Astrofísica Extragaláctica Aula #3 Karín Menéndez-Delmestre Observatório do Valongo
Calendário de apresentações Data Alun@s Ar,gos 4- abril Sorteio [PG+Grad1] + Grad2 Review: Conroy (2013) Outro: Buat et al. (2014) 25- abril Sorteio [PG+Grad3] + Grad4 Review: Kormendy & KennicuN (2004) Outro: A defiinir 16- mayo Sorteio [PG+Grad2] + Grad1 Review: A defiinir Outro: Rodighiero et al. 2011 28- maio Sorteio [PG+Grad4] + Grad3 Review: A defiinir Outro: A defiinir 6- junho Sorteio [PG+Grad] Review: A defiinir Outro: A defiinir
Apresentações Orais Teremos várias aulas dedicadas a 2 seminários apresentados por 2 alunos; geralmente resumindo e discuxndo um arxgo de revisão (review) e um arxgo mais especializado. Os alunos responsáveis pela apresentação serão definidos da seguinte forma: os alunos de graduação serão assignados com tempo; no caso de alunos da PG (e um graduando pre- selecionado), o/ a apresentador/a será assignado/a na hora, o que requer preparação prévia de todos estes. Aluno/a que não se apresenta para a aula do seminário levará automaxcamente um "0" no seminário desse dia (independentemente de se o seu nome é selecionado ou não).
Tópicos (Parte I) 1. Revisão: Formação e Evolução Estelar 2. Introdução a ExtragalácXca 2.1. Contexto Histórico 2.2. Via Láctea 2.3 Conceitos Básicos em Astronomia ExtragalácXca 3. Propriedades Gerais das Galáxias 3.1. Morfologia das galáxias 3.2. Populações Estelares 3.3. Função de Luminosidade 4. Propriedades Gerais das Galáxias ElípXcas 5. Propriedades Gerais das Galáxias Espirais
2.3. Conceitos básicos em ExtragalácXca Fluxo Função de Planck Magnitude Cor ExXnção Redshil Cosmológico Correção K Conceitos básicos
Conceitos Básicos: (6) Redshil Cosmológico A luz de galáxias distantes viaja distâncias cosmológicas: o comprimento de onda é influenciado pela expansão do Universo à a luz é desviada ao vermelho (redshiled) λ obs = λ rest (1 + z)
Conceitos Básicos: (7) Correção K Devido ao desvio ao and vermelho, m M is called the a luz distance que modulus. observamos, por exemplo, na banda V corresponde K corrections a luz que foi emixda numa banda mais azul no referencial da galáxias. - O λ central da banda observada e a banda no z=0.1 referencial da galáxia é diferente As light travels towards us from cosmological distances, it is redshifted. This means that light we observe in (say) the V band was emitted from a bluer band intrinsically (in the rest frame of the galaxy). The K correction is effectively the shift between the observed and intrinsic luminosity in a given band. d m M =5 log 10 10pc + K Filtro, banda fixa - Δλ também: - dλ obs =(1+z)dλ rest z=0 Sunday, January 23, 2011
K corrections As light travels towards us from cosmological distances, it is redshifte This meansconceitos that light we observe Básicos: in (say) (7) the Correção V band was K emitted from bluer band intrinsically (in the rest frame of the galaxy). The K correcti is effectively No universo the local shift (z=0), between a relação the observed entre mag. and aparente intrinsic e magnitude luminosity in givenabsoluta band. (numa banda X) é dada pela seguinte fórmula: d m M =5 log 10 10pc + K (equação 1) X X uma vez conhecemos a distância até uma (a) galáxia, podemos determinar a magnitude 2.6 Descrição absoluta (ou geométrica vice- versa) do Universo.1 ² Na figura (a): se ignoramos o desvio para o vermelho, afastar a fonte de nós só resulta numa diminuição em fluxo, conxda no termo log(d/10pc] fluxo (a) filtro (b) brilho observado fluxo no ref. de repouso Figu entr buiç (além
