Astrofísica Extragaláctica!
Aula #7
!Karín Menéndez-Delmestre!
Observatório do Valongo!Seminários: !
Populações Estelares!
!
Conroy et al. 2013
(http://arxiv.org/pdf/1301.7095v1.pdf)!Buat et al. 2014
(http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:1310.7712)!!
Seminário 1
!Modeling the Panchromatic Spectral
Energy Distributions of Galaxies!
!
Conroy et al. 2013
(http://arxiv.org/pdf/1301.7095v1.pdf)!! !
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! No modelo SPS, ela cumpre o papel de obscurecer o UV e óptico e emitir no IR.
Atenuação
! A diferença entre atenuação e extinção é que:
(1) luz pode ser espalhada nos dois sentidos da linha de visada; (2) a distribuição geométrica de poeira relativa às estrelas afeta fortemente o SED.
! Geometrias de poeira diferentes levam a curvas de atenuação diferentes. A atenuação é incluída no SPS alterando essa curva.
! !
,#%'/-Emissão! Após ~ 10 m, os SEDs de galáxias são dominados por grãos de o p poeira.
! Ela é composta de grãos de silicato e carbonáceos, sendo que estes devem ser PAHs quando pequenos e grafite quando grandes. ! Em comprimentos maiores ( > 50 m), a emissão é dominada por o p
grãos de temperatura ~ 15-20 K e contribuem com ~ 2/3 da emissão IR.
! !
,#%'/-Poeira ao redor de estrelas AGB! Estrelas AGB experimentam perda de massa que chegam a 10−4 M! yr−1.
! Essa massa perdida é rica em poeira, de modo que essas estrelas são obscurecidas no óptico e emitem muito no IR.
! Para o modelo SPS, elas diminuem a sua importância no óptico e NIR e aumentam o fluxo de mid-IR em diante.
! !
,#28&-AC%6!36*%&-/%6!<#02#6*-6
! As CSPs diferem das populações simples por conterem: (1) estrelas com faixa de idades dada pelo SFH;
(2) estrelas com faixa de metalicidades dadas pela função de distribuição de metalicidades P(Z,t);
(3) poeira.
! A SFH geralmente é definida como SFR e" − qt/. Mas recentemente
SFHs crescentes estão sendo usados para galáxias de alto redshift. ! A metalicidade costuma ser introduzida substituindo P(Z,t) pela
função . O impacto disso ainda precisa ser mais estudado.r
! !
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! !
30'66B#!U%78&-/
! Emissão nebular é envolve emissões contínuas (livre-livre, livre-ligada etc) e de linhas de recombinação.
! Emissão nebular é mais importante em baixa metalicidade e idades
jovens.
! Nesses casos, a contribuição pode chegar a 20 – 60%.
! !
?-eB#!0-66-X&8e!%!0-66-6!%6*%&-/%6
! Existem 3 técnicas básicas para estimar razão M/L de uma galáxia: (1) usar relações tabuladas entre cor e M/L;
(2) modelar fotometria de banda larga;
(3) modelar espectros de resolução moderada.
M/L baseado em cor
! Estimativas pelo índice de cor começaram com Bruzual & Charlot (2003) mostrando que variações na metalicidade e SFH moviam as galáxias de maneira bem definida no espaço de M/LB vs. B-R.
! Eles perceberam que surtos de SF tardios e variação de IMF impedem a relação de funcionar.
! !
?-eB#!0-66-X&8e!%!0-66-6!%6*%&-/%6
! Portanto, eles concluíram que, para IMF fixo e sem surtos de SF
tardios e sistemas de baixa metalicidade, é possível estimar o M/L a
partir de apenas uma cor.
M/L a partir de banda larga e ajuste de espectros
! Ajustar SEDs de banda larga permite encontrar massas estelares para galáxias “normais” com erro de ~ 0,3 dex.
! Massas estelares parecem ser um dos mais robustos parâmetros obtidos por ajuste de SED.
! Isso pode ser devido a que, no diagrama cor-M/L, o vetor avermelhamento por poeira é aproximadamente paralelo às variações de SFH e metalicidade.
! !
?-eB#!0-66-X&8e!%!0-66-6!%6*%&-/%6
! A escolha do SFH (se crescente, decrescente, ou de surtos) pode alterar a massa de melhor ajuste em até 0,6 dex.
! Uma regra útil é que a razão M/L estimada por SFH simples (ou “de idade simples”) é o limite inferior do M/L real.
