Astrofísica Extragaláctica! (Aula #2)" Karín Menéndez-Delmestre" Observatório do Valongo!

Astrofísica Extragaláctica!

(Aula #2)

"

Karín Menéndez-Delmestre"

Tópicos!

1.  Revisão:!Formação!e!Evolução!Estelar! 2.  Introdução!a!Extragalác@ca! 2.1.!Contexto!Histórico! 2.2.!Via!Láctea! 2.3!Conceitos!Básicos!em!Astronomia!Extragalác@ca!! !

Galáxias:!quadro!geral!

•  Galáxias!são!vastos!sistemas!estelares!que!povoam!o!Universo.!

•  Contêm!~105_O1011_!estrelas.!

•  Também!contêm!diversos!@pos!de!aglomerados!estelares!e! nebulosas.! •  Costumam!ser!consideradas!as!unidades!fundamentais!de! construção!da!estrutura!do!Universo.! •  Uma!galáxia!Spica!possui!diâmetro!de!30!kpc.! •  Nossa!Galáxia!é!apenas!uma!entre!os!bilhões!de!galáxias!que! atualmente!se!sabe!exis@r.! ! 2.!Introdução!

A!Via!Láctea!faz! parte!do! chamado! GRUPO!LOCAL,! que!reúne! cerca!de!30! galáxias! próximas,! dentre!as!quais! a!maior!é!! Andrômeda,! distante!cerca! de!700!kpc!de! nós.! ! O Nosso endereço no Universo

Dica:!! Universo! “local”!se! extende!até! ~30!Mpc,!!as! “bordas”!do! Superaglomer ado!de!Virgo!! O Nosso endereço no Universo

Es@maOse!que! o!Universo! contenha! dezenas!de! bilhões!de! galáxias! (~1010_)! ! O Nosso endereço no Universo

Esse!conhecimento!levou!vários!passos...!

A!invenção!do!telescópio!

Hans Lippershey Galileu •  Século!XVII:!invenção!e!u@lização!astronômica!da! telescópio! –  Telescópio!é!inventado!em!1608!(Lippershey,! Holanda).! –  Galileu!(1610)!usa!o!telescópio!e!as!primeiras! estrelas!na!Via!Láctea!são!resolvidas.! 2.1.!Contexto!Histórico!

Primeiros!catálogos!astronómicos:!Messier!

101 objetos do catálogo Messier M51

•  Século!XVII:!invenção!e!u@lização!astronômica!da!telescópio!

•  Século!XVIII:!Messier,!catálogo!de!101!nebulosas!(e.g.,!M51)!

!

•  Século!XVII:!invenção!e!u@lização!astronômica!da!telescópio! •  Século!XVIII:!catálogo!Messier!!

•  Século!IXX:!

–  Dreyer!(1888):!New!General!Catalogue!lista!7840!nebulosas!e! aglomerados!(e.g.,!NGC1300)! ! NGC1300

Primeiros!catálogos!astronómicos:!NGC!

NGC5194!(M51a)! NGC5195!(M51b)! 2.1.!Contexto!Histórico!

•  Século!XVII:!invenção!e!u@lização!astronômica!da!telescópio! •  Século!XVIII:!catálogo!Messier!! •  Século!IXX:! –  Dreyer!(1888):!New!General!Catalogue! –  Herschel!realiza!a!primeira!tenta@va!sistemá@ca!de!mapear!a! Galáxia,!através!de!uma!técnica!de!contagens!estelares...!!

Primeiros!modelos!da!Via!Láctea!

2.1.!Contexto!Histórico!

•  Século!XVII:!invenção!e!u@lização!astronômica!da!telescópio! •  Século!XVIII:!catálogo!Messier!! •  Século!IXX:! –  Dreyer!(1888):!New!General!Catalogue! –  Herschel!realiza!a!primeira!tenta@va!sistemá@ca!de!mapear!a!Galáxia,! através!de!uma!técnica!de!contagens!estelares...!! –  Lord!Rosse!resolve!objetos!individuais!em!nebulosas!espirais!(M51),! e!toma!eles!por!estrelas!(M51b)! !

Primeiros!modelos!da!Via!Láctea!

2.1.!Contexto!Histórico!