K corrections As light travels towards us from cosmological distances, it is redshifte This meansconceitos that light we observe Básicos: in (say) (7) the Correção V band was K emitted from bluer band intrinsically (in the rest frame of the galaxy). The K correcti is effectively No universo the local shift (z=0), between a relação the observed entre mag. and aparente intrinsic e magnitude luminosity in givenabsoluta band. (numa banda X) é dada pela seguinte fórmula: d m M =5 log 10 2.6 Descrição 10pc + K geométrica (equação do Universo 1) X X ed the distance Para uma modulus. galáxia com z>0, a banda observada é diferente da banda no referencial da galáxia: s fluxo (a) filtro fluxo no ref. de repouso.1 - A correção K toma conta da mudança na banda no referencial da galáxia (Figura b) brilho observado towards us from cosmological distances, it is redshifted. light we observe in (say) the V band was emitted from a sically (in neste the rest caso, frame também of implica the galaxy). The K correction filtro fluxo com redshift uma diminuição no fluxo (K>0) shift between the observed and intrinsic luminosity in a fluxo (b) Figura entre o buição (além inter-e da me m M =5 log 10 d 10pc + K brilho observado Arelação entre as magnitudes aparente ( redshifta
As light travels towards us from cosmological distances, it is reds led the distance This means modulus. that light we observe in (say) the V band was emitted bluer band Conceitos intrinsically Básicos: (in the rest (7) frame Correção of the galaxy). K The K cor s is effectively the shift (hnp://lanl.arxiv.org/abs/astro- ph/0210394) between the observed and intrinsic luminosi given band. No universo local (z=0): towards us from cosmological m distances, M =5 it log is redshifted. d 10 10pc + K X X (equação 1) t light we observe in (say) the V band was emitted from a nsically No (in caso the de rest uma frame galáxia of the com galaxy). z~0.6 e observada The K correction com um filtro na e shift banda between V: the observed and intrinsic luminosity in a m M =5 log 10 V U d 10pc + K VU as magnitudes (aparente e absoluta) que aparecem na eq. 1 NÃO correspondem à mesma banda! z=0.1 Isso, porque a luz que observamos na banda V corresponde à luz que foi emixda na banda U (mais azul que V) no referencial da galáxia à O valor da correção K depende do SED da galáxia em questão (da forma do espectro), da banda e do redshil.
Conceitos Básicos: (7) Correção K (hnp://lanl.arxiv.org/abs/astro- ph/0210394) Exercicio: Qual é o signo (+vo? - vo?) da correção K das bandas indicadas se consideramos M82 num redshil z~2? SED do starburst M82 (z~0)
Conceitos Básicos: (7) Correção K (hnp://lanl.arxiv.org/abs/astro- ph/0210394) Efeito do redshil no SED observado de uma galáxia Correção K negaxva! SED de Arp220 à Grande avantagem para estudar emissão submilimétrica (e no IV distante) de galáxias em alto redshil: fica mais fácil a detecção quanto maior o redshil! http://www.mpia-hd.mpg.de/homes/decarli/science.html
Tópicos (Parte I) 1. Revisão: Formação e Evolução Estelar 2. Introdução a ExtragalácXca 2.1. Contexto Histórico 2.2. Via Láctea 2.3 Conceitos Básicos em Astronomia ExtragalácXca 3. Propriedades Gerais das Galáxias 3.1. Morfologia das galáxias 3.2. Populações Estelares 3.3. Função de Luminosidade 4. Propriedades Gerais das Galáxias ElípXcas 5. Propriedades Gerais das Galáxias Espirais
II. Propriedades Gerais das Galáxias 2.1. Morfologia das galáxias 2.1.1. Sistemas de Classificação Referência: Galac8c Astronomy de Binney & Merrifield 4.1.1 2.1.2. Propriedades Astro sicas dos Tipos de Galáxias Correlações sicas Correlações em função do ambiente Diferencias dinâmicas 2.2. Populações Estelares Distribuição Bi- modal de cor 2.3. Função de Luminosidade
Podemos classificar as galáxias de acordo com sua aparência (morfologia) e/ou outras propriedades. Há vários sistemas de classificação de galáxias. O mais conhecido é a classificação de Hubble, baseado na aparência morfológica das galáxias. Tipos de Galáxias
Requisitos para a classificação de galáxias Grande amostra de galáxias. Homogeneidade nas imagens: Tempo de exposição adequado Filtro semelhante Mesma faixa de redshil Buscar padrões e similaridades nas galáxias. Classificação deve ser unívoca.
