Astrofísica Extragaláctica Karín Menéndez-Delmestre Observatório do Valongo
ApresentaçãoGeral Nãocheguetarde 15minutosdetolerância Asregrasdojogo Desligueoscelularesnasaladeaula Anotaçõesserãodisponibilizadas Precisamtrazé@las(impressas)nasaladeaulaparaadicionaras suasprópriasanotações. Assistênciaatravésdemini@provasoferecidaspara: confirmaraleituradetextosassignados revisarconteúdodeaulas(ouminutos)anteriores
Ementa "#$%#&'#()*Astrofísica Extragaláctica (OVL702/OVL505) +,-.-#,*/ ) 0$)')12/3456 ) 0$)')1217458 ) 0$)')1217451291/: 3)-;)+,-.-#)<,=)'0+,-)$>7?')4*82+ @-,AB$$,-)CB$&,($.DB'*"#$%&'(%)%*(+,-(./(01#( 3,(=)=,*EFGH)$=-,I?A-JIK- LBK$#=B0)-M?#D,GB)(,=)NOB$G))?')4*:==&*>>?$B-$I,K$I%)-(B;#B$%#B(%BIBG?>EFG><B)%:#(;>PQ;)' Descrição*Geral: Nestadisciplinavisamosapresentarostemasmaisrelevantesnoestudode galáxias,incluindoosseuscomponentesbásicos(estrelas,gás,poeira,matéria escura),adiversidadeempropriedadespresenteemgaláxiasdouniverso local(morfologia,dinâmica,taxasdeformaçãoestelar,aqvidadenuclear)eas evidênciasobservacionaisarespeitodaformaçãoeevoluçãonouniverso distante(evoluçãosecular,efeitodoambientenaevoluçãodegaláxiasem grupos/aglomerados).
Ementa 9301(/"&*(&:;".3"4568& A avaliação será diferenciada entre os alunos de graduação (inscritos em OV505) e os alunos de pósgraduação (inscritos em OV702). A composição das provas e a exigência no trabalho de pesquisa refletirá estas diferenças. & OVL505 (graduação) OVL505 (pós-graduação) @-,D)$&)-%#)#$0/4 R2S @-,D)$&)-%#)#$0/4 62S <-)K)':,P$%-#=,&)-)B(=-B;)- /2S <-)K)':,P$%-#=,&)-)B(=-B;)- /2S 7&-B$B(=)NT,U-)' /2S 7&-B$B(=)NT,U-)' /RS 7=#D#G)GBGB3)F&, 12S 7=#D#G)GBGB3)F&, 1RS & Apresentação*Oral Aproximadamenteacada3semanasteremosumaauladedicadaprincipalmentea2 semináriosapresentadospor2alunos;geralmenteresumindoediscuqndoumarqgo derevisão(review)eumarqgomaisespecializado.osalunosresponsáveispela apresentaçãoserãodefinidosnahora,oquerequerpreparaçãopréviadetodosos alunos.aluno/aquenãoseapresentaparaaauladosemináriolevará automaqcamenteum"0"nosemináriodessedia(independentementedeseoseu nomeéselecionadoounão). *
Ementa 9301(/"&*(&:;".3"4568& A avaliação será diferenciada entre os alunos de graduação (inscritos em OV505) e os alunos de pósgraduação (inscritos em OV702). A composição das provas e a exigência no trabalho de pesquisa refletirá estas diferenças. & OVL505 (graduação) OVL505 (pós-graduação) @-,D)$&)-%#)#$0/4 R2S @-,D)$&)-%#)#$0/4 62S <-)K)':,P$%-#=,&)-)B(=-B;)- /2S <-)K)':,P$%-#=,&)-)B(=-B;)- /2S 7&-B$B(=)NT,U-)' /2S 7&-B$B(=)NT,U-)' /RS 7=#D#G)GBGB3)F&, 12S 7=#D#G)GBGB3)F&, 1RS & Projeto*de*Literatura*(entregafinal:06/06/2014)Umtrabalhode~6@8páginassobre umdostemaspropostos(tópicossugeridos,aseremdefinidos).aideiadeste trabalhoéfazerumapesquisaextensadaliteraturaclássicaecontemporâneasobreo tema,combaseemarqgospublicadosemperiódicosdeastronomiaelivrosdetexto. Otrabalhoescritoprecisaserauto@explicaQvo;aindaque~6@8páginasnãosejam suficientesparaoferecerumadescriçãocompletaeabsolutasobreotema,é importantecobriroessencialsemdeixarburacoscríqcos.incluaumadiscussãosobre adireçãoqueotemaseguiránospróximosanosequaissãoosavanços observacionaise/outeóricosnecessáriosparaasseguraresseprogresso.
