A história da formação estelar no universo

Transcrição

1 A história da formação estelar no universo 3 aulas: 1. Como se mede a formação estelar em galáxias? Uma introdução à análise espectral 2. Modelos espectrofotométricos de galáxias: Bruzual & Charlot, Starburst99, síntese espectral, A evolução da formação estelar 1

2 A história da formação estelar no universo 2 2

3 1. Análise espectral 1.O que são espectros? 2.Componentes do espectro 3.Medidas de linhas 4.Poeira: avermelhamento e extinção nebular 5.Formação estelar x atividade nuclear 6.Metalicidade nebular 7.Estimadores de formação estelar 3

4 Espectros das Estrelas O espectro de uma estrela depende de 3 fatores principais: Temperatura: define a forma geral do contínuo Abundâncias: as intensidades das linhas dependem das abundâncias dos elementos na estrela Gravidade superficial: afeta o estado de ionização dos 'absorvedores' na fotosfera das estrelas- para um dado T, quanto menor a gravidade, menor a pressão do gás e maior o grau de ionização OBAFGKM 4

5 Espectro das Galáxias Em geral se mede espectros integrados da galáxia inteira ou de uma parte dela espectro integrado: soma do espectro de muitas estrelas, em geral de populações diferentes IFUs (integral field units): espectro integrado em cada pixel da imagem 5

6 Espectros integrados Espectros: superposição de populações estelares com idades, metalicidades, etc, diferentes 6

7 Espectros integrados (Kennicutt 1992, ApJS, 79, 255) Estrelas: 7

8 Espectros de galáxias no ótico Espectro: distribuição do fluxo (ou luminosidade) monocromático em função do comprimento de onda ou frequência Ex.: erg cm-2 s-1 Hz-1 SED: spectral energy distribution 8

9 Espectros e tipos galáxias de tipos diferentes tem populações estelares diferentes Estas diferenças manifestam-se em seus espectros ópticos. 9

10 Componentes de um espectro: contínuo: produzido em estrelas linhas de absorção: produzidas pela absorção da luz das estrelas em suas atmosferas ou por gás e poeira linhas de emissão: produzidas pelo gás em regiões ionizadas; geralmente regiões de formação estelar (regiões HII) 10

11 Componentes de um espectro: contínuo: produzido em estrelas (em galáxias com formação estelar violenta, há uma emissão muito forte de fótons ionizantes e parte do contínuo pode vir da emissão livre-ligado e livrelivre de nebulosas ionizadas) 11

12 Componentes de um espectro: contínuo: produzido na atmosfera das estrelas O espectro depende das populações estelares da galáxia a inclinação do contínuo aumenta das E para as Im: o espectro fica mais azul 12

13 Componentes de um espectro: linhas de absorção: produzidas pela absorção da luz das estrelas em suas atmosferas ou por gás e poeira Algumas podem ter uma emissão sobreposta 13

14 Componentes de um espectro: linhas de emissão: nuvens ionizadas por estrelas jovens (regiões HII) 14

15 Componentes de um espectro: linhas de emissão: Nuvens ionizadas por choques no meio interestelar (ex.: produzidos por envoltórias de supernovas em expansão) 15

16 Componentes de um espectro: linhas de emissão: núcleos ativos de galáxias (AGNs: active galactic nuclei). 16

17 Algumas linhas importantes: Série de Balmer (emissão e absorção): Hδ (λ4102), Hγ (λ4340), Hβ (λ4861), Hα (λ6563) Linhas metálicas (absorção): Ca II (K, λ3934), Ca II (H, λ3968), banda G (λ4300), Mg I (λλ5173, 5175), Na I (D, λλ5890, 5896) Linhas proibidas em emissão: [O II] (λ3727), [O III] (λλ4959, 5007), [N II] 17

18 18

19 19

20 20

21 Medidas das linhas Intensidade ou fluxo: erg cm-2 s-1 A-1 ou erg cm-2 s-1 Hz-1 21

22 Medidas das linhas Largura equivalente: W = (Fcλ Fλ)/Fcλ dλ [em A] 22

23 Medidas das linhas Índices espectrais: Dn(4000): mede a amplitude da quebra em 4000 A razão entre os fluxos em duas janelas : A e A no referencial de repouso (Balogh et al. 1999, ApJ, 527, 54) 23

24 Medidas das linhas índices de Lick: Burstein et al. 1984, ApJ, 287, 586; Worthey 1998, PASP, 110, 888 tipos de larguras equivalentes, medidos em magnitudes ou Angstrom usados para comparar as linhas de absorção observadas nos espectros com modelos teóricos assim estima-se, por exemplo, abundâncias, idades e metalicidades de galáxias, principalmente elípticas. 24

