Centro de Ciên ias Físi as e Matemáti as CFM
A EVOLUÇ O ESPECTRAL DE GALÁXIAS
STARBURST
Reiner Rodrigues La erda
Dissertação realizada sob orientação do Prof.
Dr.RobertoCid Fernandes Jr. e apresentada ao
De-partamentodeFísi adaUFSCempreen himento
par- ialdos requisitos para obtenção do título de Mestre
emFísi a.
Florianópolis
2002
Ao meu orientador Prof. Dr. Roberto Cid Fernandes Jr.,pelaatenção,
dedi- ação e pa iên ia em preparar-me para ingressar no mundo da Astronomiae
na realização destetrabalho.
A minha mãe por todoi entivo, amor eempenho naminha edu ação.
Ao meu irmão, que me a ompanhou em todos os passos que dei para hegar
até este momento.
Aos meus padrinhos, que me a olheram em sua asa durante os últimos 17
anos. O apoio de vo ês foi fundamental para que eu tivesse a tranquilidade
ne essária nesta novafase daminha vida.
Aos professores Raymundo Baptista e Ant nio Nemer Kanaan do grupo de
Astrofísi a da UFSCportodo apoio, on ança e ensinamentos.
Aos olegas doGrupo de Astrofísi a e do urso de Físi a daUFSC.
Aos fun ionáriosda Universidade Federal de Santa Catarinapelo empenho e
dedi ação a esta unidade de ensinosuperior.
Resumo
Em sistemas onde o orre o fen meno starburst espera-se que a evolução da
popu-laçãode estrelasjovensinduzamudançasnas propriedadesdas linhasde emissãodo
gás ionizado. Esta evolução é normalmente estudada de forma teóri a, om uma
ombinaçãode modelosde síntese evolutivapara adistribuiçãoespe tralde energia
dostarburste ál ulosdefotoionização. Nesteestudoapresentamosumaabordagem
mais empíri a para esta questão. Nós apli amos té ni as de síntese de população
empíri a para amostras de galáxias HII e Nú leos Starburst para medir seus
está-gios evolutivos e orrela ionaros resultados om as propriedades de suas linhas de
emissão. Algumas ferramentas utéissão desenvolvidas para fa ilitarainterpretação
da síntese:
(1) um diagramade evolução, ujoseixossão asintensidades das omponentesde
população estelarjovem, intermediária evelha;
(2) a idade médiadas estrelasasso iadas om o starburt, t
SB .
Estasferramentassão testadas om um onjuntodeespe trosteóri osde
galáxi-as. Veri amosqueelasfun ionammuitobem,mesmoquandosomenteumpequeno
número de propriedades observadas (larguras equivalentes de linhas de absorção e
ores no ontínuo) éusado na síntese.
En ontramosqueNú leosStarburstegaláxiasHIIestãodistribuídosaolongode
uma sequên iamuitobem de nidanodiagramade evolução. Usandoaidademédia
dostarburst (t
SB
)em onjunto om osdados daslinhasde emissão,veri amosque
tendên ia evolutiva foi identi ada para razões de linhas que medem a ex itação
do gás, embora nenhuma tendên ia lara foi identi ada para sistemas ri os em
metais. Todos estes resultados estão em ex elente a ordo om previsões teóri as
simplesebem onhe idas,mas quenãohaviamsido testadasde formadiretadevido
Abstra t
In systems undergoing starbursts the evolution of the young stellar population is
expe ted todrive hanges in the emissionline properties. This evolution is usually
studied theoreti ally, with a ombination of evolutionary synthesis models for the
spe tral energy distribution of starbursts and photoionization al ulations. In this
thesis we present a more empiri al approa h to this issue. We apply empiri al
population synthesis te hniques to samples of Starburst and HII galaxies in order
to measure their evolutionary state and orrelate the results with their emission
line properties. A ouple of useful tools are introdu ed whi h greatly fa ilitate the
interpretationof the synthesis:
(1) an evolutionary diagram,whose axis are the strengths of the young,
interme-diate age and old omponentsof the stellarpopulationmix,and
(2) the mean age of stars asso iated with the starburst, t
SB .
Thesetoolsare testedwith gridsoftheoreti algalaxyspe traandfoundtowork
very well even when only a small number of observed properties (absorption line
equivalent widthsand ontinuum olors) isused inthe synthesis.
Starburst nu lei and HII galaxies are found to lie on a well de ned sequen e
in the evolutionary diagram. Using the empiri ally de ned mean starburst age in
onjun tionwithemissionlinedatawehaveveri edthattheequivalentwidthsofH
and [OIII℄ de rease for in reasing t
SB
. The same evolutionary trend was identi ed
1. INTRODUÇ O : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 12
1.1 Síntese Evolutiva . . . 13
1.2 Linhas de Emissão omo Indi adores de Idade emStarbursts . . . 15
1.3 Este Trabalho: Apli açãode Síntese Empíri aà Galáxias Starburst . 18 2. CONJUNTO DE DADOS : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 20 2.1 Amostra I . . . 20
2.2 Amostra II. . . 26
2.3 Resumo . . . 30
3. SÍNTESE DE POPULAÇÕES ESTELARES : : : : : : : : : : : : : : : : : 33 3.1 O método . . . 33
3.2 Quantidades de Entrada e Saída . . . 35
3.3 Resultados da Síntese . . . 36
3.4 Sequên ia Evolutiva. . . 42
4. SÍNTESE EMPÍRICA DE GALÁXIAS TEÓRICAS: : : : : : : : : : : : : 45 4.1 Modelos de BurstInstantâneo . . . 46
4.3 Modelos de FormaçãoEstelar Contínua . . . 56
4.4 Idade Estelar Média . . . 58
4.5 t SB : Um Relógio Empíri opara Medir a Evolução de Starbursts . . . 60
5. A EVOLUÇ O DAS LINHAS DE EMISS O : : : : : : : : : : : : : : : : 63 5.1 A Largura Equivalente de H . . . 66
5.2 Correções para W H . . . 67
5.2.1 Diluiçãopor uma populaçãovelha . . . 67
5.2.2 Correção porabsorção . . . 68
5.3 Comparação om Modelos . . . 70
5.4 A Largura Equivalente de [OIII℄ . . . 72
5.5 Ex itação doGás . . . 74 5.6 Efeitosde Metali idade . . . 79 5.6.1 t SB Z . . . 81 6. CONCLUSÕES E PERSPECTIVAS : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : : 83 6.1 Análise de Síntese de Populações Estelares . . . 83
6.2 A evolução de linhasde emissão . . . 84
1.1 Evolução espe tral de um burst instantâneo. . . 14
1.2 Evolução do espe tro ionizanteemstarburst om aslinhas de emissão 16 1.3 Evolução da larguraequivalentede H . . . 17
2.1 Espe tros daAmostra I. . . 21
2.2 Espe tros daAmostra I ( ontinuação). . . 22
2.3 Espe tros daAmostra I ( ontinuação). . . 23
2.4 Espe tros daAmostra I ( ontinuação). . . 24
2.5 Espe tro ampliadodagaláxiaNGC1313 . . . 26
2.6 Espe tros daAmostra II . . . 29
3.1 Esquema 3-dimensionalilustrando a sequên iaevolutiva. . . 37
3.2 Resultado da análisede síntese empíri apara galáxias daAmostra I . 39 3.3 Resultadoda análisede síntese empíri apara galáxias daAmostra II 40 4.1 Espe trosdegaláxiasparaumburstinstantâneoobtidos omGISSEL96 47 4.2 Espe tros de galáxias om formação estelar ontínua obtidos om GISSEL96 . . . 48
