população estelar em galáxias
DESCRIPTION
Universidade Federal do Rio Grande do Sul Departamento de Astronomia. População estelar em galáxias. Rogério Riffel www.if.ufrgs.br/~ riffel. Santo Antônio de Pádua, 04 de Abril 2014. Por que é importante saber as características das estrelas que compõem a luz de uma galáxia?. - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
População estelar em galáxias
Universidade Federal do Rio Grande do SulDepartamento de Astronomia
Rogério Riffel
www.if.ufrgs.br/~ riffel
Santo Antônio de Pádua, 04 de Abril 2014.
Por que é importante saber as características das estrelas que compõem a luz de uma galáxia?
Auxilia na compreensão da formação da galáxia.
Pode ser utilizada para compreender como as galáxias evoluem.
Nos ajuda a compreender como a Via-Láctea se formou e como evolui.
Ajuda a compreender e entender os processos físicos que ocorrem no Sol.
Nos permite compreender como o Universo é hoje e como foi no passado.
Síntese de População Estelar
O termo população tem distintas definições.
Em Estatística define-se população como o conjunto de todos os elementos ou resultados sob investigação.
Em Biologia define-se como um grupo de indivíduos que acasalam uns com os outros, produzindo descendência.[1]
Em Sociologia define-se como um conjunto de pessoas “restritas” à um determinado espaço, num dado tempo. [2]
Em Astronomia quais as características (idade e composição química) das estrelas que compõe uma galáxia.
Qual a idade e composição química das estrelas que compõe uma galáxia?
4
Como obter informação do passado com observações do presente?
Paleontologia (do grego palaiós, antigo + óntos, ser + lógos, estudo) é a ciência natural que estuda a vida do passado da Terra e o seu desenvolvimento ao longo do tempo geológico, bem como os processos de integração da informação biológica no registro geológico, isto é, a formação dos fósseis.
E.g. Informações sobre o passado dos dinossauros obtidas de fósseis encontrados hoje & agora.
Wikepedia
5
Mas, tchê, qual a relação disto com as estrelas de uma galáxia?
O método Fóssil:
estrelas = memória fóssilEspectro da galáxia = dados do fóssil
História da Galáxia
1) Estrelas evoluem.2) Galáxias = S de estrelas de diferentes idades/metalicidades
3) distribuição de idades informações da evolução 4) Recuperar a história da galáxia apartir de suas estrelas
Lgal(l) = S L*(l;age,Z) N*(age,Z)
Lgal(l) = S L*(l;age,Z) N*(age,Z)
Lgal(l) = S L*(l;age,Z) N*(age,Z)
Lgal(l) = S L*(l;age,Z) N*(age,Z)
Espectro de uma Galáxia
Kennicutt 92
10
Espectros de Galáxias
11
Espectros de Galáxias
Hummm....
O que posso fazer com isso?Que tipo de informação posso tirar deste espectro?Como determino a idade da galáxia?.....
14
Espectros de galáxias: estrelas + Gás + ...
• Mistura da Pop. Estelar – Star Formation History (SFH)• Propriedades do gás– Fonte de ionização: estrelas x AGN • Cinemática & Poeira – s*, AV
Informações sobre:
15
estrelas continuo+ linhas de absorção
Gás: Regiões HII / AGNLinhas de emissão
Espectros de galáxias: Stars + Gas + ...
Síntese de População Estelar
= x1 + x2 + x3 + ...
= S ’s
Síntese de População estelar: Receita básica
= S ’s (+ gás + poeira + ...)
Lgal(l) = S L*(l)
O “Teorema Fundamental” da Síntese de Pop. Estelar:
+ extinção x 10-0.4 A(l)
& cinemática x (v*,s*,vrot)
= S ’s
Lgal(l) = S L*(l)
• Estrelas individuais• Espectros de
Aglomerados observados
• Espectros de modelos de Aglomerados
• ...
Síntese de População estelar: Receita básica
O “Teorema Fundamental” da Síntese de Pop. Estelar:
Lgal(l) = S L*(l) = S N*(m,t,Z) L*(l ; m,t,Z) * m,t,Z Epect.Gal.