•  Século!XVII:!invenção!e!u@lização!astronômica!da!telescópio! •  Século!XVIII:!catálogo!Messier!! •  Século!IXX:! –  Dreyer!(1888):!New!General!Catalogue! –  Herschel!realiza!a!primeira!tenta@va!sistemá@ca!de!mapear!a!Galáxia,! através!de!uma!técnica!de!contagens!estelares...!! –  Lord!Rosse!resolve!objetos!individuais!em!nebulosas!espirais!(M51),!e! toma!eles!por!estrelas!(M51b)! •  Século!XX:! –  Shapley!mapea!a!distribuição!espacial!dos!aglomerados!globulares! e,!determinando!as!distâncias!até!estes,!es@ma!o!tamanho!da!Via! Láctea.!

Primeiros!modelos!da!Via!Láctea!

2.1.!Contexto!Histórico!

O!problema!da!ex@nção!

•  Gás/poeira!interestelar!absorve/ espalha!radiação,! preferencialmente!em! comprimentos!de!onda!menores! (avermelhamento)! –  Objetos!cuja!luz!sofre!ex@nção! parecem!ser!intrinsecamente! mais!fracos.!! –  Se!desconsideramos!ex@nção!a! tendência!é!de!sobre!es@mar! distâncias!estelares.!! •  Todas!as!tenta@vas!de!mapear!a! Galáxia!sofreram!do!problema!de! ex@nção!! !!Shapley!calculou!um!diâmetro!para!a!VL!~2!vezes! maior!do!que!o!valor!real! 2.1.!Contexto!Histórico!

O!Grande!Debate!!

As!nebulosas!espirais!são!ou!não!sistemas!extragalác@cos?!

•  A!medida!que!se!acumulavam!evidências!de!que!as!nebulosas! espirais!con@vessem!estrelas,!aumentava!o!grupo!de! proponentes!de!que!esses!objetos!fossem!sistemas!estelares! independentes,!análogos!à!Via!Láctea.! ! •  O!Grande!Debate:! ! –  Shapley!supunha!que!as!nebulosas!espirais!es@vessem!dentro! da!Via!Láctea!e!que!esta!compreendia!todo!o!Universo.! ! –  Cur@s!argumentou!que!as!nebulosas!espirais!eram,!na! verdade,!sistemas!estelares!comparáveis!à!Via!Láctea!!vistos!a! grande!distância:!Universos.Ilhas.! ! ! 2.1.!Contexto!Histórico!

O!Grande!Debate:!Shapley!vs.!Cur@s!

!

•  Shapley:! –  Argumentava!que!o!Sol!se!encontra!longe!do!centro!da!VL!! –  Van!Maanen!observou!movimento!de!rotação!nessas!nebulosas! espirais!(dados!astromêtricos)!! ! Para!que!a!rotação!nesses!sistemas!fosse!observável,!eles! deveriam!estar!próximos.!! •  Cur@s:! –  Ele!acreditava!que!a!Galáxia!fosse!bem!menor!do!que!Shapley! propunha,!com!o!Sol!próximo!do!centro.! –  Ele!percebeu!que!havia!1!ordem!de!magnitude!de!diferença!no! tamanho!angular!das!nebulosas!espirais.!Se!todas!possuíssem!o! mesmo!tamanho!real,!isso!indicaria!que!as!menores!deveriam! estar!10!vezes!mais!distantes!e,!necessariamente,!fora!dos! limites!de!sua!pequena!Galáxia.!! ! ! !

Pontos para Shapley! 2.1.!Contexto!Histórico!

Resolução!do!Grande!Debate:!Hubble

!

•  Em!1920,!Edwin!Hubble!mede!a!distância!até!as!nebulosas!espirais! (usando!como!referência!as!estrelas!Cefeidas)!!!as!nebulosas!sim! são!extragalác@cas!!! ! •  DescobriuOse!que!os!dados!de!Van!Maanen!estavam!errados.! Movimentos!próprios!nas!espirais!não!são!detetáveis.! •  Porém,!Shapley!estava!“mais!correto”!que!o!Cur@s!acerca!do! tamanho!da!Via!Láctea!e!da!posição!do!Sol! ! ! !

Pontos para Curtis!

Conclusão!do!Grande!Debate:!Cur@s!estava!certo!por!algumas! razões!erradas!e!Shapley!estava!errado!por!algumas!razões!certas.! 2.1.!Contexto!Histórico!

Estrutura!de!uma!galáxia:!

A!Via!Láctea!