! Isso porque estrelas jovens “ocultam” as mais velhas pelo brilho maior, em galáxias com muitas estrelas jovens.
! !
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Massas estelares em alto redshift! Galáxias com alto SFR podem conter uma grande população de estrelas “ocultas”, pois elas têm grande M/L.
! Papovich et al. (2001) viu que um modelo de SFH com 2 componentes (jovem+velho) levava a uma massa bem maior do que um modelo simples. A diferença era um fator de ~ 3-10.
! Isso pode ser um problema em altos redshifts, pois costumam ter SFRs maiores.
! !
?-eB#!0-66-X&8e!%!0-66-6!%6*%&-/%6
! Assim, a razão M/L será:
" Para 13 Gyr, 4,5 a 15 vezes maior para um surto de SF do que para
SFH constante;
" Para 500 Myr, 2,5 a 5 vezes maior, na mesma comparação.
! Então é esperado que menos massa estará “oculta” em z > 6.
! !
b-;-6!%!+'6*F/'.#6!$%!9#/0-AB#!%6*%&-/!%!'$-$%6!%6*%&-/%6
! A prática comum para medir SFRs é usar indicadores
monocromáticos.
! Cada indicador é sensível a uma escala de tempo diferente de formação estelar.
! A mais curta, ~ 106 yr, é indicada por radiação ionizante (medida por
linhas de recombinação). UV e IR são sensíveis a escalas de 108 yr.
! O IR é sensível porque comprimentos de onda mais curtos exibem a
poeira aquecida por regiões H II... e porque FIR é sensível a poeira aquecida por estrelas velhas e jovens.
! Entre linhas de recombinação, comprimentos mais longos são melhores porque são menos afetados pela atenuação da poeira. Então P é melhor do que H .s s
! !
b-;-6!%!+'6*F/'.#6!$%!9#/0-AB#!%6*%&-/!%!'$-$%6!%6*%&-/%6
! Os indicadores de SFR no óptico e UV requerem correção quando usados sozinhos. Por isso indicadores combinados tem se popularizado, geralmente com combinação de UV e IR ou H e IR.s
Idades baseadas em luz
! Enquanto as idades baseadas em massa tem relação com o SFH integrado, as idades baseadas em luz são medidas diretamente de SEDs.
! Por isso, idades baseadas em massa são sempre maiores maiores do que as em luz por causa das estrelas velhas ocultadas pelas jovens. ! Para sistemas mais velhos que 9 Gyr é difícil medir idades porque a
evolução das isócronas é muito lenta.
! !
! !
"%*-&'.'$-$%6!%6*%&-/%6!%!2-$/C%6!$%!-78($j(.'-Degenerescência idade-metalicidade! A metalicidade, Z, afeta o SED de duas formas:
(1) aumento na metalicidade resulta em temperaturas efetivas menores, incluindo uma sequência principal e ramo das gigantes mais frios;
(2) Para Teff fixo, aumento na metalicidade resulta em absorção
espectroscópica mais forte e cores mais vermelhas.
! Esses dois efeitos levam a um avermelhamento do SED para metalicidade maior.
! A idade também tende a avermelhar o SED pelo seu efeito nas isócronas.
! !
"%*-&'.'$-$%6!%6*%&-/%6!%!2-$/C%6!$%!-78($j(.'-! Para idades > 5 Gyr nenhuma banda nem índices espectrais conseguem separar idade e metalicidade.
! Worthey criou sua “regra dos 3/2”, onde um aumento/redução na idade da população por um fator de 3 é degenerado com um aumento/redução na metalicidade por um fator de 2.
! Essa degenerescência pode ser quebrada por linhas de hidrogênio de
Balmer (sensíveis à idade) e por índices Fe4668 e Fe5270 (sensíveis à metalicidade).
! Depois se tornou claro que cores no óptico-NIR de banda larga de populações estelares compostas poderiam separar efeitos de idade e metalicidade.
! !
"%*-&'.'$-$%6!%6*%&-/%6!%!2-$/C%6!$%!-78($j(.'-! Isso porque as cores azuis sondam o turnoff da sequência principal sensível à idade, enquanto vermelho/NIR sondam os ramos gigantes sensíveis à metalicidade.
! Então estimativas de metalicidades podem ser obtidas de dados fotométricos apenas, desde que as idades não sejam muito velhas. ! A maneira mais robusta de estimar metalicidades é usar
espectroscopia. Espectros ópticos de galáxias são ricos em absorções atômicas e moleculares visíveis mesmo em baixa resolução (R ~ 1000).