Ementa :>."08&/8>2/>/216V11>28>/216& "#$%&'%(%)*%+,&$-./)* WX"A,-)G,&)#$*129/1GBF)-N,0)?')$$B-T,-B&,$=)$(,$BFB$=-B4 &?#6;"08&0$?JB#=,))'=B-)NOB$4*?@818>26>/216Y@/*11>28>/216& &
Ementa & A3B.36C#"D3"& A bibliografia é extensa, composta de livros-texto disponíveis na biblioteca para consulta. Oferecerei com frequência dicas explícitas sobre os capítulos específicos que complementam as aulas, mas a leitura suplementar é altamente recomendada. Algumas referências são as seguintes: 1) Galactic Dynamics, 1987, Binney, J., Tremaine. S., Princeton. 2) Galactic Astronomy - J. Binney & M. Merrifield, Princeton University Press, 1998; 3) Galaxies in the Universe: An Introduction (2a edição), Sparke, L. S., Galagher, J.S., Cambridge 4) University Press, 2007 5) Galaxy Formation - M.S. Longair, Springer Verlag, 1998; 6) Astrophysics II: Interstellar Matter and Galaxies - R. Bowers & T. Deeming, 1984; 7) Extragalactic Astronomy and Cosmology An Introduction - P. Shneider, Springer, 2006 8) An Introduction to Active Galactic Nuclei - B. M. Peterson, Cambridge University Press, 1997 9) Theoretical Astrophysics (Vol. III): Galaxies and Cosmology - T. Padmanabhan, Cambridge University Press, 2002 10) Cosmological Inflation and Large-Scale Structure - A. R. Liddle and D. H. Lyth, Cambridge University Press, 2000 11) Dynamics of Galaxies G. Bertin, Cambridge University Press, 2000 12) An Introduction to Modern Astrophysics B. W. Carroll and D. A. Ostlie, Addison-Wesley Publishing Company, 1996 (1 a edição) 13) Artigos especializados
Tópicos 1. Revisão:FormaçãoeEvoluçãoEstelar 2. IntroduçãoaExtragalácQca 2.1.Contextohistórico 2.2.ViaLáctea 2.3.ConceitosBásicosemAstronomiaExtragalácQca
I.Revisão:EvoluçãoEstelar EvoluçãoEstelar Leiturapara2ªfeira,24@março@2014 Caroll&Ostlie,An+Introduc2on+to+Modern+Astrophysics+ (capítulos12,13)
FaseI(Pré@SP) Formaçãodeumaproto@estrela: Colapsoefragmentaçãodanúvem Quebradoequilibriohidro@estáQcoColapso Balançoentreforçadagravidadeea forçaexercidapelapressãodogás. Colapsodeuma núvemdegás QuebradoequilibriohidrostáQco molecular colapsohomólogodanúvem Fragmentaçãodanúvememnódulos menores Fragmentação MassaJeans~ T 3/2 ρ 12 Considerandoqueocolapsoé isotermal,subregiõesdanuvem saqsfazemindependientementeo requerimentodemassajeans Nãoad+infinitum,jáqueomaterialpassaasetornaropaco,aradiação nãoétransportadaeficientementeet",portantom J "
FaseI(Pré@SP) Formaçãodeumaproto@estrela: Colapsoefragmentaçãodanúvem Quebradoequilibriohidro@estáQcoColapso Balançoentreforçadagravidadeea forçaexercidapelapressãodogás. Colapsodeuma núvemdegás QuebradoequilibriohidrostáQco molecular colapsohomólogodanúvem Fragmentaçãodanúvememnódulos menores Nódulosindividuaiscolapsamatére@ Fragmentação estabelecerequilibrio Formaçãodeproto@estrelas Protoestrelas
Fase2(SP) SequênciaPrincipal: Queimadehidrogênio Asestrelaspassamamaiorparteda vida (~90%)nestafase FusãodeHproduzumnúcleo dehequecresceemmassano centrodasestrelas ASequênciaPrincipaltermina quandohacabanonúcleo.
Fase3(pós@SP) SaídadaSequênciaPrincipal: FaseGigante FusãodeHenocentro,fusãode HconQnua,masnumacamada foradonúcleo. FaseGigante Perdidasimportantesde massaatravésdeventos estelares.