Espectro estelar como função de
m, t & Z
Soma sobre cada
estrela
Soma sobre m, t & Z’s
• computando o espectro de uma galáxia IMF & SFH
Síntese de População estelar: Receita básica
S N*(m,t,Z) L*(l ; m,t,Z) = NSSP(t,Z) LSSP(l ; t,Z) m,t,Z espectro de uma SSP(t,Z)
• População estelar simples: integrada
Lgal(l) = S L*(l) = S N*(m,t,Z) L*(l ; m,t,Z) * m,t,Z Epect.Gal.
Espectro estelar como função de
m, t & Z
Soma sobre cada
estrela
Soma sobre m, t & Z’s
• computando o espectro de uma galáxia IMF & SFH
Síntese de População estelar: Receita básica
www.starlight.ufsc.br
Aplicações na região óptica
Posso aplicar isso ao infravermelho próximo?
Primeiro estudo de população estelar no NIR usando todo o intervalo espectral.
A população estelar no NIR é dominada por estrelas de idade intermediária (~ 1 Gyr).
Os modelos teóricos desenvolvidos no NIR servem para ter uma estimativa da população estelar.
Riffel et al., 2008, MNRAS, 388, 803
Starburst
É possível explicar a SED do NIR das galáxias Seyfert com: modelos de população estelar + AGN?
Núcleo Ativo de Galáxia (AGN)São galáxias que emitem a maior parte de sua energia com espectro não térmico. Ou seja, a radiação proveniente do um AGN não pode ser explicada apenas por processos térmicos gerados no interior das estrelas.
“Fauna” de AGNs X Modelo Unificado
Síntese de galáxias Seyfert- SP + AGN
NÃO
De volta à prancheta
As principais componentes da SED do NIR são:
1- Estrelas; (Bojo)
2- Lei de Potência; (SMBH-AGN)
Mas estamos analisando o infravermelho? Será que tem mais uma componente?
As principais componentes da SED do NIR são:
Precisamos nos preocupar com a emissão térmica da poeira!
As principais componentes da SED do NIR são:
1- Estrelas; (Bojo)
2- Lei de Potência; (SMBH-AGN)
3- Poeira quente. (Toróide)
Fig: AGN news
32
Efeito da poeira quente na SED
NGC 7714 + poeira quente (800 K / 1200K)
Riffel et al., 2008, 2009.
Spectral Synthesis Synthesis code
Base Set
STARLIGHT: models the whole underlying spectrum , excluding emission lines and spurious data (Cid Fernandes et al., 2004, 2005).
Stellar Population (SP): The most recent EPS models of Maraston (2005). They include the effects of TP-AGB stars and are able to fit the observations (Riffel et al, 2007, 2008).
Featureless continuum (FC): Power Law of the form F ~ -1.5 ; represents the non-thermal contribution of the AGN (e.g. Cid Fernandes et al., 2004).
Planck distribution (BB): 700 ≤ T ≤ 1400 K; to represent the hot dust.
IAUS262 – RJ, Brazil, 2009.
Resultados
Riffel et al., 2009, MNRAS,400,273
Resultados
Riffel et al., 2009, MNRAS,400,273
IAUS262 – RJ, Brazil, 2009.
Resultados
Riffel et al., 2009, MNRAS,400,273
Podemos fazer síntese espacialmente resolvida?
Podemos fazer síntese espacialmente resolvida?
=
Resultados Gerais – SP – IFU – 900 espectros (25 pc)
Resultados Gerais – SP – IFU – Exemplo do ajuste
Resultados Gerais – SP - IFU
Poeira quente.
Não resolvido.
Massa: 1200 x 10-5 Msol
Analisar as componentes da SED em ULIRGS e Elípticas no NIR
Estudar em detalhes estas componentes no núcleo de galáxias com IFUs.
Atualizar a base de elementos usando modelos de SED
que levem em conta a transferência radiativa.
Continuar testando os modelos de SSPs.
Estudar as “variações” espaciais da SED em AGNs.
e ...
Perspectivas
