Astronomia Galáctica Semestre:

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Astronomia Galáctica

Semestre: 2016.1

Sergio Scarano Jr 10/10/2016

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All-sky image, constructed from two years of observations by NASA's Fermi Gamma- ray Space Telescope, shows how the sky appears at energies greater than 1 billion electron volts (1 GeV).

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Remanescentes de Supernovas

Estes objetos são o resultado da interação entre o material ejetado na explosão de uma supernova e o meio interestelar.

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Diferenças entre os Tipos de Supernovas

DIFERENÇAS SNI SNII

Hidrogênio no

espectro Não Sim

Origem

Estrelas velhas de baixa massa acretando massa de

companheira

Estrelas jovens com massa no núcleo superior a 8 M_sol

Detonação

Instabilidade termonuclear pelo acumulo de massa acima

da massa crítica

Colapso gravitacional do núcleo após exaustão do combustível Onde ocorrem Tanto em galáxias espirais

quanto elípticas.

Braço de galáxias espirais e em galáxias irregulares

Freqüência de

evento 1/100 anos 1/30 anos

Velocidade de gás

ejetado 10000 km/s 5000 km/s

Ritmo de diminuição do

brilho

Depois do pico, uma fração de 0,1 mag/dia e depois ritmo constante de 0,014 mag/dia

Semelhante ao da SNI, mas entre 40 e 100 dias depois do máximo ocorre uma queda de

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Os Tipos de Supernovas

Existem dois tipos principais de supernovas:

Supernova Tipo I (SN1937e) Supernova Tipo II (SN1940b)

-20

-19

-18

-17

-16

-15

-14

-13

-12

-11

-10

Período [dias] Magnitude Abso luta

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Distâncias por Meio de Supernovas

Supernovas do Tipo Ia, por corresponderem a um evento explosivo associado a superação do limite de massa de Chandrasekhar, liberam a mesma quantidade de energia para o espaço, tendo portanto um brilho característico. -20 0 20 40 -17 -18 -19 -20 Banda V Dias M V Calan/Tololo SNe Ia Observadas -20 0 20 40 -17 -18 -19 -20 Dias

Curvas de Luz Corrigidas pela Escala de Tempo de decaimento da curva de luz Banda V 3 , 19 M_V   5 5

10

 



m M

D

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Estrutura de uma Bolha de uma SN

Frente de choque Vento “Lento” Casca Fina do Impacto com Vento “Lento” Vento Rápido Vento de “Rebote” Alargamento da cavidade aberta pelos ventos estelares

Zona de compressão. Ela irradia eficientemente, resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular

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As Superbolhas – Contribuição das SN

Os ventos gerados por associações de estrelas O e B e suas explosões em supernova atuam conjuntamente na evolução de uma superbolha.

Características:

1-) Supernovas injetam energia a uma taxa decrescente desde 3 Myr até 40 Myr;

2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursão no MI quando isoladas;

3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada cresce durante 1,5 Myr a atinge um raio de 50 pc;

4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9 vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc (no plano) e 300 pc (na direção vertical).

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Evidências Observacionais de “Super-Bubbles”

Geradas por Supernovas

Algumas evidências de supebolhas em escala galáctica geradas por supenovas e “bursts” estelares:

Imagem óptica da Galáxia NGC3079 obtida por NASA/HST

3000 al

3500

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As Superbolhas e as “Fontes Galáticas”

O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo até o halo. No caminho ele se resfria, condensando-se em nuvens neutras e se precipitando balisticamente no plano galáctico.

“Fontes”

“Chaminé

s”

Nuvens de alta

velocidade?

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O Enriquecimento Químico Induzido por Supernovas

As supernovas do Tipo I favorecem o enriquecimento químico do meio em elementos de massa atômica mais elevadas. As supernovas do Tipo II, por sua vez, em massas atômicas menores. Na região solar:

C _O Mg Si P S Cl Ar Ca K Ti V Cr Mn Ni Co Zn 10 15 20 25 30 35 40 45 50 55 60 65 70 0.01 0.1 1 Abund ânc ia de Eleme ntos em Relaçã o ao So l

Número de Massa [uma]

C O Ne Na _Mg Al Si _P S Cl Ar K Ca Ti V Cr Mn Fe Ni Co Zn Sc C O Ne Na_Mg Al Si P S Cl Ar K Ca Sc Ti V Cr MnFe Ni Co Zn Tipo I Tipo II Tipo I + Tipo II

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Nucleosíntese explosiva (captura de nêutrons) Big Bang Nucleosíntese quies-cente e explosiva Espalação

Abundâncias e Metalicidades

Abundância é uma grandeza que mede o quanto existe de um dado elemento em relação ao total de todos os elementos químicos. Metalicidade é a abundância dos elementos mais pesados que o He.

50% dos metais

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Outra Revolução na Observação Astronômica

Tanto a invenção da fotografia quanto da espectroscopia revolucionaram o registro de informações astronômicas.

Primeira foto: 1887, por Isaac Roberts

Primeiras observações espectroscópicas de nebulosas (visuais!) Primeiros espectros fotográficos de estrelas: ~1910 (Fath, Wolf) William Huggins

(1864-68: )

Primeiros registros morfológicos, por Parsons 1880).

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Como conhecer melhor as estrelas da vizinhança?