! !
"%*-&'.'$-$%6!%6*%&-/%6!%!2-$/C%6!$%!-78($j(.'-Padrões de abundância! Wallerstein (1962) foi o primeiro a mostrar que padrões de abundância não-solar eram comuns em estrelas pobres em metais na Galáxia.
! Modelos SPS de Worthey et al. (1992) mostraram que a razão [Mg/Fe] varia dentro de uma galáxia early-type.
! A proporção entre -elementos e ferro, [ /Fe], é importante porque s s informa sobre o SFH de galáxias.
! !
"%*-&'.'$-$%6!%6*%&-/%6!%!2-$/C%6!$%!-78($j(.'-! Não há transições de oxigênio atômico em espectros de resolução moderada, mas moléculas envolvendo oxigênio (TiO, H2O, CO e OH) se expressam em espectros ópticos-NIR de estrelas frias.
! A situação com oxigênio é complexa porque o CO tem o mais alto potencial de dissociação, assim aumentar a abundância de oxigênio leva a um efeito sobre outras moléculas.
! Por exemplo, aumentar o oxigênio leva ao consumo de carbono na formação de CO, o que causa uma redução na concentração de CN e C2.
! !
"%*-&'.'$-$%6!%6*%&-/%6!%!2-$/C%6!$%!-78($j(.'-Cauda de baixa metalicidade! Estrelas na Galáxia tem uma ampla faixa de metalicidades, então é de se esperar que outras galáxias massivas tenham estrelas de metalicidade variada.
! Isso foi confirmado por diagramas cor magnitude resolvidos de galáxias early-type próximas.
! A diferença entre uma população uniforme rica em metais e outra que contém pelo menos uma pequena fração de estrelas pobres em metais
seria mais aparente no UV.
! Isso tem duas razões: em baixa metalicidade, o turnoff da sequência principal é bem mais quente; e em baixa metalicidade, observa-se que as populações têm grandes números de HB azuis.
! !
"%*-&'.'$-$%6!%6*%&-/%6!%!2-$/C%6!$%!-78($j(.'-! Os modelos preveem que ~ 10% das estrelas em uma galáxias evoluída terão [Fe/H] < -1. Populações velhas com [Fe/H] < -1 podem abrigar estrelas HB azuis.
! Sobre galáxias com formação estelar ativa, quase nada se sabe sobre suas metalicidades, pois as estrelas jovens sobrepujam no UV, impedindo que se veja a presença ou ausência de estrelas de baixa metalicidade.
! !
M!98(AB#!$%!0-66-!'('.'-&
! Não está claro se o IMF teve a mesma forma por todo o tempo cósmico e em todos os ambientes.
! A porção de massa baixa é importante, pois tem ~ 60 – 80% da densidade de massa estelar do Universo como estrelas < 0,5 M!.
! Estrelas de baixa massa são muito fracas e contribuem pouco com a luz integrada.
! !
M!98(AB#!$%!0-66-!'('.'-&
! Spinrad & Taylor (1971) proporam que o núcleo de galáxias próximas
seria dominado por anãs, com um M/L=44.
! Frogel et al. (1978) analisaram cores no óptico-NIR e na banda do CO para 51 galáxias early-type e concluíram que um IMF rico em anãs era inconsistente e apontaram um M/LV < 10.
! Com melhores detectores e modelos, Carter et al. (1986) foram contra o IMF rico em anãs com base nos dados de Na I, CaT, TiO e FeH de 14 galáxias elípticas e lenticulares. Encontraram um M/L ~ 6.
! !
M!98(AB#!$%!0-66-!'('.'-&
! Os antigos trabalhos que mediram o IMF de espectros sofreram de várias limitações sérias, como:
(1) falta de cálculos precisos de evolução estelar para a sequência principal e estágios avançados;
(2) o uso de espectros empíricos coletados da vizinhança solar, ou seja, os efeitos das taxas de abundância não-solares podem ter sido desconsiderados;
(3) tecnologia ruim de detecção de NIR, o que dificultou para medir o IMF de baixa massa na luz integrada.
! Nas últimas duas décadas, essas limitações foram reduzidas significativamente. Os cálculos de evolução estelar melhoraram, a resposta às variações de abundância foram estudadas e a detecção de NIR tem melhorado.