4.3 Evolução dos modelos de GISSEL96 no diagrama (x
Y ;x I ;x O ) para
4.4 Evolução dos modelos om formação estelar ontínua de GISSEL96 nodiagrama(x Y ;x I ;x O ) . . . 50
4.5 Evolução dos modelos de GISSEL96 no espaço (x
Y ;x I ;x O ) visto de
uma projeção frontal do plano x
Y +x I +x O =1. Modelos de burst instantâneo . . . 51
4.6 Evolução dos modelos de GISSEL96 no espaço (x
Y ;x I ;x O ) visto de
uma projeção frontal do plano x
Y + x I +x O = 1. Modelos om
formação estelar ontínua . . . 52
4.7 Parâmetros daSEPE ontraa idade dos modelos de burst instantâneo 55
4.8 Parâmetros daSEPE ontraaidadedos modelos omformação
este-lar ontínua . . . 57
5.1 Largura equivalente de H ontra a idade média do starburst t
SB
de nida pelaSEPE para a Amostra I . . . 64
5.2 Largura equivalente de H ontra a idade média do starburst t
SB
de nida pelaSEPE para a Amostra II . . . 65
5.3 Evolução observada e previstade W
H
. . . 71
5.4 Larguraequivalentede [OIII℄5007 ontraaidademédiadostarburst
t
SB
para a Amostra I . . . 73
5.5 A evolução da ex itaçãodo gás para asgaláxias da AmostraI . . . . 75
5.6 A evolução da ex itaçãodo gás para asgaláxias da AmostraII . . . . 76
5.7 Metali idade dogás versus o índi e evolutivo t
SB
2.1 Linhas de Emissão: Amostra I . . . 27
2.2 Linhas de absorção e ores: Amostra I . . . 28
2.3 Linhas de emissão: Amostra II . . . 31
2.4 Linhas de absorção e ores: Amostra II . . . 32
3.1 Resultados da SEPE para a AmostraI . . . 38
INTRODUÇ O
Ofen menodeStarburst égeralmenteentendido omoum episódiode formação
es-telar intensaduranteumperíodode temporelativamente urtoquando omparado,
porexemplo, omaidadedouniverso. Estefen menoo orreemváriases alas,desde
regiõesHIIgigantes, omoporexemplo30DoradosnagrandeNuvemde Magalhães,
galáxias anãs e irregulares, frequentemente hamadas de galáxias HII, até Nú leos
Starburst, que ompreendem várias regiões de formação estelar no Kp entral de
galáxias espirais. SistemasStarburst nouniverso lo alsão importantes laboratórios
para estudara evolução de estrelas massivase pro essos físi osquedevem estar
as-so iados om osestágiosini iais daformaçãode galáxias. Estas motivações, unidas
ao avanço emmodelar espe tros e na apa idade observa ional, onduziram a uma
explosão de atividade neste ampo da astrofísi a extragaláti a durante a dé ada
1.1 Síntese Evolutiva
A maneira mais omum para inferiras propriedades físi asde um starburst é
om-pararsuadistribuiçãoespe traldeenergia ommodelosbaseadosnasínteseevolutiva
(eg. Mas-Hesse & Kunth 1991; Cid Fernandes etal. 1992; Olofsson 1995; Leitherer
etal. 1999). Esta té ni a exe uta ál ulos daevolução espe tral de uma população
estelar om base em vários ingredientes: modelos de evolução estelar para
estre-las obrindo uma ampla faixa de massas, bibliote as de espe tros estelares, função
ini ial de massa, taxa de formação estelare evolução quími a.
Oprograma Starburst99, desenvolvido porLeitherer etal. (1999), é atualmente
um dos mais detalhados e difundidos ódigos de síntese evolutiva. Na Figura 1.1
mostramos a evolução do espe tro de um burst instantâneo,tal qual al ulado por
este ódigo. Osparâmetrossão umafunção de massade Salpeter entre1 e100M
,
metali idade solar emodelosde evolução dogrupode Genebra.
A omparação entre observações e modelos pode enfo ar uma ara terísti a
es-pe tral parti ular, tal omo linhas de vento estelar no ultra-violeta (Robert,
Lei-therer&He kman1993),traçosdeestrelasWolf-Rayet(Cerviño&Mas-Hesse1994;
S haerer & Va a 1998), linhas de absorção da série de Balmer (González
Delga-do, Leitherer & He kman 1999), linhasde supergigantes vermelhas(Gar ía-Vargas
etal. 1997; Mayya 1997), ou uma ombinação de linhas e ontínuo em vários
om-primentosde onda(Mas-Hesse&Kunth1999;Lançonetal.2001). Umadi uldade
omumenfrentadaemtaisestudoséa ontaminaçãodoespe troporumapopulação
Fig.1.1: Distribuição espe tral deenergia de100 Å a 10 4
Å;entre1 Mano e1 Gano. Lei
de formação estelar: instantânea; FIM de Salpter, = 2:35, M
up
= 100 M ;
ontínuo nebular in luído; Z . Extraídode Leitherer etal. (1999).
elo para apopulação velha (Lançonetal. 2001), ouentão seus efeitos são avaliados
peloex esso de uxo entre osmodelos eespe tros observados (Mas-Hesse& Kunth
1999). De qualquer modo, esta é uma orreção in erta, que afeta, por exemplo,
medidas de larguras equivalentes de linhas de emissão. Outras in ertezas in luem
aquelas asso iadas à diferençasentre diferentes onjuntos de traços evolutivos,
& Cerviño 1999). O artigo de S haerer (2001) apresenta uma dis ussão detalhada
desses pontos.
1.2 Linhas de Emissão omo Indi adores de Idade em Starbursts
Estrelasmassivasequentes em starburstsjovens fotoionizamogás nas vizinhanças,
produzindo um espe tro om linhasde emissãoquepodemtambémser usadaspara
estimar as propriedades do starburst, omo sua idade, metali idade e taxa de
for-mação estelar. De fato, diagnósti os das linhas de emissão de starburst tem um
papel entral neste ampo por uma simples razão práti a: linhas de emissão são
muito mais fa éis de medir do que ara terísti as estelares (linhas de absorção e
ontínuo). Um grande número de estudos foi dedi ado ao desenvolvimento de tais
diagnósti os atravésde uma ombinaçãode espe trosteóri osde síntese evolutivae
ál ulos de fotoionização para o orrespondente estado da região nebular(Cid F
er-nandesetal.1992; Gar ía-Vargas,Bressan&Díaz1995;Stasi«ska&Leitherer1996;
Charlot&Longhetti2001;Moy,Ro a-Volmerange&Fio 2001; Stasi«ska,
S haer-er &Leitherer 2001;S haerer 2000). Um exemplodesatualizado,porémilustrativo,
de omo aevoluçãodapopulação estelarafetao espe trode emissãoé mostrado na
Figura 1.2, extraída de Cid Fernandes etal. (1992), um dos primeiros trabalhos a
ombinar modelos de síntese evolutiva om ál ulos de fotoionização.
Entre asmuitasferramentasde diagnósti o desenvolvidas, alargura equivalente
de H (W
H
) desta a-se omo um bom indi ador de idadede starbursts. A teoria,
já onhe idapormaisde20anos(Dottori1981),équeW
H
Fig.1.2: Painéis a esquerda: evolução da distribuição espe tral de energia em um burst
Fig.1.3: EvoluçãodalarguraequivalentedeH para3diferentesfunçõesdemassa. Linha sólida: M Low = 1 M , M Upp =100 M , = 2:35. Linhatra ejada: M Low =1 M ,M Upp =100M , =3:3. Linhapontilhada: M Low =1M ,M Upp =30M ,
= 2:35. Painel da esquerda: burst instantâneo. Painel da direita: formação
estelar ontínua.
aiamedidaqueo uxoionizantediminuidevidoàmortedasestrelasmaismassivas
e quentes. Já o ontínuo sob H ai mais lentamente, pois estrelas não ionizantes
também emitemnesta faixa.
