População estelar em galáxias

Apresentação em tema: "População estelar em galáxias"— Transcrição da apresentação:

1 População estelar em galáxias
Universidade Federal do Rio Grande do Sul Departamento de Astronomia População estelar em galáxias Rogério Riffel riffel Santo Antônio de Pádua, 04 de Abril 2014.

2 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.

3 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. Wikepedia E.g. Informações sobre o passado dos dinossauros obtidas de fósseis encontrados hoje & agora.

5 Mas, tchê, qual a relação disto com as estrelas de uma galáxia?
O método Fóssil: Estrelas evoluem. 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) estrelas = memória fóssil Espectro da galáxia = dados do fóssil História da Galáxia

6 Lgal(l) = S L*(l;age,Z) N*(age,Z)

7 Lgal(l) = S L*(l;age,Z) N*(age,Z)

8 Lgal(l) = S L*(l;age,Z) N*(age,Z)

9 Espectro de uma Galáxia
Kennicutt 92

10 Espectros de Galáxias

11 Espectros de Galáxias

12

13 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 Espectros de galáxias: Stars + Gas + ...
estrelas continuo+ linhas de absorção Gás: Regiões HII / AGN Linhas de emissão

16 Síntese de População Estelar
= S ’s x x x

17 = S ’s (+ gás + poeira + ...) Lgal(l) = S L*(l)
Síntese de População estelar: Receita básica O “Teorema Fundamental” da Síntese de Pop. Estelar: = S ’s (+ gás + poeira + ...) Lgal(l) = S L*(l) + extinção x A(l) & cinemática x (v*,s*,vrot)

18 = S ’s Lgal(l) = S L*(l) Síntese de População estelar: Receita básica
O “Teorema Fundamental” da Síntese de Pop. Estelar: = S ’s Estrelas individuais Espectros de Aglomerados observados Espectros de modelos de Aglomerados ... Lgal(l) = S L*(l)

19 Síntese de População estelar: Receita básica
computando o espectro de uma galáxia IMF & SFH Lgal(l) = S L*(l) = S N*(m,t,Z) L*(l ; m,t,Z) * m,t,Z Espectro estelar como função de m, t & Z Epect. Gal. Soma sobre cada estrela Soma sobre m, t & Z’s

20 S N*(m,t,Z) L*(l ; m,t,Z) = NSSP(t,Z) LSSP(l ; t,Z)
Síntese de População estelar: Receita básica computando o espectro de uma galáxia IMF & SFH Lgal(l) = S L*(l) = S N*(m,t,Z) L*(l ; m,t,Z) * m,t,Z Espectro estelar como função de m, t & Z Epect. Gal. Soma sobre cada estrela Soma sobre m, t & Z’s População estelar simples: integrada 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)

21 Aplicações na região óptica

22 Posso aplicar isso ao infravermelho próximo?

23 Starburst 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

24 Assinatura de população intermediária (Banda do CN 1.1 µm)
Permite identificar a presença de formação estelar recente. Prevista por modelos teóricos que incluem espectros empíricos de estrelas TP-AGB (Maraston, 2005). Ela é útil para investigar a conexão AGN-SB. Riffel et al., 2007 – APJ-L, 659, 109

25 É possível explicar a SED do NIR das galáxias Seyfert com: modelos de população estelar + AGN?

26 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

27 Síntese de galáxias Seyfert- SP + AGN
NÃO

28 De volta à prancheta

29 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?

30 As principais componentes da SED do NIR são:
Precisamos nos preocupar com a emissão térmica da poeira!

31 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 poeira quente (800 K / 1200K) Riffel et al., 2008, 2009. IAUS262

33 Spectral Synthesis Synthesis code Base Set
STARLIGHT: models the whole underlying spectrum , excluding emission lines and spurious data (Cid Fernandes et al., 2004, 2005). Base Set 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.

34 Resultados Riffel et al., 2009, MNRAS,400,273
IAUS262 – RJ, Brazil, 2009.

35 Resultados Riffel et al., 2009, MNRAS,400,273

36 Resultados Riffel et al., 2009, MNRAS,400,273
IAUS262 – RJ, Brazil, 2009.

37 Podemos fazer síntese espacialmente resolvida?

38 Podemos fazer síntese espacialmente resolvida?
=

39

40

41 Resultados Gerais – SP – IFU – 900 espectros (25 pc)

42 Resultados Gerais – SP – IFU – Exemplo do ajuste

43 Resultados Gerais – SP - IFU
Baixo valor de sigma associado com população intermediária/jovem (300 Manos) Consistente com um cenário onde a origem do anel de baixo sigma é devido a um “inflow” de gás que formou estrelas. Estas ainda mantém a cinemática do gás (mais fria). Riffel et al., 2010, ApJ, 713, 469

44 Resultados Gerais – SP - IFU
Alto valor de sigma associado a população velha. Riffel et al., 2010, ApJ, 713, 469

45 Resultados Gerais – SP - IFU
Poeira quente. Não resolvido. Massa: 1200 x 10-5 Msol

46 Resultados Gerais – SP - IFU
Resultados similares foram obtidos para Mrk Porém não detectamos poeira quente. Riffel et al., 2011, MNRAS, Aceito.

47 Perspectivas 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 ...

48 Obrigado!