Fase3(pós@SP) SaídadaSequênciaPrincipal: FaseGigante FusãodeHenocentro,fusãode HconQnua,masnumacamada foradonúcleo. FaseGigante Perdidasimportantesde massaatravesdeventos estelares. M estelar <8M sol : Ejeçãodascamadasexternas daestrelanebulosas Planetárias Remanescenteestelar= anã branca
Fase3(pós@SP) SaídadaSequênciaPrincipal: FaseSuper@Gigante M estelar >8M sol : QuandoHeacabanocentro fusãodeelementosmais pesadosestruturade camadas,qpocebola fusãodeh,heconqnua,mas emcamadasaforadonúcleo. Nota: FaseAGB=ciclodefusão intermitentenascamadasdehe HeeosflashesnascamadasdeHe inestabilidadesproduzem pulsaçõeseml,t,r
M<0.08M Sol 0.08 M sol < M ZAMS < 90 M sol M>90-100 M Sol T não aumeta o suficiente, protoestrela não chega à SP Fase Subgigante SP M>5 M Sol Inestável: luminosidade radiativa leva a pérdidas em massa importantes Gigante Vermelha M<8M Sol M>8 M Sol Pérdidada camada externa (ventos estelares) nebula planetária Gigante Vermelha AGB Anãs Brancas Fusão não continua depois de He M ZAMS <25M Sol Gigante Vermelha AGB Supernova Tipo II Fusão continua: C, O, Si núcleo de 56 Fe colapso M ZAMS >25M Sol Estrela Neutron Buraco Negro
Atrajetória+evolu2va+da EstrelanodiagramaHR dependedesuamassa Estrelas de baixa massa (M<10 M Sol ) GiganteVermelha Estrelas de alta massa (M> 10M Sol ) Supernova SuperGigante anã branca SP Protoestrela Núvem SP Protoestrela Núvem Asestrelasmaismassivas evoluemmaisrápido: passamdaspàregiãode gigantesmuitorápido brechadeherzsprung
Classificaçãoespectraldasestrelas OhBeAFineGuy/Gal,KissMe fluxo ( ) / fluxo (5556 Å) 2 1.5 1 0.5 0 2 1.5 1 0.5 0 2 1.5 1 0.5 0 2 1.5 1 0.5 0 2 1.5 1 0.5 0 2 1.5 1 0.5 0 2 1.5 M5V K5V G5V F5V A5V A0V B8V 1 0.5 0 2 1.5 05V 1 0.5 0 3500 4000 4500 5000 5500 6000 6500 7000 (Å) Pickles (1998).
Populaçãoestelarsimples Definiçãodeumapopulação+estelar+simples grupodeestrelascomumaidadeecomposiçãoespecífica Umagaláxiaestácompostadeváriaspopulaçõesestelares nãotemosacessoascoresdasestrelasindividuaisnãopodemos diretamente inferiracomposiçãoouhistóriadeformaçãoestelar Comparamosadistribuiçãodeenergiaespectral(SED,oespectro integrado ) dagaláxiacomumasíntesedemúlqplaspopulaçõesestelaressimplesisso nospermiteestabelecer,aprincípio,acomposiçãoehistóriadeformação estelardeumagaláxia.
AglomeradosEstelares NASA Umbomexemplodeumapopulaçãosimples: Ocolapso(esobretudoafragmentação)deumanuvemmolecularlevaà produçãodemuitasproto@estrelasgrupoestelarcoevo Idadeecomposiçãoúnica todasasestrelasestãoaproximadamenteaumamesmadistânciadenós DoisQpos Pleiades Aglomeradosglobulares Aglomeradosabertos M55 HST D~115kpc
AglomeradosEstelares Umbomexemplodeumapopulaçãosimples: Ocolapso(esobretudoafragmentação)deumanuvemmolecularlevaà produçãodemuitasproto@estrelasgrupoestelarcoevo Idadeecomposiçãoúnica todasasestrelasestãoaproximadamenteaumamesmadistânciadenós DoisQpos Aglomeradosglobulares M55 >várioscentenasdemilharesde estrelas Formaramfazmuitotempo,quando avialácteaerajovem: Primeirasgeraçõesestelares metalicidadebaixa PopulaçãoII
AglomeradosEstelares 10@1000estrelas Jóvens Depoisdeváriasgeraçõesestelares metalicidadesmaiores PopulaçãoI NASA Umbomexemplodeumapopulaçãosimples: Ocolapso(esobretudoafragmentação)deumanuvemmolecularlevaà produçãodemuitasproto@estrelasgrupoestelarcoevo Idadeecomposiçãoúnica todasasestrelasestãoaproximadamenteaumamesmadistânciadenós DoisQpos: Pleiades Aglomeradosglobulares Aglomeradosabertos HST D~115kpc
AglomeradosEstelares diagramahr DoisQpos(globulares,abertos)históriasdeformaçãodiferentes CadapontonodiagramaHR representaaluminosidade/ temperatura(oucôr/magnitude)atual+ deumaestrelanoaglomerado. Lembrandoque Aevoluçãodecadaestreladependede suamassa;eque umaglomeradoestelarcontémuma distribuiçãoemmassas(imf=ini2al+ mass+func2on) Idadedoaglomerado= tempo nasp dasestrelassaindodamesma( main@ sequenceturnoff ) Podemoscompararasidadesdeaglomeradosdiferentes 47 Tuc