A Figura 1.3 mostra a evolução dalargura equivalente de H para 3 diferentes
funções de massa, al uladas pelo programa Starburst99. Este omportamento foi
tão extensivamente on rmadopormodelosde síntese evolutivaque hoje em diao
valorde W
H
éfrequentemente usado omo um substituto paraa idadeemestudos
queinvestigamaevoluçãodestarbursts(e.g.,Stasi«skaetal.2001). Outrasprevisões
desínteseevolutiva+modelosdefotoionizaçãosãoqueaex itaçãodogásealargura
equivalentede[OIII℄5007de res em omaevoluçãodostarburst(Coppeti, Dottori
1.3 Este Trabalho: Apli ação de Síntese Empíri a à Galáxias
Starburst
Estas previsões teóri as, rotineiramente apli adas para inferir propriedades físi as
de starbursts,são difí ieisde sertestadas diretamente,poisrequeremumaavaliação
da idade de um starburst sem re orrer ao diagnósti o das linhas de emissão. Neste
estudo nós voltamos um passo atrás no tempo e investigamos a validade empíri a
destasprevisõesjá onhe idas. IstoéfeitopormeiodeumaanálisesimplesdeSíntese
Empíri a de População Estelar (SEPE) de galáxias HII e Nú leos Starburst. Esta
análise permite uma avaliação quantitativa do estado evolutivo de uma população
estelar baseada somente em ara terísti asestelares observadas. Té ni as de SEPE
têm suas própriaslimitações(Cid Fernandesetal. 2001a;Leão 2001),mas estas são
denaturezadiferentedoqueasin ertezasenvolvidas emsínteseevolutiva. Portanto,
uma análise de SEPE serve omo um teste independente das previsões de modelos
de síntese evolutiva.
Nossos prin ipaisobjetivos são:
(i) Estudaraspropriedadesdapopulaçãoestelardeumagrandeevariadaamostra
de galáxiasstarburst por meiode uma análise de SEPE.
(ii) Desenvolveretestarferramentas om basenaSEPE paraavaliaroestado
evo-lutivodegaláxiasstarburstdeumamaneiraquantitativaefá ilde interpretar.
(iii) Realizaruma investigação totalmenteempíri a(independente de modelos) da
No apítulo2 nós apresentamos os onjuntos de dados usados neste estudo. No
apítulo3tratamosdos pontos(i)e(ii)a ima. Ométodode SEPE éapresentadoe
seus resultados paragaláxias starburst são dis utidos pormeio de uma simples
fer-ramentaempíri adesenhada para auxiliarainterpretaçãodasíntese. No apítulo4
apresentamos um estudo omparativo dos métodos de síntese empíri a (SEPE) e
evolutiva,queserveparatestare alibrarnossasferramentasparamediraevolução.
No apítulo 5 enfo amos o ponto (iii), estudando a evolução das proprieades das
linhas de emissão de Nú leos Starburst e galáxias HII usando a idade média do
burst, medidaatravés daSEPE. Finalmente, no apítulo6resumimos nossos
CONJUNTO DE DADOS
Esta investigação requer espe tros óti os ondepropriedades dogás (linhas de
emis-são) e estelares ( ontínuo e linha de absorção) podem ser medidas. Dois onjuntos
de dados om estas ara terísti asforamusados neste trabalho.
2.1 Amostra I
O primeiro onjunto de dados, que nós denominamos Amostra I, vem dos
estu-dos de Stor hi-Bergmann, Kinney &Challis (1995) e M Quade, Kinney & Calzetti
(1995). Esta amostra, extraída do atlas de Kinney etal. (1993), ontém galáxias
grandeseluminosas omonú leoformandoestrelas, onhe idas omoNú leos
Star-burst, e sistemas pequenos e fra os omo galáxias HII e Anãs Compa tas Azuis.
Galáxias om nú leo ativo foram des artadas, om a ex eção de NGC 6221,
u-jo espe tro é dominado por um starburt ex eto em raio-X (Levenson etal. 2001).
Fig.2.1: Espe trosda AmostraI.Mostra-se tambémo pseudo ontínuo,de nido por
seg-mentosderetaentrepontospivotlo alizadosem=3660,3780,4020,4510,4630
são lassi adas omo Nú leos Starburst. As demais galáxias, lassi adas omo
Anãs Compa tas Azuis, Anãs Irregularesou galáxias HII por Kinney etal. (1993),
serão tratadas omogaláxias HII nesteestudo.
Os espe tros foram oletados através de uma grande abertura, 10 00
20 00
, que
orrespondeaumaabertura ir ularde1.3h 1
75
kp emraioparaadistân iamediana
dasgaláxias(h
75
éovalorda onstantedeHubbleemunidadesde75kms 1
Mp 1
).
Fluxoselargurasequivalentes(W)delinhasdeemissãoparaestaamostraforam
re-medidosdosespe trosoriginais. Osnovosvaloresquemedimos(Tabela2.1)estão
em boa or ondân ia om os valores medidos por Stor hi-Bergmann etal. (1995) e
M Quade etal. (1995). Todos osespe tros foram orrigidospor extinção Galá ti a
usandoaleideavermelhamentodeCardelli,Clayton&Mathis(1989, omR
V
=3:1)
e os valores A
V
) de S hlegel, Finkbeiner& Davis (1998) omo pupli ados no NED.
Correções para a extinção interna foram apli adas om base na razão das linhas
H /H , ujo valor intrínse o adotado foi 2.86 (Osterbro k 1989). Correções pela
omponente de absorção em H eH tambémforamapli adas(verseção 5.2).
Para a análise da população estelar nós medimos as W's do CaII K 3933,
CN4200eband G4301 omrespeito aopseudo ontínuode nido empontos
piv-otpreviamentesele ionados,lo alizadosem=3660,3780,4020e4510Å,seguindo
ametodologiaapresentada em CidFernandes, Stor hi-Bergmann&S hmitt(1998).
Nossas medidas estão na Tabela 2.2. Nossos valores on ordam muito bem om
osapresentados porStor hi-Bergmannetal.(1995),mas en ontramosdis repân ias
Gra -Fig.2.5: Espe troampliadodagaláxiaNGC1313mostrandoopseudo ontínuoeasjanelas
usadas para al ular as larguras equivalentes da bandasde absorção do CaII K,
CNe banda-G.
autores veri amos que o pseudo ontínuo frequentemente passa bem abaixo do
próprio espe tro, oque levaa erros nas larguras equivalentes.
Nas Figuras2.1 2.4mostramos os espe tros das 41galáxias daAmostra I. Na
Figura 2.5 ilustramos om mais detalhe as linhas de absorção usadas na síntese
empíri a( apítulo 3).