Quadro!atual! •  O!modelo!de!Shapley!aproximaOse!da!estrutura!global!da!Galáxia,! uma!vez!que!seja!corrigido!pelos!efeitos!da!ex@nção!interestelar.!! –  Disco!estelar!achatado!com!um!bojo!central.!! –  ~25!kpc!em!diâmetro!e!~1!kpc!de!espessura!! –  Sol!está!a!~8!kpc!do!centro! –  O!centro!galác@co!e!uma!grande!parte!do!disco!estão! obscurecidos!pela!poeira!no!plano!da!Galáxia.! 2.2.!Via!Láctea!

A Via Láctea

2.2.!Via!Láctea!

Componentes!principais!

•  Matéria!escura!

•  Matéria!luminosa!(estrelas,!gás,!poeira,!etc.)! !

Componentes!principais:!detalhes!

•  Estrelas! –  Estruturas!estelares:!braços!espirais,!barras! ! 2.2.!Via!Láctea! NGC1300 M74

Componentes!principais:!detalhes!

•  Estrelas! –  Estruturas!estelares:!braços!espirais,!barras! –  Ondas!de!densidade:!resonâncias!gravitacionais!geram!um! “engarrafamento”!de!órbitas!estelares,!dando!a!impressão!que!as! estrelas!estão!fixas!numa!estrutura!densa…!mas!as!estrelas! con@nuam!nas!suas!órbitas!ao!redor!do!centro!galác@co.! 2.2.!Via!Láctea!

•  Estrelas! –  Estruturas!estelares:!braços!espirais,!barras! –  Ondas!de!densidade:!resonâncias!gravitacionais!geram!um! “engarrafamento”!de!órbitas!estelares,!dando!a!impressão!que!as! estrelas!formam!uma!estrutura!densa…!mas!as!estrelas!e!o!gás! con@nuam!nas!suas!órbitas!ao!redor!do!centro!galác@co.! NGC1300 M74 2.2.!Via!Láctea!

Componentes!principais:!detalhes!

•  Estrelas! •  Remanescentes!estelares! •  Gás:!difuso,!em!nuvens!! –  está!principalmente!confinado!ao!disco!galác@co! –  possui!distribuição!rela@vamente!uniforme! –  Orbita!em!trajetórias!~!circulares!em!torno!do!centro! ! Com!a!exceção!de!potenciais! assimétricos!impostos!por:! braços!espirais,!empenamento!

do!disco!(warp),!barras.!!!! 2.2.!Via!Láctea!

•  Estrelas! •  Remanescentes!estelares! •  Gás:!difuso,!em!núvens!! •  Composição!química!da!galáxia:! –  70%!hidrogênio! –  28%!hélio! –  2%!outros!elementos!químicos!(“metais”)!! •  Falamos!de!“metalicidade”!de!uma!estrela/galáxia! •  Composição!primordial!!!Metalicidade!=!0!! ! 2.2.!Via!Láctea!

Componentes!principais:!detalhes!

•  Disco,!halo,!bojo! !

98%!do!gás!na! galáxia!está!no!

disco!

•  Sol ! no disco fino, a 8.5kpc do centro (26000 al)

2.2.!Via!Láctea!

Componentes!principais:!detalhes!

dois!componentes!com!composições!químicas! diferentes,!idades!diferentes:!Disco!Fino!(1000!al,!

30-40 kpc

2.2.!Via!Láctea!

Componentes!principais:!detalhes!

•  Disco,!halo,!bojo! !

2.2.!Via!Láctea!

Componentes!principais:!detalhes!

•  Disco,!halo,!bojo! ! Residentes!do! Halo:! Sistemas! estelares! (centenasOmiles! de!estrelas)! chamados! “Aglomerados! globulares”! 47 Tuc M55

2.2.!Via!Láctea!

Componentes!principais:!detalhes!

•  Disco,!halo,!bojo!

2.2.!Via!Láctea!

Componentes!principais:!detalhes!

•  Disco,!halo,!bojo! •  No!centro!da!galáxia?!Buraco!Negro!Super!massivo!(SMBH)! ! !  

+

+

!

"#$

 

+,

+,

!%&'  Raios X (Chandra) Radio (VLA)

2.2.!Via!Láctea!

Componentes!principais:!detalhes!

•  Disco,!halo,!bojo! •  No!centro!da!galáxia?! Buraco!Negro!Super! massivo!(SMBH)! –  Estudo!das!órbitas! estelares!no!parsec! central!da!galáxia! (Ghez!et!al.!2008)! !!evidência!do! Buraco!Negro! através!do!efeito! gravitacional!nas! estrelas!vizinhas.! ! ! hyp://www.astro.ucla.edu/~ghezgroup/gc/pictures/orbitsMovie.shtml!