25 25

26 Calibration of standard model Lick Indices (grid) with GCs including Bulge objects (filled large symbols). The three thick lines show models with a constant age of 12 Gyr and three values of the [α / Fe] ratios. The large empty circle is the average Bulge field in Baade window. Small symbols are data of ellipticals from various samples. α elements: O, Mg, Si, Ca (produced in SN II) 26

27 Avermelhamento o espectro observado de uma galáxia é afetado pela poeira, tanto aquela na galáxia quanto aquela na Via Láctea. 27

28 Avermelhamento Efeitos da poeira: a poeira atenua e avermelha a luz seus efeitos crescem conforme se considera comprimentos de onda menores: a profundidade óptica da poeira é proporcional a λ δ, com δ > 0. 28

29 Avermelhamento o avermelhamento na Galáxia é usualmente corrigido usando-se os mapas de extinção de Schlegel et al. (1998) emissão em 100 mu (COBE) 29

30 Avermelhamento A absorção no interior das galáxias depende da quantidade, distribuição e tipo da poeira a lei de avermelhamento das Nuvens de Magalhães não é a mesma da Galáxia, possivelmente porque a metalicidade das Nuvens é menor 30

31 Avermelhamento Modelo dust screen: supõe-se que a absorção da luz de uma galáxia seja dada por: fobs(λ)=fint(λ) x Aλ, onde Aλ é a extinção no comprimento de onda λ Aλ se relaciona com o excesso de cor E(B V) e com a curva de extinção k(λ) como Aλ = k(λ) E(B-V) 31

32 Avermelhamento Modelo dust screen: fobs(λ)=fint(λ) x Aλ Aλ = k(λ) E(B-V) = k(λ) AV/RV AV: extinção no visível Galáxia: RV=3.1 SMC: RV=2.72±0.21 Calzetti (starbursts): RV=4.05±

33 33

34 Linhas de Emissão produzidas pela emissão do gás ionizado Sua análise permite inferir a natureza da fonte ionizante (estrelas massivas, AGN, etc.), a composição química do gás, a extinção nebular devido à poeira, a taxa de formação estelar, etc 34

35 Linhas de Emissão: formação estelar x AGN No caso de galáxias com formação estelar ativa, as linhas de emissão são produzidas por fotoionização devido às estrelas jovens, massivas No caso dos AGNs, os fotons ionizantes são mais duros (o espectro é mais inclinado), aquecendo mais o gás. Nesse caso, as linhas colisionais (como a do [OIII]) serão mais luminosas que as observadas quando a ionização é produzida por estrelas massivas. 35

36 Linhas de Emissão: formação estelar x AGN Observando-se um espectro contendo linhas de emissão, como saber se ele é produzido por formação estelar ou por um AGN? Diagramas de diagnóstico: o mais eficiente e o diagrama BPT (Baldwin, Phillips & Terlevich 1981, PASP, 93, 5), ou diagrama da gaivota. 36

37 Diagrama BPT Formação estelar 37 AGNs

38 Extinção Nebular Regiões de formação estelar normalmente tem muita poeira, que atenua e avermelha a luz. Isso afeta a intensidade das linhas de emissão A extinção das linhas de emissãodenominada extinção nebular- pode ser determinada a partir das linhas de recombinação da série de Balmer, frequentemente a partir da razão entre as intensidades da emissão em Hα e Hβ 38

39 Extinção Nebular Para um plasma com T=104K a razão entre as intensidades intínsecas da emissão em Hα e Hβ é I0(Hα)/I0(Hβ) = 2.86 e não varia muito com a temperatura ou composição química em geral se observa que I(Hα)/I(Hβ) > I0(Hα)/I0(Hβ), pois mais fotons são absorvidos no azul que no vermelho 39

40 Distribuição de Hα/Hβ para uma amostra de galáxias do SDSS. A linha pontilhada mostra o valor esperado na ausência de poeira 40 (log(2.9) 0.46) e a contínua a mediana para essa amostra.

41 Extinção Nebular A relação entre I(Hα)/I(Hβ) e AV (em λv=5500a) depende da lei de extinção Temos que: I(Hα)=I(Hα)0 x Aλa, I(Hβ)=I(Hβ)0 x Aλb, e I(Hα)/I(Hβ) = I(Hα)0 / I(Hβ)0 x (Aλa-Aλb) Por exemplo, supondo uma lei de extinção Aλ = AV (λ/λv)-δ com δ=3, vem que AVBalmer= 2.9 log[i(hα)/i(hβ)]

42 Extinção Nebular A relação entre I(Hα)/I(Hβ) e AV (em 5500A) depende da lei de extinção Para a lei de Cardelli et al. (1989): AVBalmer= 2.89 log[i(hα)/i(hβ)] Note que, em geral, a extinção nebular é diferente da extinção estelar, já que ambas são produzidas em regiões diferentes das galáxias. Empiricamente, AVBalmer 2 AV* 42