2.2 Amostra II
Nossa AmostraII vem doAtlasEspe trofotométri ode galáxias HII de Terlevi h
etal. (1991),tal qualanalisado por Raimannetal. (2000a,b). Muitos dos espe tros
individuais neste atlas não têm sinal ruído o su iente para medir ara terísti as
Linhasde Emissão: Amostra I Galáxia W H W [OIII℄ F [OII℄ F H F [OIII℄ F H ESO 296-11 14.8 45.7 1:410 13 3:910 14 1:110 13 1:910 13 ESO 572-34 49.8 191.6 3:410 13 1:210 13 4:710 13 7:110 13 1050+04 6.5 8.7 1:010 13 3:010 14 4:710 14 2:210 13 Haro 15 18.1 43.0 3:010 13 9:010 14 2:110 13 IC 1586 11.8 13.8 1:810 13 5:210 14 6:310 14 2:710 13 IC214 13.7 20.7 5:210 14 3:110 14 5:010 14 1:810 13 Mrk 66 14.6 48.5 1:510 13 4:710 14 1:610 13 1:310 13 Mrk 309 6.7 6.3 2:510 14 2:110 14 Mrk 357 42.2 130.4 1:910 13 1:010 13 2:910 13 3:710 13 Mrk 499 6.1 18.1 7:610 14 2:110 14 6:610 14 1:310 13 Mrk 542 8.2 7.0 6:610 14 2:510 14 2:210 14 1:310 13 NGC 1140 21.9 70.5 1:210 12 4:110 13 1:210 12 1:610 12 NGC 1313 3.8 7.1 2:210 13 2:910 14 5:410 14 1:910 13 NGC 1510 16.7 71.3 3:710 13 1:410 13 6:210 13 5:510 13 NGC 1569 14.3 93.6 7:110 12 3:210 12 1:910 11 NGC 1614 11.9 10.9 2:210 13 1:510 13 1:410 13 1:610 12 NGC 1705 8.7 42.7 3:010 13 1:310 13 6:510 13 NGC 1800 3.4 12.6 2:110 13 2:810 14 1:110 13 1:310 13 NGC 3049 25.8 12.2 1:810 13 1:410 13 6:510 14 5:910 13 NGC 3125 54.0 259.6 1:110 12 4:910 13 2:210 12 1:710 12 NGC 3256 23.5 10.6 7:510 13 5:710 13 2:610 13 3:910 12 NGC 4194 15.9 16.0 4:610 13 2:710 13 2:810 13 2:010 12 NGC 4385 24.9 18.1 3:010 13 1:810 13 1:510 13 1:010 12 NGC 5236 8.0 2.1 6:910 13 1:110 12 3:110 13 6:410 12 NGC 5253 99.0 457.2 5:710 12 3:010 12 1:310 11 9:110 12 NGC 5860 5.5 3.2 3:710 14 2:310 14 3:110 13 NGC 5996 13.8 4.6 1:310 13 1:010 13 3:510 14 5:710 13 NGC 6052 14.9 27.8 5:610 13 1:710 13 3:310 13 7:210 13 NGC 6090 25.6 16.3 1:810 13 1:410 13 9:110 14 7:610 13 NGC 6217 7.4 3.4 1:510 13 1:010 13 4:810 14 7:210 13 NGC 6221 10.2 6.0 1:910 13 2:110 13 1:310 13 1:410 12 NGC 7250 21.6 63.5 6:810 13 1:910 13 6:010 13 7:310 13 NGC 7496 11.7 7.5 1:110 13 1;110 13 7:210 14 5:810 13 NGC 7552 7.4 1.6 3:110 13 2:910 13 6:710 14 2:110 12 NGC 7673 21.0 46.6 8:210 13 3:110 13 6:610 13 9:810 13 NGC 7714 28.1 54.8 1:110 12 5:210 13 9:110 13 2:110 12 NGC 7793 4.0 2.1 1:110 13 3:810 14 2:110 14 2:310 13 1941-543 24.1 80.5 2:710 13 8:910 14 3:110 13 3:110 13 UGC 9560 45.4 213.6 3:710 13 1:510 13 6:510 13 5:810 13 UGCA 410 58.2 360.9 1:110 13 9:010 14 5:810 13 3:410 13
Tab.2.1: Colunas 2 e 3: Largura equivalente de linhas de emissão em Å. Colunas 47:
Linhas de absorção e ores: AmostraI Galáxia W K W CN W G F 3660 F 4510 A Gal V ESO 296-11 -3.3 -1.7 -4.0 0.73 0.93 0.057 ESO 572-34 -4.1 -6.6 -3.3 0.88 0.89 0.128 1050-04 -4.0 -3.9 -4.2 0.61 0.90 0.110 Haro 15 -3.0 -2.7 -1.9 0.68 0.80 0.076 IC 1586 -5.5 -3.3 -4.1 0.75 0.85 0.146 IC 214 -6.3 -9.0 -5.2 0.66 0.97 0.146 Mrk 66 -2.8 -6.1 -5.8 0.66 0.85 0.040 Mrk 309 -5.0 -5.5 -2.7 0.82 0.83 0.486 Mrk 357 -3.7 -4.6 -3.7 1.04 0.77 0.215 Mrk 499 -3.1 -3.9 -2.9 0.66 0.82 0.053 Mrk 542 -4.0 -4.2 -2.9 0.60 0.98 0.120 NGC1140 -3.2 -1.7 -1.8 0.77 0.83 0.122 NGC1313 -3.0 -0.8 -2.0 0.67 0.77 0.356 NGC1510 -4.1 -3.2 -3.3 0.59 0.80 0.035 NGC1569 -6.4 -2.7 -3.9 1.08 0.68 2.283 NGC1614 -3.6 -1.2 -2.3 0.69 0.90 0.501 NGC1705 -3.3 -2.4 -1.4 0.82 0.79 0.026 NGC1800 -3.8 -2.1 -2.8 0.61 0.83 0.047 NGC3049 -7.3 -3.4 -2.6 0.81 0.93 0.124 NGC3125 -3.9 -1.9 -1.8 0.80 0.80 0.247 NGC3256 -3.2 -2.8 -1.1 0.76 0.89 0.396 NGC4194 -5.7 -6.1 -4.4 0.66 0.89 0.051 NGC4385 -7.3 -4.9 -2.4 0.74 1.01 0.081 NGC5236 -4.9 -3.1 -1.3 0.74 0.90 0.215 NGC5253 -3.6 -2.4 -1.0 0.93 0.82 0.183 NGC5860 -5.8 -2.1 -4.0 0.71 1.02 0.063 NGC5996 -8.9 -2.0 -4.8 0.83 1.00 0.111 NGC6052 -5.3 -3.1 -2.2 0.74 0.88 0.249 NGC6090 -6.6 -8.7 -4.6 0.69 0.80 0.064 NGC6217 -6.3 -1.4 -2.5 0.77 0.95 0.143 NGC6221 -7.4 -3.9 -2.8 0.64 1.15 0.538 NGC7250 -3.9 -6.8 -2.1 0.84 0.82 0.499 NGC7496 -3.7 -3.5 -3.3 0.68 0.95 0.032 NGC7552 -5.0 -2.4 -2.4 0.59 0.98 0.046 NGC7673 -3.7 0.2 -1.6 0.60 0.96 0.141 NGC7714 -3.8 -2.3 -2.6 0.77 0.80 0.171 NGC7793 -6.9 -1.3 -3.4 0.62 1.05 0.063 1941-543 -2.7 -5.6 -2.9 0.74 0.78 0.178 UGC 9560 -4.4 -8.8 -5.1 0.88 0.81 0.040 UGCA 410 -4.8 -15.0 -9.0 0.93 0.97 0.047
Fig.2.6: Espe trosdaAmostraII.Osgrupossãoordenadosdeum ontínuomaisazulpara
osespe tros são mostrados naFigura2.6. Cada grupoéentão tratado omo seeste
orrespondeseaumagaláxiaindividual. Trêsdestesgrupossão ompostosde
galáx-ias Seyfert 2. Estes gruposforam mantidos em nossa análise somente para ilustrar
suas propriedadessistemati amentediferentes omrespeitoaos gruposrestantes,10
dos quais são ompostos de galáxias HII, 2 são Nú leos Starburst e 4 são
lassi - ados omo sistemas intermédiarios HII/Starburst. A abertura típi a oberta por
estes espe tros orresponde a um raioequivalentede 0:8h 1
75 kp .
Raimannetal. (2000a) mediuW'sdas linhas de absorção e o uxo no ontínuo
para estes grupos seguindo a mesma metodologia des rita a ima. As propriedades
das linhas de emissão foram medidas e análisadas em Raimann etal. (2000b). Nas
Tabelas 2.3 e 2.4 reproduzimos as medidas de Raimann etal. que usaremos nos
apítulosseguintes.