Esquemas de classificação: os biases Os esquemas tradicionalmente usados para a classificação de galáxias baseiam- se em imagens fotográficas ou imagens tomadas no filtro B. Desta forma, a cor não tem efeito nesses esquemas de classificação de galáxias. Nota: - Esses esquemas tradicionais são apropriados somente às galáxias mais luminosas e deixam de lado boa parte das galáxias de menor brilho.
Problemas na classificação: tempo de exposição Imagens tomadas com tempo de exposição diferentes podem levar a classificações morfológicas diferentes, inclusive para um mesmo objeto. NGC 5128 (também conhecida como Centauro A) em duas imagens, tomadas com diferentes tempos de exposição
Problemas na classificação II: Banda de observação Imagens para a classificação devem ser obxdas no mesmo filtro, já que a forma da galáxia varia substancialmente, dependendo do filtro usado na observação. M 81, observada através de diversos filtros ou em diferentes faixas do espectro eletromagnéxco. Na seqüência, observações em raios x, UV, visível, NIR e FIR.
NGC 253 NGC 253 exemplifica um dos casos de classificação ambígua, em função filtro escolhido para sua observação. No visível, esta galáxia era considerada uma espiral normal. Porém, dados no infravermelho próximo indicam que ela seja barrada.
Esquemas de Classificação
Sequência (Diagrama) de Hubble Hubble (1936) desenvolveu o sistema de classificação de galáxias mais conhecido. Seu diagrama, chamado por vezes de diagrama de diapasão ( tuning fork diagram ), separa as galáxias entre elípxcas e espirais, e estas entre barradas e não barradas. Elípticas The Hubble Sequence Espirais Por razões históricas, as galáxias elípxcas e lenxculares são conhecidas como galáxias de Xpo anterior ( early- type ); as galáxias espirais, como Xpo tardio ( late- type )
Sequência (Diagrama) de Hubble Hubble (1936) desenvolveu o sistema de classificação de galáxias mais conhecido. Seu diagrama, chamado por vezes de diagrama de diapasão ( tuning fork diagram ), separa as Irr galáxias entre elípxcas e espirais, e estas entre barradas e não barradas. Irregulares Elípticas The Hubble Sequence Espirais Algumas modificações a esse sistema foram posteriormente introduzidas por outros autores (Irr, Sandage)
Galáxias elípxcas Galáxias que apresentam perfil de luminosidade suave e sem estruturas. Na classificação de Hubble, são designadas por En, onde n = 10[1- (b/a)]; b/a é a razão axial aparente da galáxia. uma galáxia que nos pareça completamente arredondada corresponde ao Xpo E0 uma galáxia que possui um eixo maior duas vezes mais alongado do que o eixo menor corresponde ao Xpo E5.
Exemplos de galáxias elípxcas NGC 4697 M59 M94 M60 M110 M49
LenXculares (S0s) Galáxias caracterizadas por condensação central de brilho similar a uma galáxia elípxca, envolta em uma componente difusa com brilho decrescente correspondente a um disco externo (o que diferencia as S0s das elípxcas). A condensação central recebe o nome de bojo. São designadas como S0 ou SB0, de acordo com serem não barradas ou barradas. A região de brilho decrescente é achatada e pode, por vezes, conter poeira. Algumas lenxculares apresentam lentes, como discos residuais. NGC4526
LenXculares Bojo central Envoltório Lentes
LenXculares (S0s) A classe das S0s é extremamente di cil de ser classificada e por isso está sujeita a conter o maior número de incorreções Normalmente a classificação é definida pela presença de uma componente difusa correspondente a um disco externo, que não deveria estar presente nas elípxcas. Além disto não vê claramente a presença de braços, picos das espirais, exceto em imagens residuais.
Subdivisão das S0 As S0 são subdividas em S0 1, S0 2 e S0 3 em função da quanxdade de poeira que apresentam. S0 2 S0 1 S0 3
Subdivisão das SB0 As SB0 são subdivididas em SB0 1, SB0 2 e SB0 3 em função da proeminência da barra. SB0 2 SB0 1 SB0 3
Galáxias Espirais Galáxias caracterizadas por um condensação central de brilho, semelhante a uma elípxca, centrada em um disco afinado que contém estruturas de luminosidade em formato espiral. Chamam- se braços espirais, essas estruturas presentes nos discos das galáxias. A condensação central recebe o nome de bojo.