2.2.!Via!Láctea!

Componentes!principais:!detalhes!

•  Disco,!halo,!bojo! •  No!centro!da!galáxia?! Buraco!Negro!Super! massivo!(SMBH)! –  Estudo!das!órbitas! estelares!no!parsec! central!da!galáxia! (Ghez!et!al.!2008)! !!evidência!do! Buraco!Negro! através!do!efeito! gravitacional!nas! estrelas!vizinhas.! ! ! hyp://www.astro.ucla.edu/~ghezgroup/gc/pictures/orbitsMovie.shtml!

Conceitos!básicos!

•  Fluxo! •  Função!de!Planck! •  Magnitude! •  Cor! •  Ex@nção! •  Razão!M/L! •  Redshiz!Cosmológico! •  Correção!K! ! 2.3.!Conceitos!básicos!em!Extragalác@ca!

Conceitos!Básicos:!(1)!Fluxo!

•  Definições!importantes:!

– 

_f

_ν

_dν

!!é!o!fluxo!recebido!na!faixa!de!frequência!dν!centrada!em!ν!!

– 

_f

_λ

_dλ

!é!o!fluxo!na!faixa!de!comprimento!de!onda!dλ!centrada!em!λ!

• 

λν=c!

[!c!=!velocidade!da!luz!]!

Some Tools and Definitions

Photometry: Magnitudes and Surface Brightness

B&M 2.3

Fluxes

f

_ν

dν, f

_λ

dλ are the fluxes recieved in the range dν or dλ at ν, λ. We know

that λν = c where c is the speed of light, so:

f

_ν

= λ

2

f

_λ

/c

f

_λ

= ν

2

f

_ν

/c

Magnitudes

The flux of an object in filter X with response S

_X

(ν) is just:

f

_X

_≡

!

_∞

0

_!

S

X

(ν) f

ν

dν

∞

0

S

X

(ν) dν

Magnitudes are defined such that:

m

₁

_{− m}

₂

=

_−2.5log

₁₀

"

f

₁

f

₂

#

Or equivalently:

f

₁

f

₂

= 10

−0.4(m

1

−m

2

)

Magnitudes are measured in filters. These provide a broad-band spectrum of the object

in question. On the next slide we will look at some common filter sets. The color

between filter A and filter B is just:

C

_AB

= m

_A

_{− m}

_B

Conceitos!Básicos:!(1)!Fluxo!

•  Definições!importantes:!

– 

_f

_ν

_dν

!!é!o!fluxo!recebido!na!faixa!de!frequência!dν!centrada!em!ν!!

– 

_f

_λ

_dλ

!é!o!fluxo!na!faixa!de!comprimento!de!onda!dλ!centrada!em!λ!

• 

λν=c!

[!c!=!velocidade!da!luz!]!

! 

_!F

_ν!

_=!

densidade!de!fluxo!

[!erg/s/cm

2

/Hz!]!

! 

_!F

_λ!

_=!

densidade!de!fluxo!

[!erg/s/cm

2

/Å!]!

1!Jy!=!1!“Jansky”!=!10O23_!erg/s/cm2_/Hz!

– 

_{“SED”!=!distribuição!espectral!de!energia!}

Conceitos!Básicos:!(1)!Fluxo!

SED do starburst M82

Modelo!que!melhor!ajusta!a! coleção!de!dados!fotométricos!

Conceitos!Básicos:!(1)!Fluxo!

M82

Conceitos!Básicos:!(1)!Fluxo!

Conceitos!Básicos:!(2)!Função!de!Planck!

•  Emissão!termal!de!um!corpo!negro,!que!reflete!a!temperatura!do! corpo! ! •  Para!λ!pequeno!(hc/λkT>>1)!! Lei!de!Wien’s! O!pico!desta!curva!(dI/dλ)!ocurre! no!comprimento!de!onda!λ_max:! ! !

!

2

Dica2ú6l:2λ![μm]!x!T![K]!~!3000!

Conceitos!Básicos:!(2)!Função!de!Planck!

•  Emissão!termal!de!um!corpo!negro,!que!reflete!a!temperatura!do! corpo! ! ! •  Para!λ!grande!!!!!!!!!!!!!!! RayleighOJeans! ! !

!

2

Conceitos!Básicos:!(3)!Magnitude!

