Astronomia Galáctica Semestre:

Astronomia Galáctica Semestre: 2016.1 Sergio Scarano Jr 08/09/2016

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:

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

Diferentes Mapas da Galáxia http://mwmw.gsfc.nasa.gov/mmw_sci.html

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

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

Meio neutro quente (emissão em HI) Hidrogênio atômico neutro quente (HI) ocupa cerca de 30% do volume da ISM na Galáxia. VLBI http://www.annualreviews.org/doi/abs/10.114 6/annurev.aa.28.090190.001243a 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.

Objetos Extragalácticos em DiversosComprimentos de Onda Multiwavelength M51 (image courtesty S. Vogel/UMD) http://www.astro.princeton.edu/~eco/research/sfrreg/project.html

Objetos Extragalácticos em DiversosComprimentos de Onda Distributions of neutral gas, cold dust and radio continuum in M 31. http://www.aanda.org/articles/aa/full/2006/26/aa0672-03/aa0672-03.html

HI na Nossa Galáxia http://hendrix2.uoregon.edu/~imamura/123cs/lecture- 2/spiral.html

HI na Nossa Galáxia: Escala de Altura A escala de altura do HI na vizinhança solar é de 100-200pc, 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.

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.

Identificação dos Limites da Galáxia com o VVV

Uso do Red Clump para Medida de Distâncias

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.

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)

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.

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. http://www.falstad.com/gas/ ff vv dddd = mm 22222222 33 22 ee mmvv22 222222 dddd Função de Distribuição de Velocidades de Maxwell vv pp = 222222 mm vv = 11/22 888888 ππππ vv rrrrrr = 11/22 333333 mm 11/22 Em todas as direções: fff vv dddd = 4444vv 22 mm 22222222 33 22 ee mmvv22 222222 dddd Função de distribuição energética de Maxwell- Boltzmann: FF(EE) = AAee EE kkkk Velocidade

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

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 = pp22 2222

Pela equação de Schrodinger (notação independente do tempo): EEEE xx = ħ22 2222 22 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 222222 22 ħ 22 AA ssssss kkxx = xx22 AA ssssss kkkk = AAAA( kk) sseeee kkkk EE = ħ22 ππ 22 2222LL22 nn22 Função de Partição e Equação de Saha, para um volume cúbico: 0 EE = ħ22 ππ 22 2222LL 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

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 22 00 como as integrais são iguais: FF ee = gg ee FF ee = gg ee αα 33 00 00 ddnn ee αα22 nn 22 00 ddxx ee xx22 00 33 ππ33 22 = gg ee 88αα 33 33 2222LL 22 kkkk ππ33 22 LL 33 (22ππmmmmmm) 33 22 FF ee = gg ee FF 22 33 ħ 22 ππ 22 33/22 ee = gg ee 2222LL 22 22 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 22 33 22 ggrr+11 gg rr ee ΔΔEE rr kkkk 33 22

http://www.astronet.ru/db/xware/msg/1178382

http://www.eso.org/public/images/eso1128a/

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 = 3333 444444 11/33 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.

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] 10 3-10 4 10 4 10 4 10 5 Densidade [cm -3 ] 10 11-10 15 10-10 4 10 2-10 5 10-2 - 10 3 Dimensão [pc] 10-9 10-5 1-10 2 10-2 - 1 3-50 Velocidade [km/s] 10 2 10 3 * 10 25 300-6000 Massa [M sol ] 10-17 1 10 2-10 4 10-2 - 1 1-10

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.

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 http://www.astro.wisc.edu/wham/

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 http://astrometry.fas.harvard.edu/skymaps/halpha/

Gás em Emissão Próximo a Rho Ophiuchus

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

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

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

A Nebulosa do Cone em Monoceros.

IC 1805 em Cassiopeia.

Fragmentação da nuvem

Estágios de Fragmentação

Formação de Gerações Estelares

Fragmentação da nuvem http://www.ualberta.ca/~pogosyan/teaching/astro_122/lect15/lecture15.html

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.

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

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

Fragmentação da nuvem

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,

T Tauri Vistas no Infravermelho: Discos e Jatos

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.

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

Objetos Herbig-Haro

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

More Herbig- Haro objects.

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