2.3 Resumo
Em suma, de todas as propriedades estelares e nebulares ompiladas para estas 2
amostras, asseguintes serão usadas naanálise abaixo:
(1) as W'sdas linhasde absorção do CaII K,CN e banda-G;
(2) uxos no ontínuoem3600, 4020 e 4510 Å;
(3) uxos de linhas de emissão e W's de linhas de emissão fortes no ópti o:
[OII℄3727, H , [OIII℄5007,H e [NII℄6584;
Linhas de emissão: AmostraII Galáxia F [OII℄ F H F [OIII℄ F H G_Cam1148-2020 0.89 1.00 6.25 2.67 G_UM461 0.86 1.00 6.06 2.34 G_Tol1924-416 1.15 1.00 5.52 2.05 G_NGC1487 2.64 1.00 3.31 2.64 G_Tol1004-296 1.53 1.00 4.74 2.77 G_UM488 2.95 1.00 2.85 2.69 G_Tol0440-381 1.98 1.00 4.04 2.44 G_UM504 2.48 1.00 3.64 2.77 G_UM71 2.19 1.00 3.75 2.70 G_NGC1510 1.80 1.00 3.93 2.75 G_Cam0949-2126 2.19 1.00 1.83 2.58 G_Mrk711 2.26 1.00 2.16 3.01 G_UM140 2.75 1.00 1.35 2.87 G_NGC3089 2.03 1.00 1.09 3.04 G_Mrk710 1.20 1.00 0.35 3.07 G_UM477 1.05 1.00 0.26 3.06 G_UM103 2.52 1.00 7.86 2.55 G_NGC4507 1.76 1.00 10.2 2.94 G_NGC3281 2.24 1.00 10.4 4.08
Tab.2.3: Fluxo daslinhasde emissão relativo aH . Extraídode Raimann etal. (2000b).
(5) a lasse de atividade omo publi adas nos artigosmen ionados a ima.
Esteúltimoíteméusadoparadistinguirsistemaspequenos omogaláxiasHIIde
Nú leos Starburst, que são galáxias maiores e muitos mais luminosas, usualmente
espirais do tipo tardio. Este último tipo de galáxia apresenta uma mistura mais
omplexa de população estelar e são mais ri as em elementos pesados do que as
Linhas de absorção e ores: Amostra II Galáxia W K W CN W G F 3660 F 4020 F 4510 G_Cam1148-2020 +0.2 +0.3 0.0 3.33 2.27 1.72 G_UM461 -0.7 +1.9 +0.7 3.03 2.21 1.77 G_Tol1924-416 -1.0 +0.7 -0.7 2.64 2.42 1.76 G_NGC1487 -1.0 -0.2 0.0 2.34 2.28 1.79 G_Tol1004-296 -2.1 +1.2 -0.1 2.23 1.97 1.62 G_UM488 -2.1 +2.5 +0.8 2.01 1.90 1.58 G_Tol0440-381 -1.3 +1.0 -1.4 1.58 1.78 1.43 G_UM504 -2.1 +0.3 -2.3 1.40 1.70 1.48 G_UM71 -2.9 +0.5 -2.3 1.10 1.53 1.34 G_NGC1510 -3.0 -0.1 -1.4 1.06 1.72 1.58 G_Cam0949-2126 -4.0 -3.3 -3.7 1.26 1.66 1.42 G_Mrk711 -3.7 +0.8 -1.3 1.06 1.20 1.14 G_UM140 -2.2 -1.1 -1.9 0.86 1.35 1.31 G_NGC3089 -2.5 -0.1 -3.0 0.82 1.30 1.19 G_Mrk710 -1.5 +1.6 -0.1 2.31 2.06 1.77 G_UM477 -2.6 +0.5 -2.3 0.60 0.91 1.04 G_UM103 -5.3 -3.3 -4.1 0.59 1.07 1.11 G_NGC4507 -13.7 -7.6 -7.6 0.49 0.66 0.88 G_NGC3281 -13.6 -5.6 -6.7 0.35 0.56 0.77
Tab.2.4: Largura equivalentedaslinhas deabsorção e uxo relativo ao ontínuo
SÍNTESE DE POPULAÇÕES
ESTELARES
3.1 O método
Paraobter umades rição quantitativadapopulaçãoestelardas amostrasI eII, nós
usamossuas W'sdas linhas deabsorção e ores no ontínuo omo dadosde entrada
para o algorítmode SEPE desenvolvidoporCid Fernandes etal.(2001a). O ódigo
de ompõe um espe tro usando uma base de 12 espe tros de populações estelares
de diferentes idades (t
i
) e metali idades (Z
i
). Esta base foi de nida por S hmidt
etal.(1991)apartirdeuma grandeamostrade aglomeradosestelaresoriginalmente
observadaporBi a&Alloin(1986a,b). Oprin ipalresultado (output)do ódigoé
ovetor depopulação x, om12 omponentes quedãoafração da ontribuiçãode
adaelementodabaseparao uxo observado emum dado omprimentodeondade
equações: F Gal () F Gal ( 0 ) = 12 X i=1 x i F base t i ;Z i () F base t i ;Z i ( 0 ) (3.1) onde F Gal é o espe tro da galáxia e F base t i ;Z i
é o espe tro da i-ésimo omponente da
base.
O vetor x orresponde à solução média en ontrada depois de uma amostragem
de 10 8
passos no espaço de parâmetros. Como ores são tambémmodeladas, a
ex-tinção entra omo um parâmetro extra, mas este não será usado diretamente em
nossa análise. Alguns estudos de SEPE impõe que a solução x sigua um aminho
omportado noplano idade-Z ompreendido pela abase (Bi a1988). Isto éfeito
para forçar onsistên ia om enários simples para a evolução quími a. Neste
tra-balho nós seguimos S hmidt etal. (1991) e não imporemos taislimitaçõesa priori,
o que permite enários mais gerais, omo sistemas que estão sofrendo olisões, nos
quais aevolução quími apode ser mais omplexa.
Não existe nenhuma grande diferença on eitual entre este método de SEPE
e aquele originalmente desenvolvido por Bi a (1988) ou suas variantes, que foram
apli adasem muitos estudos de populaçãoestelar emgaláxias (e.g., Bi a, Alloin&
S hmidt1990;DeMelloetal.1995;Kong&Cheng1999;S hmitt,Stor hi-Bergmann
& Cid Fernandes 1999; Raimann etal. 2000a). No entanto, neste trabalho
explo-raremos novas maneiras de expressar os resultados da síntese, usando o vetor de
3.2 Quantidades de Entrada e Saída
Osresultadosapresentadosaseguirforamtodosobtidosalimentandoo ódigoSEPE
om só5 observáveis: As W'sdoCaIIK, CNea banda-G, maisduas ores no
on-tínuo, F 3660 =F 4020 e F 4510 =F 4020
. Os erros nestes observáveis foram xados em 0.5
Å para W K e W G , 1 Å para W CN
, e 0.05 para as ores. Como dis utido em Cid
Fernandes etal. (2001a), a ombinação dos erros observa ionais, pou a informação
deentradaeaquasedependên ialineardentrodabaseimpossibilitaumaestimativa
pre isa das 12 omponentes de x, mas resultados on áveis são obtidos agrupando
as omponentes de mesma idade. Nós portanto empregamoso esquema de
agrupa-mentode idadesem nossa análise.
A base ompreende 5 idades numa es ala logarítmi a: 10 6 , 10 7 , 10 8 , 10 9 e 10 10
anos. Componentes om estas idades são ombinadas em um vetor de população
reduzidoà5-Dimensões, ujas omponentessãodenominadasporx
6 ,x 7 ,x 8 ,x 9 ex 10
respe tivamente. Nóstambémtrabalhamos om umades riçãoaindamais reduzida
para a população estelar, em que as omponentes velhas entre 10 9 e 10 10 anos são reagrupadas em x O x 9 +x 10
, e as omponentes jovens entre 10 6 e 10 7 anos são reagrupadasemx Y x 6 +x 7
. Renomeandoa omponenteidadeintermediária10 8
anos para x
I x
8
, nós obtemos uma versão ompa ta 3-D do vetor de população:
(x Y ;x I ;x O ).