Some Tools and Definitions

Photometry: Magnitudes and Surface Brightness

B&M 2.3

Fluxes

fνdν, fλdλ are the fluxes recieved in the range dν or dλ at ν, λ. We know

that λν = c where c is the speed of light, so: fν = λ2fλ/c

fλ = ν2fν/c

Magnitudes

The flux of an object in filter X with response SX(ν) is just:

fX ≡

! _∞

0_! SX(ν) fν dν ∞

0 SX(ν) dν

Magnitudes are defined such that:

m1 − m2 = −2.5log10 " f1 f2 # Or equivalently: f1 f2 = 10−0.4(m1−m2)

Magnitudes are measured in filters. These provide a broad-band spectrum of the object in question. On the next slide we will look at some common filter sets. The color between filter A and filter B is just:

CAB = mA − mB

Sunday, January 23, 2011

Some Tools and Definitions

Photometry: Magnitudes and Surface Brightness

B&M 2.3

Fluxes

fνdν, fλdλ are the fluxes recieved in the range dν or dλ at ν, λ. We know

that λν = c where c is the speed of light, so: fν = λ2fλ/c

fλ = ν2fν/c

Magnitudes

The flux of an object in filter X with response SX(ν) is just:

fX ≡

!∞

0_! SX(ν) fν dν ∞

0 SX(ν) dν

Magnitudes are defined such that:

m1− m2= −2.5log10 " f1 f2 # Or equivalently: f1 f2 = 10−0.4(m1−m2)

Magnitudes are measured in filters. These provide a broad-band spectrum of the object in question. On the next slide we will look at some common filter sets. The color between filter A and filter B is just:

CAB = mA− mB Sunday, January 23, 2011 •  O!fluxo!de!um!objeto!no!filtro!X!com! transmissão!S_X(ν)!é:! ! •  A!magnitude!aparente!de!um!objeto! está!definida!pela!seguinte!fórmula:! ! –  f(λ₀)!=!fluxo!monocromá@co!! –  f₀!_!=!fluxo!monocromá@co!de!referência! ! •  A!constante!q₀!define!o!ponto!zero!da! escala! !







3-9 AST203-CVR

Fluxo x distância

 Como o fluxo depende com a distância, d, ao objeto?



_

_





_



_



_

_{  }





_

_{  }



_

_{  }







_{ }

 3-10 AST203-CVR

História

 O primeiro reconhecimento de que os objetos celestes possuem diferentes brilhos é o resultado de uma medida realizada por nosso olho - um detector de radiação eletromagnética - que discrimina diferentes quantidades de energia

 Hiparcos (II AC.): catálogo de ~1.000 estrelas com classificação visual em seis categorias de brilho

 Pogson (1856): propõe lei logarítmica consistente com sistema de Hiparcos f_i: fluxo do objeto i m_i: magnitude do objeto i _{ }



   _



3-11 AST203-CVR

Magnitude aparente

f(λ_o): fluxo monocromático fora da atmosfera f_o: fluxo monocromático de referência

q_o: constante de magnitude zero

_{}    _

_{   }

Qual a magnitude de uma estrela com

magnitude f_o?

1. Magnitude é uma medida relativa de fluxo! 2. Magnitudes não são aditivas!

3-12

AST203-CVR

 Considerando um único comprimento de onda, qual a dependência do fluxo com a distância?

 Magnitude aparente, m , é magnitude observada de um dado objeto

 depende de sua distância e da luminosidade da fonte na

banda que define a magnitude

_{   } _{ }



 _{ }











3-9 AST203-CVR

Fluxo x distância

 Como o fluxo depende com a distância, d, ao objeto?



_

_





_



_



_

_{  }





_

_{  }



_

_{  }







_{ }

 3-10 AST203-CVR

História

 O primeiro reconhecimento de que os objetos celestes possuem

diferentes brilhos é o resultado de uma medida realizada por nosso olho - um detector de radiação eletromagnética - que discrimina diferentes quantidades de energia

 Hiparcos (II AC.): catálogo de ~1.000 estrelas com classificação

visual em seis categorias de brilho

 Pogson (1856): propõe lei logarítmica consistente com sistema

de Hiparcos f_i: fluxo do objeto i m_i: magnitude do objeto i _{ }



   _



3-11 AST203-CVR

Magnitude aparente

f(λ_o): fluxo monocromático fora da atmosfera f_o: fluxo monocromático de referência

q_o: constante de magnitude zero

_{}    _

_{   }

Qual a magnitude de uma estrela com

magnitude f_o?

1. Magnitude é uma medida relativa de fluxo! 2. Magnitudes não são aditivas!

3-12

AST203-CVR

 Considerando um único comprimento de onda, qual a

dependência do fluxo com a distância?