Espiral vista de topo Bojo central Braços espirais Região interbraços (ou entrebraços)
Espiral vista de perfil Bojo central Vistas de lado elas tem a aparência de um disco. Disco Quando vistas de perfil, as espirais geralmente apresentam uma extensa faixa equatorial escura, que é obscurecida pelo gás no disco galácxco Faixa de absorção pela presença de gás no disco
Subdivisão das Espirais São designadas pelas classes Sa, Sb, Sc e Sd, em ordem de importância do bojo central e o grau de abertura dos braços espirais. Os critérios usados por Hubble para essas classes são insaxsfatórios pois não são mutuamente excludentes. Por exemplo: Podemos ter uma espiral com bojo proeminente e braços relaxvamente abertos.
Subdivisão das Espirais São designadas pelas classes Sa, Sb, Sc e Sd, em ordem de importância do bojo central e o grau de abertura dos braços espirais. Os critérios usados por Hubble para essas classes são insaxsfatórios pois não são mutuamente excludentes. Percebe- se nas galáxias Sc e Sd uma maior evidência de nós de formação estelar e regiões HII (devido à ionização por estrelas jovens) Em parxcular as Sd não tem uma clara organização do padrão espiral como nas Sa/Sb/Sc. Sc Sa Sd Sb NGC 5585 Sd
Subdivisão das Espirais São designadas pelas classes Sa, Sb e Sc, em ordem de importância do bojo central, grau de abertura dos braços espirais e capacidade de resolução do braço em estrelas ou regiões H II. Percebe- se nas galáxias Sc e Sd uma maior evidência de nós de formação estelar e regiões HII (devido à ionização por estrelas jovens) Em parxcular as Sd não tem uma clara organização do padrão espiral como nas Sa/Sb/Sc. Sa Sb Sc Sd NGC 5585 Sd
Espirais intermediárias A classificação morfológica é tanto mais incerta quanto maior for a inclinação entre a linha de visada e o eixo de rotação da galáxia. Em alguns casos, classificações intermediárias (Sab, Sbc, etc) são capazes de levar em conta a incerteza na classificação. Sab Sbc
Espirais Barradas Caracterizam- se por uma condensação central de brilho imersa em um disco achatado, como as espirais normais. Todavia, apresentam uma estrutura luminosa central semelhante a uma barra, que atravessa o bojo, e da qual costumam emergir os braços espirais. A origem da barra é moxvo de discussões na literatura mas provavelmente trata- se de uma instabilidade dinâmica associada com os mesmos processos que dão origem aos braços espirais. NGC1300
Bojo central Barra NGC1300 Braço espiral
Subdivisão das Espirais Barradas São designadas por SBa, SBb e SBc, em ordem de importância do bojo central, grau de abertura dos braços espirais e capacidade de resolução do braço em estrelas ou regiões H II. Em vários casos o término da barra é marcado pela presença de um anel. SBb SBc SBa
Barradas Intermediárias Assim como no caso das espirais normais, as espirais barradas podem apresentar caracterísxcas ambíguas ou serem vistas de perfil. Classes intermediárias (e.g., SBab) costumam ser usadas para lidar com esses casos. NGC 1512 SBab SBbc
Galáxias Irregulares A classificação original de Hubble não contempla galáxias não- elípxcas e não- espirais. Dentre estas, as Nuvens de Magalhães são os exemplos mais flagrantes da incompleteza dessa classificação. Foram posteriormente incluídas no diagrama de Hubble por Sandage, como uma classe a parte. As irregulares não possuem nem braços espirais, nem uma estrutura suave, nem um bojo Não tem uma forma bem definida. Allan Sandage
Irregulares de Xpo I (Irr I) Na classificação modificada de Hubble, são sistemas que não apresentam estrutura espiral, mas também não simetria. Apresentam nós brilhantes (na verdade, regiões H II ou associações OB) compostos por estrelas massudas. Sextans A NGC 6822
Irregulares do Xpo II (Irr II) Em Irr II, não é possível resolver estrelas. Esses sistemas são geralmente amorfos. Nota: Uma vez que a capacidade de resolver estrelas diminui com a distância ao objeto, irregulares muito distantes não são facilmente separáveis nas classes Irr I e Irr II. M 82 NGC 1215
de Vaucouleurs Espirais de de Vaucouleurs De Vaucouleurs considerou que a classificação de Hubble dá conta da elípxcas, mas é incompleta para as espirais: Diversas estruturas nas galáxias espirais deveriam ser consideradas na classificação, como a presença de anéis (r) circungalácxcos, braços (s).