A normalização requer que x
Y + x
I +x
O
= 1, enquanto que a restrição de
positividade impli a que todas as omponentes de x são 0. Portanto, qualquer
solução da SEPE está on nada a um orte triangular do plano x
Y +x I +x O =1
na Figura 3.1. Na práti a, a des rição do espe tro de uma galáxia em termos de
um vetorxéanalogaàAnálise deComponentes Prin ipais(e.g.,Sodré&Stasi«ska
1999), omadiferençadeque,por onstrução, ada omponentetem umsigni ado
físi o onhe ido.
Con entraremos nossa análise dos resultados da SEPE em efeitos de evolução,
om espe ial interesse na evolução de gerações estelares re entes ( 10 8
anos),
asso iadas om a atividade de formação estelar em Nú leos Starburst e galáxias
HII. Efeitos de metali idade serão dis utidos usando abundân ias de oxigênio
neb-ular, que essen ialmente re ete ametali idade das gerações estelares mais re entes
(Stor hi-Bergmannetal.1994).
3.3 Resultados da Síntese
OsresultadosdaSEPEdegaláxiasnasAmostrasIeIIestãolistadosnasTabelas3.1
e3.2 tantoparaades rição (x
6 ;x 7 ;x 8 ;x 9 ;x 10
) omoparaades riçãomais resumida
(x Y ;x I ;x O
), ou seja, (Jovem , Intermediária , Velha). O omprimento de onda de
normalização é
0
= 4020 Å. Uma maneira muito onveniente de apresentar os
resultados dasíntese éprojetarovetor (x
Y ;x I ;x O )emum planox Y -x I . Istoéfeito
nas Figuras 3.2 e 3.3para as Amostras I e II respe tivamente. Linhas tra ejadas
nestes grá os mar amlinhasde x
O
onstante, al uladas apartir da ondição que
x Y +x I +x O
=100%. Noteque estassão narealidadelinhas retasnoplanox
Y -x
I ,
que apare em urvadas por ausa dos eixoslogarítmi os.
Galáxiasde ambas asamostrasde nem umasequên ia suave de grandesvalores
100%
100%
100%
X
X
X
Y
I
O
Fig.3.1: Esquematridimensionalilustrandoasequên iaevolutivadeumburstinstantâneo
nas omponentes (x Y ;x I ;x O ).
ResultadosdaSEPEparaaAmostraI Galáxia x 6 x 7 x 8 =x I x 9 x 10 x Y x O logt SB ESO296-11 227 158 297 105 238 386 338 7.10.9 ESO572-34 289 2911 166 125 155 575 274 6.80.5 1050+04 126 127 478 115 176 246 286 7.50.7 Haro15 167 219 497 63 85 376 145 7.40.5 IC1586 137 229 277 216 187 356 386 7.20.8 IC214 116 157 377 166 225 265 385 7.40.6 Mrk66 246 106 417 74 174 345 245 7.20.5 Mrk309 168 3210 257 165 125 486 285 7.10.5 Mrk357 3910 3112 53 135 114 704 253 6.50.4 Mrk499 167 168 507 84 105 326 185 7.40.5 Mrk542 116 167 498 105 156 276 246 7.50.7 NGC1140 208 2610 357 74 126 466 196 7.20.6 NGC1313 167 199 507 53 95 356 145 7.40.5 NGC1510 85 136 577 105 115 215 225 7.60.6 NGC1569 219 4411 32 254 84 654 323 6.70.4 NGC1614 167 209 398 84 178 366 257 7.30.7 NGC1705 209 3411 307 73 95 546 165 7.10.5 NGC1800 106 147 558 94 136 246 226 7.60.6 NGC3049 86 318 166 267 208 396 466 7.10.9 NGC3125 219 4011 176 104 115 616 225 7.00.5 NGC3256 198 2911 367 63 105 486 165 7.20.5 NGC4194 106 167 397 196 166 265 356 7.40.7 NGC4385 75 268 237 247 208 336 447 7.30.9 NGC5236 107 309 357 115 136 406 256 7.30.6 NGC5253 2110 4612 166 84 105 676 185 6.90.5 NGC5860 126 188 227 188 309 306 498 7.21.1 NGC5996 85 207 74 289 389 285 666 7.01.2 NGC6052 106 279 327 156 167 376 316 7.30.7 NGC6090 106 208 327 295 94 305 384 7.40.5 NGC6217 96 268 207 197 269 356 457 7.21.0 NGC6221 65 197 268 248 249 256 487 7.41.1 NGC7250 209 3411 257 124 94 546 214 7.10.4 NGC7496 187 178 388 105 177 356 277 7.30.7 NGC7552 75 157 488 125 188 226 308 7.60.8 NGC7673 116 198 528 63 127 306 197 7.50.6 NGC7714 178 2710 337 115 126 446 236 7.20.6 NGC7793 54 126 288 238 3210 176 558 7.51.4 1941-543 238 209 407 84 94 435 174 7.20.4 Tol1924-416 107 459 95 196 166 566 355 7.00.6 UGC9560 319 2410 136 176 154 555 324 6.70.5 UGCA410 466 96 43 63 353 553 412 6.30.3
Tab.3.1: Colunas 26: Vetor de população na des rição (x
6 ;x 7 ;x 8 ;x 9 ;x 10 ). Colunas 7,4 e 8: x Y ,x I e x O
respe tivamente. Todas omponentesx estão empor entagens
do uxo total da galáxia em
0
=4020 Å. Coluna 9: logarítmo da idade média
Fig.3.2: Resultado da análise de síntese empíri a para galáxiasda Amostra I. Neste
di-agrama de evolução, o vetor de população x é ondensado em apenas 3
om-ponentes: (x Y ;x I ;x O ). Oeixo horizontal (x Y ) é afração da luzem=4020 Å
quevemde estrelas omidades10 7
anos, enquanto a ordenada(x
I
)é afração
devida a estrelas om 10 8
anos. Estrelas mais velhas que 10 9 anos ontribuem uma fração x O = 100% x Y x I
. As linhas tra ejadas indi am linhas de x
O
onstante. Triângulos: galáxias HII. Quadrados: Nú leos Starburst. Símbolos
Fig.3.3: Como a gura3.2, mas paragaláxiasda AmostraII. Cruzesindi am Seyferts2.
Observe-se que o Nú leo Starburst G_Mrk710 e a galáxia HII G_Tol1004_296
sesobrepõemem (x
Y ;x
I
ResultadosdaSEPEparaaAmostraII Galáxia x 6 x 7 x 8 =x I x 9 x 10 x Y x O logt SB G_Cam1148-2020 914 64 11 11 21 971 31 6.10.1 G_UM461 847 117 11 21 31 952 42 6.10.1 G_Tol1924-416 5911 2912 53 32 42 884 73 6.40.3 G_NGC1487 5610 2912 84 22 43 855 73 6.50.3 G_Tol1004-296 4711 4012 43 42 53 874 93 6.50.3 G_UM488 4211 4212 64 42 63 845 93 6.60.3 G_Tol0440-381 459 2311 226 42 74 676 114 6.70.4 G_UM504 359 2110 257 63 137 566 196 6.90.6 G_UM71 228 199 387 74 147 416 217 7.20.7 G_NGC1510 167 179 518 43 127 336 167 7.40.6 G_Cam0949-2126 208 219 307 135 176 416 296 7.10.7 G_Mrk711 2410 3812 156 84 157 627 236 6.90.7 G_UM140 258 169 447 43 116 416 156 7.20.6 G_NGC3089 207 127 448 53 199 326 248 7.30.8 G_Mrk710 5811 3012 43 32 53 874 83 6.40.3 G_UM477 278 2010 318 63 157 477 217 7.10.7 G_UM103 65 106 458 157 238 176 388 7.61.0 G_NGC4507 32 64 43 269 619 94 874 7.12.3 G_NGC3281 11 42 53 3911 5111 53 904 7.32.9
Tab.3.2: Mesmo que a tabela 3.1, mas para a Amostra II. Os três últimos objetos da
tabela orrepondem aSeyferts 2.