 Magnitude aparente, m , é magnitude observada de um dado

objeto

 depende de sua distância e da luminosidade da fonte na

banda que define a magnitude

_{   } _{ }



 

•  Dependência!do!fluxo!com!a!distância!(considerando!λ=λ₀):! •  Para!poder!comparar!os!brilhos!intrínsecos!(luminosidades)!de!dois! objetos,!precisamos!usar!uma!medida!de!brilho!que!independa!da! distância:!magnitude!absoluta! •  A!magnitude!absoluta!(M)!é!a!magnitude!que!o!objeto!teria!se!sua! distância,!d,!fosse!igual!à!10pc! •  Módulo!de!distância:!!    3-9 AST203-CVR Fluxo x distância

 Como o fluxo depende com a distância, d, ao objeto?

_



 __ _{  }  _{  }  _{  }  _{ } 3-10 AST203-CVR História

 O primeiro reconhecimento de que os objetos celestes possuem

diferentes brilhos é o resultado de uma medida realizada por nosso olho - um detector de radiação eletromagnética - que discrimina diferentes quantidades de energia

 Hiparcos (II AC.): catálogo de ~1.000 estrelas com classificação

visual em seis categorias de brilho

 Pogson (1856): propõe lei logarítmica consistente com sistema

de Hiparcos f_i: fluxo do objeto i m_i: magnitude do objeto i _{ }



   _



3-11 AST203-CVR Magnitude aparente

f(λ_o): fluxo monocromático fora da atmosfera f_o: fluxo monocromático de referência

q_o: constante de magnitude zero

_{}  

 _

_{   }

Qual a magnitude de uma estrela com

magnitude f_o?

1. Magnitude é uma medida relativa de fluxo! 2. Magnitudes não são aditivas!

3-12

AST203-CVR

 Considerando um único comprimento de onda, qual a

dependência do fluxo com a distância?

 Magnitude aparente, m , é magnitude observada de um dado

objeto

 depende de sua distância e da luminosidade da fonte na

banda que define a magnitude

_{   }

_{ }





_{ }





M_λ = −2, 5 log[ f_λ(10 pc)]+ q

m_λ − M_λ = −2, 5 log[ f_λ(r)]+ 2, 5 log[ f_λ(10 pc)] = 5 log r − 5

m_λ − M_λ = 5 log r − 5

•  Se!sabemos!a!luminosidade!em!uma!dada!banda!de! um!dado!objeto,!e!portanto!sua!magnitude! absoluta,!podemos!a!par@r!da!magnitude!aparente! determinar!a!distância! •  Exemplo!das!Cefeidas!! •  Quanto!mais!luminosa!for!uma!cefeida,!maior!será!seu!período! de!variação!de!brilho!!!Relação!periodoOluminosidade! ! Henrieya!Swan!Leaviy!! Harvard,!1912!

Conceitos!Básicos:!(3)!Magnitude!

Conceitos!Básicos:!(4)!Cor!

•  O!índice!de!cor!é!a!diferença!entre!duas!magnitudes!de!um!mesmo! objeto!ou,!equivalentemente,!a!razão!entre!fluxos!em!duas!bandas! diferentes!    3-13 AST203-CVR

 Magnitude absoluta, M, é a magnitude aparente que o objeto teria

se sua distância, d, fosse 10 pc

 Se sabemos a luminosidade em uma dada banda de um dado

objeto, e portanto sua magnitude absoluta, podemos a partir da magnitude aparente determinar a distância

 Exemplos de classes de objetos com luminosidade bem

conhecidas:

Cefeidas, RR Lyrae, algumas supernovas

Módulo de distância _{ }



 



 _{    } 3-14 AST203-CVR  Magnitude bolométrica, m

bol, relaciona-se com a energia emitida

por um dado objeto integrada em todos os comprimentos de onda, isto é, com a luminosidade

 onde

f é o “fluxo” integrado em todo espectro L é a luminosidade

_{  } _{  }

Qual a diferença entre f e L?

3-15 AST203-CVR  Correção bolométrica BC = m_bol – V = M_bol – M_V  Escala bolométrica BC = 0 para Teff = 6500 K

 B e V (entre outras) são magnitudes que vamos especificar mais

a frente

 Teff também será definida a seguir. É relacionada à temperatura

da estrela 3-16 AST203-CVR        •  Vega:!(U.B)2=2(B.V)2=202 •  Sol:!(U.B)2=2+0,17;2(B.V)2=2+0,682 •  O!índice!de!cor!pode!ser!usado!para!es@mar!a!temperatura!de!um! objeto!!!e.g.,!@po!espectral!de!uma!estrela)! •  Por!convenção,!sempre!colocamos!a!banda!mais!azul!na!frente!(i.e.,! UOB,!BOV,!VOI,!HOK)! –  Por!isso,!valores!de!cor!menores!indicam!objetos!mais!“azuis”!

