ee λλλλ 11 Absorção e emissão se relacionarão de tal forma que: dddd λλ dddd > 00 se SS λλ > II λλ e dddd λλ dddd < 00 se SS λλ < II λλ Considerando a emissão de corpo negro: dddd λλ dddd > 00 se BB λλ > II λλ e dddd λλ dddd < 00 se BB λλ < II λλ Assim, assumindo: εε λλ = kk λλ BB λλ ou termodinâmico local (LTE) SS λλ = BB λλ admitimos o equilíbrio

20 Equação da Transferência Radiativa Para um corpo negro o equilíbrio termodinâmico garante que a radiação não irá mudar temporalmente nem espacialmente. Portanto: dddd λλ dddd = kk λλii λλ + kk λλ SS λλ dddd λλ ddττ λλ + II λλ = SS λλ Podemos proceder a integração da expressão fazendo: dddd λλ ddττ λλ ee ττ λλ + II λλ ee ττ λλ = SS λλ ee ττ λλ Integrando na profundidade óptica no intervalo τ λ = 0, a τ λ : dddd λλ ddττ λλ ee ττ λλ + II λλ ee ττ λλ = SS λλ ee ττ λλ ττ λλ dddd λλ ee ττ λλ ddττ λλ 00 ddττ λλ = II λλ ee ττ ττ ττ λλ λλ λλ = SSλλ ee ττ λλddττ λλ ττ λλ = SS λλ ee ττ ττ λλ λλ

21 Equação da Transferência Radiativa Notando que S λ é constante ao longo de todo caminho s: II λλ ee ττ λλ II λλ,00 = SS λλ (ee ττ λλ 11) Dividindo ambos os lados por ee ττ λλ : II λλ II λλ,00 ee ττ λλ = SS λλ (11 ee ττ λλ) Dois casos limites se destacam no meio interestelar: 1-) Opticamente fino: ττ λλ 11 ee ττ λλ 11 ττ λλ II λλ = SS λλ (11 11+ττ λλ ) 2-) Opticamente espesso: ττ λλ 11 ee ττ λλ 00 II λλ = SS λλ = BB λλ II λλ = ττ λλ SS λλ II λλ = ττ λλ BB λλ = kk λλ ssbb λλ

22 Transferência Radiativa através de uma Nuvem de Temperatura T T nuvem I ν,fundo τ nuvem I ν,saída T bg =6000 K

30 Linhas de Emissão vs Linhas de Absorção Perfil da Linha: ρκ ν = K e ν 2 /σ 2 ν = ν ν line ρκ ν σ ν line ν σ = ν line 1 c 2kT µ (para alargamento térmico)

31 Linhas de Emissão vs Linhas de Absorção T nuvem I ν,fundo τ nuvem I ν,saída T bg =6000 K

39 Quantas Estrelas São Formadas em Cada Faixa de Massas?