Amostra II. O maior espalhamento visto na Figura 3.2 é provavelmente devido ao
fatoqueosdadosdaAmostraIforam oletadosatravésdeaberturastipi amente2.6
vezes maiores doquea Amostra II, e assim in luemuma misturamais heterogênea
depopulaçõesestelares. EstainterpretaçãoésustentadapelofatodequeNGC1510,
queapare eemambasasamostras,pare eumtantomaisjovemnaAmostraII(veja
Tabelas 3.1 e 3.2). Uma outra fonte de espalhamento na Figura 3.2 origina-se do
grandenúmerodeNú leosStarburstnaAmostraI.Estessistemas,representadospor
símbolos quadrados em ambas guras, residem em galáxias om uma omponente
estelarvelhasigni ante, ujoefeitoéarrastarospontosemdireçãoao antoinferior
esquedo dográ o,istoénadireção de x
O
galáxiasjovenssofrendoseuprimeiroepisódiode formaçãoestelar(Searle&Sargent
1972). Só re entemente ou estabele ido que elas também ontêm estrelas velhas
(Telles & Terlevi h 1997; S hulte-Ladbe k & Crone 1998; Raimann etal. 2000a).
Isto expli a porque a Amostra II, que é essen ialmente uma amostra de galáxias
HII,exibeumasequên iamelhorde nidanaFigura3.3, omtodasasfontes(ex eto
as Seyferts 2) ontidas entre os ontornos x
O
=0 e 30%.
Astrês ruzesqueestragamasequên ianaAmostraIInaFigura3.3sãoos3
gru-posSeyfert 2, om sua populaçãoestelar predominantemente velha (Raimannetal.
2000a). OgrupoG_UM103tem umaforte omponentetipopós-starburst,devido
a omposição de um starburst evoluído e um nú leo Seyfert 2 (vide Figura 2.6),
enquantoos outros 2 gruposo upam uma região populada ara teristi amentepor
LINERs e Seyfert 2's não ompostas (Cid Fernandes etal.2001b).
3.4 Sequên ia Evolutiva
Dado que a lo alização de uma galáxia nas Figuras 3.2 e 3.3 re ete o estado de
evoluçãodasuapopulaçãoestelar,nósinterpretamosadistribuiçãode objetosneste
diagrama omoumasequên ia evolutiva, omaidadeestelarmédia res endo no
sentido anti-horário. Há várias razões para interpretrar as Figuras 3.2 e 3.3 omo
uma sequên ia evolutiva.
Primeiro,aslinhasdeabsorçãometáli astornam-semaisprofundaseas oresdas
galáxias tornam-se progressivamente mais vermelhas quando se vai de grandes x
Y
para grandes x
I
na Figura2.6, que vão doazul aovermelho(jovemà velha).
Segundo, todas galáxias daAmostra II em queforam dete tadas ara terísti as
WR(aquelasmar adasporsímbolos heiosnasFigura3.2e3.3)estãolo alizadasna
região de grandes x
Y
dodiagrama, onsistente om aidade jovemdoburst (pou os
milhões de anos) sugerida pela mera presença de estrelas WR. Os símbolos heios
naFigura3.2mar amgaláxiasdaAmostraI queestãolistadasno atálagomantido
porD. S haerer (webast.ast.obs-mip.fr/people/s harer). Sua distribuição mais
uni-forme, quando omparada om a Amostra II, é devido à população velha e efeitos
de abertura dis utidas a ima e bem ilustrados por Meurer etal. (2000). Enquanto
osdadosanalisadosnestetrabalho orrespondemàes alasdeKp ,espe trosusados
para lassi ar umStarburst omoumagaláxiaWRsão usualmenteobtidosatravés
de fendas mais estreitas entradas no aglomerado mais brilhante, o que favore e a
dete ção desistemasjovens. Seanalisásemostaisespe trosatravésde nossométodo
deSEPE ertamenteospontos heiosnaFigura3.2semoveriamemdireçãoaidades
maisjovens. Estera io íniopodeserinvertidoparafazermosumaprevisão: galáxias
representadas porsímbolosvazios naregião de x
Y
alto daFigura 3.2tem uma boa
han e de serem galáxias WR. É o aso de Mrk 357 e UGCA 410. Espe tros de
maior resolução espa ial emelhor sinal-ruídopodem veri ar esta previsão.
Finalmente, galáxias lo alizadas na parte de grandes x
I no topo esquerdo do grá o x Y -x I
( omo NGC 1800 na Amostra I e o grupo G-NGC3089 na Amostra
II) têm espe tros típi os de uma população pós-starburst, om nítidas linhas de
deabsorção deBalmerforamusadasnaanálisedeSEPE. Aindaassim,osresultados
SÍNTESE EMPÍRICA DE
GALÁXIAS TEÓRICAS
Neste apítulo fazemos uma pausa em nossa análise de espe tros de galáxias
star-burstparaestudaremmaisdetalheopro essode SEPE.Nossosobjetivosprin ipais
são: (1) veri ar sea distribuiçãode galáxias observada nas Figuras3.2e 3.3pode
ser interpretada omo uma sequên ia evolutiva, omo proposto a ima, e (2)
de-senvolver índi es baseados na SEPE que sirvam omo indi adores de evolução em
starburst.
Uma razão teóri a simples para interpretar o diagrama x
Y -x
I
omo uma
se-quên ia de evolutivaé que, esquemati amente, uma população estelarsimples (i.e.,
oetânea) se move neste diagramade (x
Y ;x
I ;x
O
) =(1;0;0)para idade t = 0 para
(0;1;0) após alguns 10 8
anos e então para (0;0;1) para idades 10 9
anos (ver
análisedeSEPEparaespe trosdegaláxiasteóri osdeGISSEL96,o ódigodesíntese
evolutiva de Bruzual & Charlot (1993). Os espe tros teóri os foram pro essados
exatamente da mesma maneira omo os espe tros verdadeiros das Amostras I e II.
Modelos de burst instantâneo e formação estelar ontínua foram al ulados para
várias idades entre t = 0 e 15 Ganos, om a Função Ini ial de Massa de Salpeter
entre 0.1 e 125 M
e metali idade Z = Z
. GISSEL96 usa modelos de evolução
estelar do grupo de Padova e ainda ofere e uma es olha de bibliote as espe trais.
Nós es olhemos os modelos que usam a bibliote a espe tral de Ja oby, Hunter &
Christian (1984) na faixa do óti o. As linhas de absorção ne essárias para nossa
análise de SEPE são laramente de nadas om esta bibliote a observa ional. A
resolução espe tralfoidefatoarazãoquenos levouaes olherGISSEL96emvez do
ódigo Starburst99 de Leitherer etal. (1999), que é mais adequado para estudar
a populaçãoestelar jovem, mas que,atualmente trabalha om uma bibliote aóti a
muitorústi apara aanálisede SEPE(resolução espe tralde 20Å).NasFiguras4.1
e 4.2 mostramos os espe tros al ulados.
4.1 Modelos de Burst Instantâneo
Os resultados para um burst instantâneo são mostrados omo um linha sólida no
diagrama de evolução (x Y ;x I ;x O
) da Figura 4.3. Os números próximo aos pontos
indi am a idade dos modelos (em Manos). Como esperado, a evolução pro ede de
x Y para x I e x O
, talque a posição neste diagramapode ser asso iada om aidade.