Conceitos!Básicos:!(4)!Cor!

Diagrama Herzsprung-Russell (Trajetorias de evolução estelar)

!

•  No!contexto!estelar:!!! –  Diagrama!HerzsprungO Russell! –  Classificação!espectral!das! estrelas! ! !

Conceitos!Básicos:!(4)!Cor!

!

•  No!contexto!estelar:!!! –  Diagrama!HerzsprungO Russell! –  Classificação!espectral!das! estrelas! •  No!contexto!de!galáxias:!!! –  Diagramas!corOmagnitude:! –  Bimodalidade!nas!cores!das! galáxias:! •  Núvem!azul!(“blue! cloud”)! •  Red!clump! ! hyp://cosmo.nyu.edu/mb144/deep2sdss/!

Conceitos!Básicos:!(5)!Ex@nção!

• 

Efeito!da!poeira!

(1)  Absorção!e!espalhamento!do!con@nuo!!!ambos!resultam! em!uma!diminuição!do!fluxo:!Ex@nção!! –  Em!unidades!de!magnitude,!a!ex@nção!na!banda!X!é!definida! pela!diferência!entre!a!magnitude!intrínseca!(sem!ex@nção)!!!!! m₀(X)!e!a!magnitude!observada!m(X).! !

Extinction

B&M 3.7.1

Dust grains both absorb and scatter light, both of which lead to a net

dim-ming. Collectively, these effects are known as extinction. In magnitudes,

the extinction in some band X is defined to be the difference between the

intrinsic magnitude m

₀

(X) and the observed magnitude m(X).

A

X

≡ (m − m

0

)

X

The reddening (or color excess) between two bands X and Y is defined to be the

difference between the observed color m(X)

_{− m(Y ):}

E(X

_{− Y ) ≡ [m(X) − m(Y )] − [m}

₀

(X)

_{− m}

₀

(Y )] = A

_X

_{− A}

_Y

You will most often see A

_V

and E(B

_{− V ) quoted. And note, extinction rises towards}

the blue, and colors are defined with the bluer band first. Thus reddening is usually a

positive quantity. Here is an example of a reddening law (e.g., reddening as a function

of wavelength, typically normalize to A

V

or A

J

, etc.

Finally, we define the slope of the extinction law in the optical (or the ratio of total

to selective extinction) as:

R

_V

_≡

A

V

A

B

− A

V

=

A

V

E(B

_{− V )}

For the galaxy, R

_V

_{∼ 3.1, but ranges from 2-6. If you know R}

_V

and meausre

E(B

_{− V ), that tells you how much absorption there is. A larger R}

V

(or a

flatter curve) implies larger grain sizes.

k

_λ

=

A

λ

E(B

_{− V )}

F

_λ

= F

_λ,0

_{× 10}

−0.4kλE(B−V )

m

obs,λ

= M

λ

+ 5log

10

!

d

10pc

"

+ A

λ

Two other small notes.

One is the prominent “UV bump” at 2175˚

A

(Stecher 1969). Origin unclear, ubiquity unclear, but likely due to

car-bon, perhaps graphite or PAH molecules of some sort. There is also an

absorption feature at 9.7µ due to silicates.

Sunday, January 23, 2011

Extinction

B&M 3.7.1

Dust grains both absorb and scatter light, both of which lead to a net dim-ming. Collectively, these effects are known as extinction. In magnitudes, the extinction in some band X is defined to be the difference between the

intrinsic magnitude m0(X) and the observed magnitude m(X).

AX ≡ (m − m0)X

The reddening (or color excess) between two bands X and Y is defined to be the

difference between the observed color m(X) _{− m(Y ):}

E(X _{− Y ) ≡ [m(X) − m(Y )] − [m}0(X) − m0(Y )] = AX − AY

You will most often see AV and E(B − V ) quoted. And note, extinction rises towards

the blue, and colors are defined with the bluer band first. Thus reddening is usually a positive quantity. Here is an example of a reddening law (e.g., reddening as a function

of wavelength, typically normalize to AV or AJ, etc.