A classificação de de Vaucouleurs é particularmente detalhada para espirais, como pode ser visto nesse esquema. A classe das espirais foi ampliada com os subtipos Sd e Sm (magalhânicas). Também se devia considerar se a galáxia tinha anel (r) ou não (s). Note que de Vaucouleurs propõe a classificação SA para espirais normais, em analogia com as espirais barradas: SB.
A classificação de de Vaucouleurs é particularmente detalhada para espirais, como pode ser visto nesse esquema. A classe das espirais foi ampliada com os subtipos Sd e Sm (magalhânicas). Também se devia considerar se a galáxia tinha anel (r) ou não (s). Note que de Vaucouleurs propõe a classificação SA para espirais normais, em analogia com as espirais barradas: SB.
A classificação de De Vaucouleurs costuma ser usadas em paralelo à de Hubble, para melhor definir a morfologia galácxca.
Estágio de Hubble (8po T) De Vaucouleurs introduz o estágio de Hubble (T), uma variável que permite quanxficar o Xpo morfológico. Essa variável mostra que a classificação de de Vaucouleurs é mais con nua. Permite, quanxficar as comparações com outras propriedades.
Espirais Magalhânicas Foram propostas por de Vaucouleurs. Consistem de galáxias irregulares que apresentam disco, como a Grande Nuvem de Magalhães. São classificadas como Sm.
Espirais aneladas As galáxias espirais aneladas (com classificação r ) possuem braços espirais que se pronunciam a parxr de um anel ESO 565-11 IC 5240 M 95
ElípXcas anãs As elípxcas contempladas na classificação de Hubble são grandes e brilhantes. Os modernos levantamentos de galáxias mostram que boa parte das elípxcas distantes são muito menores e mais nucleadas do que as elípxcas de Hubble. Esses objetos recebem a denominação de (dwarf ellipxcal = elípxca anã). NGC 185 M 32 M 110
Esferoidais anãs Galáxias não contempladas no esquema de Hubble, por lhe serem desconhecidas. Nelas, a taxa de formação estelar parece ser tão baixa, que muito pouco de sua luz pode ser observada contra o fundo de céu. O brilho superficial é muito baixo São designadas como dsph (dwarf spheroidals). Fornax Pegasus
Irregulares anãs Desconhecidas por Hubble, esse grupo de galáxias assemelha- se às irregulares, mas são consideravelmente pequenas. São designadas por dirr (dwarf irregulars). Antlia SagDIG DD0 63
Galáxias peculiares Um conjunto de galáxias não parece encaixar- se em nenhum critério. São consideradas peculiares. Geralmente são galáxias interagentes.
Anulares Peculiares que apresentam estrutura sob a forma de anel, na qual se observam estrelas azuis de alta massa. Sua formação é ainda desconhecida. Crê- se que tenham adquirido essa aparência em fusões com outras galáxias (collisional rings) Objeto de Hoag AM 0644-741
Galáxias de anel polar Peculiares que possuem um anel de estrelas orientado na direção polar, com respeito ao disco. Provavelmente são galáxias em fusão. NGC 4650A NGC 660
Sistema DDO (Luminosity Class) Proposto por van den Bergh. Introduz a luminosidade da galáxia como critério classificatório e introduz a classe de galáxias anêmicas (A), que têm pouco gás e formação estelar. Sidney van den Bergh
Classes de braços espirais (AC= arm class ) Elmegreen & Elmegreen (1982; MNRAS 201, 1021) propuseram uma classificação morfológica de espirais baseada exclusivamente na forma dos braços espirais. As figuras abaixo apresentam as 12 classes propostas, de 1 a 12. AC1 = Flocculent spirals = braços caóticos, fragmentados, com multiples segmentos AC1 AC12 AC12 = Grand-design spirals = 2 braços compridos dominam o disco
Classificação galácxca no NIR Tom Jarret usou imagens do 2MASS para criar um esquema de classificação morfológica de galáxias no infravermelho próximo. Jarrett
ATLAS 3D comb ATLAS 3D = levantamento recente de 260 galáxias de Xpo anterior (D<42Mpc) Espectroscopia de campo integral Nova classificação proposta integra: CinemáXca (rotação) Populações estelares hnp://www- astro.physics.ox.ac.uk/atlas3d/
Classificação de galáxias primixvas Galáxias distantes (alto redshil) apresentam- se em seus estágios iniciais de evolução, quando se espera que diversas colisões ocorram, após as quais as galáxias adquiririam a forma atual. Embora existam elípxcas e espirais no universo primixvo, muitas apresentam irregularidades e assimetrias, que requerem o estabelecimento de critérios de classificação próprios.