Estudo de estrelas do tipo G e F com ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscópicos.

http ://spiff. rit.edu/cl asses/p hys301/ lect ures/ bl ack bo dy /sunlike_sp ectrum. g if

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Classes de elementos

• Elementos α: Formadas dentro de estrelas “normais”, mesmo em

estrelas que possuíam inicialmente somente H e He. A partir do O  Ne, Mg, Si, S, A, Ca, Na, Al

• Elementos do pico do Ferro: Número de massa 40 < A < 65: Sc, Ti, V, Cr,

Mn, Fe, Co, Ni, Cu

Formados em núcleos quentes de estrelas durante sua evolução (Supernova Ia)

• Elementos s-processed

Massa atômica maior que o Ferro (A=55,8): Sr, Y, Ba, La, Ce, Pr, Pb, Bi

“s” de slow, ocorre em estrelas evoluídas no AGB? (asymptotic giant branch)

• Elementos r-processed

Se, Br, Kr, Te, I, Os, Ir, Pt

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Como conhecer melhor as estrelas da vizinhança?

• Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com

ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscópicos.

• Correspondência entre abundâncias • Entre idade e abundâncias, etc

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0.00 0.02 0.04 0.06 0.08 0.10 0.12 0.14 -0.6 -0.5 -0.4 -0.3 -0.2 -0.1 0.0 0.1 0.2 0.3 NGC2506 NGC2243 NGC2420 NGC7789 NGC6819 NGC7052 NGC2360 NGC0188 NGC5822 NGC2682 NGC2477 [F e/H]  (U-V) Hyades

Relação entre Cor e Metalicidade

Relação entre a cor e a metalicidade dos aglomerados abertos mais bem explorados na literatura (Mihalas & Binney, 1981). O excesso de ultravioleta

(U-V) e a abundância de ferro correspondem aos valores médios para as estrelas apropriadamente escolhidas nestes aglomerados.

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Populações Estelares

O estudo dos aglomerados estelares permitiu que se estabelecesse os dois tipos de populações estelares. Observando Andrômeda no Mount Wilson Telescope encontrou correlações com o que era observado em nossa galáxia.

População I: são jovens, azuis e ricas em metais (concentradas no disco)

População II: são mais velhas e pobres em metais. (em todas as direções mas concentradas no bojo)

Baade (1944)

Esse estudo se consolida quando ademais das metalicidades forem consideradas as velocidades dos objetos

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O que Ocorre em Nossa Galáxia em Termos Dinâmicos

Em nossa galáxia, por sua vez, é possível medir movimentos próprios e a velocidade radial, o que nos fornece o vetor de velocidade tridimensional.

Coordenadas Gálácticas:

Sartori, Lepine & Dias (2003)

Movimento sistemático de objetos ultrapassados pelo Sol:

Número de Es tr elas Velocidades v₁ v₂ v₃ v₄ v₅ v₆ v₇ v₈ v₉ v₁₀ v₁₁ v₁₂ Velocidade Número de Objetos Dispersão de Velocidades

Kapteyn havia descoberto a primeira evidência da rotação galáctica:

medindo a paralaxe verifica que o movimento das estrelas próximas é mais ou menos ordenado.

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Dispersão de Velocidades

Desconhecido o movimento próprio, o melhor que se pode supor com as velocidades radiais observadas é que elas se espalham com igual probabilidade no espaço.

σ: dispersão de velocidades unidimensional- “temperatura” do gás de estrelas

𝒗𝟐 = 𝒗_𝒙𝟐 + 𝒗_𝒚𝟐 + 𝒗𝟐_𝒛 = 𝝈_𝒙𝟐 + 𝝈_𝒚𝟐 + 𝝈_𝒛𝟐

Se a distribuição de velocidades é isotrópica:

𝝈_𝒙𝟐 = 𝝈_𝒚𝟐 = 𝝈_𝒛𝟐 = 𝝈𝟐

Então: _𝒗𝟐 _{= 𝟑𝝈}𝟐

Consequentemente, a forma do sistema estelar depende de sua dispersão de velocidades: • Sistemas oblatos: 𝝈_𝒙 = 𝝈_𝒚 > 𝝈_𝒛 • Sistema prolatos: 𝝈_𝒙 = 𝝈_𝒚 < 𝝈_𝒛 • Sistemas triaxiais: 𝝈_𝒙 ≠ 𝝈_𝒚 ≠ 𝝈_𝒛

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Relação Idade/Metalicidade e Cor/Metalicidade

Estudando as metalicidades e as idades de aglomerados globulares é possível estabelecer uma relação entre idade e metalicidade.

Forbes, Duncan A. et al.

Mon.Not.Roy.Astron.Soc. 404 (2010) 1203

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Metalicidades e Idades e Metalicidades e Velocidades

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Relações Idade, Metalicidade e Dinâmica Estelar

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O que Ocorre em Nossa Galáxia

Lindblad e Oort identificaram as mudanças nas direções dos vetores velocidades para raios menores e maiores do que o solar como uma conseqüência da rotação do Sol em torno da galáxia. Baade associou os tipos de estrelas à sua cinemática (população I e II) observando outras galáxias. População I (Bojo) População II (Disco) Menos metais Mais velho Mais vermelho Mais metais Mais novo Mais azul Carney in Lépine (2008)

 de velocidades no Menor dispersão disco  Movimento ordenado no Disco Associado a Curva de Rotação

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Escala de Altura e Disco Fino e Espesso

Segundo Bahcall e Sonera (1980) estrelas jovens (círculos preenchidos), se encontram em um disco mais próximas do plano médio, enquanto estrelas mas velhas (círculos abertos) se encontram mais afastadas da mesma referência.