Finally, we define the slope of the extinction law in the optical (or the ratio of total to selective extinction) as:

RV ≡

AV

AB − AV

= AV

E(B _{− V )}

For the galaxy, RV ∼ 3.1, but ranges from 2-6. If you know RV and meausre

E(B _{− V ), that tells you how much absorption there is. A larger R}V (or a

flatter curve) implies larger grain sizes.

kλ = Aλ E(B _{− V )} Fλ = Fλ,0 × 10−0.4kλE(B−V ) mobs,λ = Mλ + 5log10 ! d 10pc " + Aλ Sunday, January 23, 2011

Conceitos!Básicos:!(5)!Ex@nção!

• 

Efeito!da!poeira!

(1)  Absorção!e!espalhamento!do!con@nuo!!!ambos!resultam! em!uma!diminuição!do!fluxo:!Ex@nção!! (2)  Ex@nção!preferencial!da!luz!azul!(rela@vo!à!luz!vermelha)! causando!o!chamado!avermelhamento! ! ! ! !

Conceitos!Básicos:!(5)!Ex@nção!

• 

Efeito!da!poeira!

(1)  Absorção!e!espalhamento!do!con@nuo!!!ambos!resultam! em!uma!diminuição!do!fluxo:!Ex@nção!! (2)  Ex@nção!preferencial!da!luz!azul!(rela@vo!à!luz!vermelha)! causando!o!chamado!avermelhamento! OO!Típicamente!falamos!do!avermelhamento!nas!bandas! óp@cas:!!E(B.V)2 ! ! ! ! !

Extinction

B&M 3.7.1

Dust grains both absorb and scatter light, both of which lead to a net dim-ming. Collectively, these effects are known as extinction. In magnitudes, the extinction in some band X is defined to be the difference between the intrinsic magnitude m₀(X) and the observed magnitude m(X).

A_{X ≡ (m − m0})_X

The reddening (or color excess) between two bands X and Y is defined to be the difference between the observed color m(X) _{− m(Y ):}

E(X _{− Y ) ≡ [m(X) − m(Y )] − [m0}(X) _{− m0}(Y )] = A_{X − AY}

You will most often see A_V and E(B _{− V ) quoted. And note, extinction rises towards} the blue, and colors are defined with the bluer band first. Thus reddening is usually a positive quantity. Here is an example of a reddening law (e.g., reddening as a function of wavelength, typically normalize to AV or AJ, etc.

Finally, we define the slope of the extinction law in the optical (or the ratio of total to selective extinction) as:

R_{V ≡} AV AB − AV

= AV

E(B _{− V )}

For the galaxy, R_{V ∼ 3.1, but ranges from 2-6. If you know RV} and meausre E(B _{− V ), that tells you how much absorption there is. A larger RV} (or a flatter curve) implies larger grain sizes.

kλ = A_λ E(B _{− V )} Fλ = Fλ,0 × 10−0.4kλE(B−V ) m_obs,λ = M_λ + 5log₁₀ ! d 10pc " + A_λ

Two other small notes. One is the prominent “UV bump” at 2175˚A

(Stecher 1969). Origin unclear, ubiquity unclear, but likely due to car-bon, perhaps graphite or PAH molecules of some sort. There is also an absorption feature at 9.7µ due to silicates.

Calendário!de!apresentações!

Data! Alun@s! 28Omarço! Sorteio![PG+Grad1]!+!Grad2! 11Oabril! Sorteio![PG+Grad3]!+!Grad4! 25Oabril! Sorteio![PG+Grad2]!+!Grad1! 9Omaio! Sorteio![PG+Grad4]!+!Grad3! 23Omaio! Sorteio![PG+Grad]!

Apresentação!Oral!

Teremos! várias! aulas! dedicadas! a! 2! seminários! apresentados! por! 2! alunos;! geralmente!resumindo!e!discu@ndo!um!ar@go!de!revisão!(review)!e!um!ar@go!mais! especializado.!Os!alunos!responsáveis!pela!apresentação!serão!definidos!da!seguinte! forma:!os!alunos!de!graduação!serão!assignados!com!tempo;!no!caso!de!alunos!da! PG,!o/a!apresentador/a!será!assignado/a!na!hora,!o!que!requer!preparação!prévia!de! todos! estes.! Aluno/a! que! não! se! apresenta! para! a! aula! do! seminário! levará! automa@camente! um! "0"! no! seminário! desse! dia! (independentemente! de! se! o! seu! nome!é!selecionado!ou!não).!!

! !!