Classificação de galáxias primixvas Uma desmostração disso é que os astrónomos que se especializam em alto redshil, falam de: clumpy galaxies, chains, tadpoles, blobs, train wrecks, etc. z= Buta+11: http://ned.ipac.caltech.edu/level5/sept11/buta/buta13.html
Automa8zação da Classificação de Galáxias Levantamentos modernos geram uma grande quanxdade de imágens de galáxias Há a necessidade de desenvolver métodos de classificação objexvos e eficientes (rápidos!) Sistema de parámetros CAS (concentração da emissão, assimmetria e suavidade na distribuição) (Abraham et al. +96; Conselice+03) Concentração: correlação com razão bojo/disco, portanto, correlacionado com Xpo espiral vs. elípxco e.g., índice Sersic Assimetria: correlação com distorções/interações Suavidade/Clumpiness: traça formação estelar, a presença de mulxplos componentes num sistema merger M20, parámetro Gini Côr: correlação com idade da população estelar (elípxca vs. espiral)
0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5 u-g rest 0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5 u-g rest 0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5 u-g rest Automa8zação da Classificação de Galáxias FIG.3. Sérsicindexn plotted against SSFR (top row) andu g rest color (bottom row) forgalaxieswith1.2 10 10 M < M stellar < 1.3 10 11 M,atz =0, z 1andz 2. Arrows indicate upper or lower limits. Profile shape and SSFR are anticorrelated in all three wavelength bins, whereas profile shape and color show a positive correlation. The relations between these morphological parameters are similar in all three redshift bins, although on average galaxies are bluer and have higher SSFRs and lower Sérsic indices at high redshift. The similarity of the relations at z =0andz 2suggeststhattheHubblesequence wasalready in place for massive galaxies at z 2. Levantamentos modernos geram uma grande quanxdade de imágens de Sequência galáxias de Hubble em z~2? Há a 10 necessidade kpc de desenvolver métodos de classificação 2 objexvos e eficientes (rápidos!) Sistema de parámetros CAS (concentração da emissão, assimmetria 1 e suavidade na distribuição) redshift 0 (Abraham et al. +96; Conselice+03) Concentração: correlação com razão bojo/disco, portanto, correlacionado com Xpo espiral vs. elípxco -12-11 -10-9 -8 e.g., índice Sersic log SSFR (yr -1 ) Assimetria: correlação com distorções/interações Szomoru et al. 2011 FIG.4. Galaxymorphologiesfromz 2toz =0,asafunctionofSSFR.Thecolors ofthegalaxieshave beenobtained by scaling their rest-frame u g colors to the image s RGB space, as indicated by the color bar. The range in galaxy structure at z 2isverygreat, andisaccompanied byalargerangeingalaxycolors. There is considerable evolution towards redder colors and lower SSFRs from z 2toz =0.However,signsofaHubblesequence(i.e.,highSSFRgalaxies are diskier, more extended and bluer than low SSFR galaxies) appear to exist at z 2. Suavidade/Clumpiness: traça formação estelar, a presença de mulxplos componentes num sistema merger M20, parámetro Gini Côr: correlação com idade da população estelar (elípxca vs. espiral) 2.5 2.0 1.5 1.0 0.5 0.0 rest-frame u-g color