43 43

44 Metalicidade Nebular A intensidade das linhas de emissão produzidas por metais depende da metalicidade. Assim, diversos estimadores de metalicidade foram desenvolvidos usando-se razões de linhas. Este tipo de abordagem é conhecido como método empírico para a determinação de abundâncias. 44

45 Metalicidade Nebular Em geral o que se mede é a abundância do oxigênio relativa à do hidrogênio. A razão O/H é calibrada usando-se síntese de populações, modelos de fotoionização e/ou observações de regiões HII de metalicidade conhecida. 45

46 Metalicidade Nebular revisão desses métodos: Pettini & Pagel (2004, MNRAS, 348, L59). exemplos de indicadores de metalicidade: R23, N2, O3N2 o indicador R23 tem o problema de não ser unívoco: para um dado valor da razão de linhas ([OII]+[OIII])/Hβ, duas metalicidades são possíveis. o indicador N2 depende da razão [NII]6583/Hα o indicador O3N2 depende de ([OIII]5007/Hβ)/([NII]6583/Hα). 46

47 47

48 48

49 49

50 formação estelar nas galáxias NGC604 em M

51 Que galáxias formam estrelas hoje? espirais irregulares magelânicas: anãs com formação estelar ativa 51

52 52

53 Estimadores de formação estelar Como se pode estimar a taxa de formação estelar (TFE ou SFR- star formation rate)? TFE = dm/dt (Ms/ano) A TFE pode ser estimada a partir de observações em vários comprimentos de onda Os observáveis estão associados a estrelas de altas massas, embora a massa de uma galáxia esteja dominada pelas estrelas de baixa massa 53 53

54 Estimadores de formação estelar Os observáveis estão associados a estrelas de altas massas, embora a massa de uma galáxia esteja dominada pelas estrelas de baixa massa 54 54

55 55

56 56 56

57 Estimadores de formação estelar Como se pode estimar a taxa de formação estelar (TFE ou SFR- star formation rate)? Luminosidade na linha Hα, LHα : a emissão na linha Hα geralmente vem de regiões HII ionizadas por estrelas jovens massivas (< 108 anos) Usando-se modelos de síntese de populações (próxima aula) pode-se relacionar a TFE com a luminosidade das linhas da série de Balmer Exemplo: Kennicutt (1998, ARAA, 36, 189): TFE = dm*/dt = 7.9 x LHα Msun/ano (para LHα em erg/s) Atenção: LHα deve ser corrigido tanto da absorção por poeira quanto da absorção subjacente! 57 57

58 58

59 Estimadores de formação estelar Taxas de formação estelar típicas: de 10-4 a 1000 Ms/ano -di: 10-4 Ms/ano -S, Im: 1-5 Ms/ano -starbursts: Ms/ano Densidade superficial de formação estelar: -S: 5 x 10-9 Ms/pc2/ano -Im: 2 x 10-9 Ms/pc2/ano A TFE se correlaciona com a cor da galáxia Tempo de consumo do gás: tg Mg/TFE -S, I: anos -di: 1012 anos 59 59

60 A largura equivalente de Hα é um excelente estimador da taxa de formação estelar específica: TFE/M* 60

61 61

62 Estimadores de formação estelar Estimativa da taxa de formação estelar no UV O UV mede diretamente a emissão de estrelas jovens e massivas Principal problema: a atenuação da radiação por poeira é mais forte que no óptico Ex.: AV=1 corresponde a A1500A ~ 3 Quanto maior a TFE, maior a quantidade de poeira e a absorção 62 62

63 Estimadores de formação estelar Estimativa da taxa de formação estelar no universo local Normalmente se usa a emissão em Hα, do [OII]3727 e no UV para galáxias próximas, em redshifts intermediários e altos, respectivamente Rosa-González et al. (2002, MNRAS, 332, 283) usando a curva de extinção de Calzetti e corrigindo da absorção subjacente, usando a luminosidade em Hα corrigida pela extinção e as luminosidades observadas de [OII] e do UV 63 63

64 Estimadores de formação estelar Estimativa da taxa de formação estelar no IV medio e distante As regiões de formação estelar geralmente tem muita poeira A seção de choque de absorção por poeira tem um máximo no UV Parte da radiação UV emitida pelas estrelas jovens é absorvida pela poeira e reemitida no IV IV medio (λ ~5 40 μm): calibração de Calzetti et al. (2007, ApJ, 666, 870) 64 64

65 exercícios Balmer para o valor mediano de Hα/Hβ no Estime AV slide 41 Use o indicador de metalicidade N2 para discutir como a metalicidade nebular varia ao longo da asa de formação estelar do diagrama BPT Em uma galáxia se mede uma largura equivalente na linha de emissão em Hα igual a 20A. Estime sua taxa de formação estelar e sua taxa de formação estelar específica para uma massa estelar de 1010 Msun. Até que redshift é possíve se observar a linha do [OII] em espectros ópticos e no IV próximo? 65