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Fig.4.1: Espe tros obtidos om o ódigo GISSEL96 para um burst instantâneo nas
seguintesidades: 0,0.3,0.5,0.7,1,3,5,7.6,10,21,30,40,50,101,203,509,1015,
2000, 5000,10000 e 15000milhõesde anos. Mostra-se também opseudo
ontín-uo, de nido por segmentos de reta entre 's pivot lo alizados. Todos espe tros
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Fig.4.3: Evolução dos modelos de GISSEL96 no diagrama (x Y ;x I ;x O ) de SEPE,
obti-do pro essando as galáxias teóri as omo os dados. As linhas pontilhadas
in-di am linhas de x
O
onstante. (a)A linha sólida mostra osresultados paraum
burst instantâneo. Os números indi am a idade do modelo em Manos. Note
que a evolução pro ede no sentido anti-horário. Linhas tra ejadas
orrespon-dem a bursts instantâneos sobre uma população velha que em t = 0 produz
x
Ol d
(0)=10% (linha azul)e 50%(linha vermelha) do uxoem
0
Fig.4.4: Como a gura4.3, masparamodelos om formação estelar ontínua. ontendo ovetor (x Y ;x I ;x O ).
Em prin ípio se esperaria que toda a evolução para idades <
10
9
anos
progre-disse ao longo do ontorno x
O
= 0, enquanto que na práti a o modelo os ila entre
x
O
= 10 e 15% para t < 210 8
anos. De mode similar, o valor de x
I
omeça a
res er antes de t =10 7
anos, quando todas estrelas deveriam ainda estar na faixa
deidadesperten enteax
Y
ob-Fig.4.5: EvoluçãodosmodelosdeGISSEL96 noespaço(x Y ;x I ;x O
)vistodeumafa eem
projeção no plano x Y +x I +x O
= 1. Modelos de burst instantâneo. A urva
no topo orresponde a umburst puro, enquanto que as urvas domeio eabaixo
orrepondemaburstssobreumapopulaçãovelhapre-existente omx
Ol d
(0)=10
a funçãode probabilidadede xde um jeitonão trivial(CidFernandesetal.2001a).
Como resultado, parte de x
Y
semprevaza para x
I e x
O
e vi e-versa. Mesmo assim,
estas guras mostram uma ex elente orrespondên ia entre ál ulos de síntese de
populaçãoempíri aeevolutiva.
Na Figura 4.7 mostramos o omportamento das 5 omponentes de idades (x
6 , x 7 ,x 8 ,x 9 ex 10
)emfunçãodaidadedosmodelosdeGISSEL96. Ovetordepopulação
evolui suavemente om a idade, ex eto para a pequena guinada perto de 10 7
anos
devido aosurgimentosúbito de supergigantes vermelhas(Charlot& Bruzual1991).
Como previsto, x
6
atinge o pontomáximo em torno de t=10 6 anos, x 7 atinge seu máximo em torno de t = 10 7
anos e assim por diante, mas note omo x
7
é bem
menos laramente de nida do que qualquer outra omponente. Isto o orre porque
a de omposição da SEPE tende a representar um burst de 10 7
anos omo uma
ombinaçãodex 6 ex 8 emvezdeumfortex 7
. Alémdisso,umafraçãonãodesprezível
da omponente 10 6 anos vaza de x 6 para x 7 para t < 10 6
anos. Um efeito similiar
o orre om x 9 e x 10 para t > 10 9 anos.
Boa parte destas impre isões no mapeamento entre síntese evolutiva e síntese
empíri a desapare em quando utilizamos a des rição (x
Y ;x I ;x O ), omo mostrado
na Figura4.7b. A gura tambémmostraa evolução de x
SB , de nido por x SB =x 6 +x 7 +x 8 ; (4.1)
que daqui pordiante trataremos omo a omponente starburst, representando os
últimos10 8
(x
6
), pois modelos de burst simples não são adequados para des rever regiões de
es alas de Kp omo aquelas amostradas pelas as observações das Amostras I e II.
OKp entralde galáxias omformaçãoestelar,parti ularmenteNú leosStarburst,
ontémuma oleçãodemuitasasso iaçõesindividuaismaisumapopulaçãode ampo
om um espalhamento em idades. Os estudos detalhados de Lançon etal. (2001)
e Tremonti etal. (2001) ilustram estes pontos. Tais sistemas são frequentemente
melhorrepresentadospormodelos ommúltiplosburstsouformaçãoestelar ontínua
durante 10 8
anos (Meurer 2000; Meurer 1995; Coziol, Barth & Demers 1995;
Coziol, Doyon &Demers 2001).
4.2 Burst mais uma População Velha Subja ente
Galáxias reais têm uma mistura de populações estelares de diferentes idades, e as
galáxias nas Amostras I e II não são uma ex eção. A formação estelar em
anda-mento que faz om que lassi quemos estes sistemas omo starbursts, é observada
sobre uma população estelar velha ( 10 9
anos) formada no iní io da história da
galáxia. Emnossades rição Jovem, IntermediáriaeVelha (x
Y ;x I ;x O ),oefeito
des-ta população subja ente é diluiros valores de x
Y e x
I
, que representam ahistória
da formação estelar re ente. Como resultado, um burst instantâneo o orrendo em
ima de uma população velha não segue a sequên ia evolutiva traçadapelaa linha
sólida na Figura4.3.
Duas quantidades bastam para examinar estes efeitos de diluição: a fração
x Ol d (0)daluminosidadetotalL Burst +L Ol d
noiní iodoburst (emt =0)queé
Fig.4.7: Parâmetros daSEPE ontraaidadedosmodelosdeburstinstantâneo. (a)Idades
médias, (b) Vetor de população x na des rição (x
Y ;x I ;x O ), e ( ) des rição nas 5 omponentes (x 6 , x 7 , x 8 ,x 9 e x 10 ). A urva t SB em (a) é interrompida em
pou omenosque10 8
anos;apósestaidadet
SB
perdeosigni adoparaumburst
da luminosidade do burst em unidades de sua luminosidade ini ial. Naturalmente,
todasestas quantidades sereferem aomesmo omprimentode onda,
0
. Com estas
de nições e onsiderandoqueL
Ol d
não evoluisigni antementenaes ala de tempo
de interesse (10 8
anos), pode-se mostrar que
x Ol d (t)= x Ol d (0) x Burst (0)l(t)+x Ol d (0) (4.2) onde x Burst (0) = 1 x Ol d
(0). Podemos agora olhar a evolução de x representada
a ima para um burst puro omo se orrespondesesomenteà omponenteL
Burst (t),
quenotempot onstituisomenteumafraçãox
Burst
(t)=1 x
Ol d
(t)daluminosidade
total do sistema. Isto nos permite, om a ajuda da equação 4.2, renormalizar
a evolução de (x Y ;x I ;x O
) nestas novas es alas para qualquer valor desejado do
paramêtro de ontraste x
Ol d (0).
Resultados para x
Ol d
(0) = 10 e 50% são mostrados omo linhas tra ejadas nas
Figuras 4.3 e 4.5 . A medida que o burst enfraque e, a sequên ia evolutiva pende
para a direção de grande x
O
mais rápido quanto maiorfor o valorde x
Ol d
(0). Dito
de outra forma, quanto mais fra o for o burst em relação a população velha, mais
rapidamente ele desapare erá do espe tro total. Apesar deste efeito, a evolução
ainda progridede modoordenado nosentido anti-horário.
4.3 Modelos de Formação Estelar Contínua
Nas Figuras 4.4 e 4.6 mostramos a evolução de (x
Y ;x I ;x O ) para os modelos de
Fig.4.8: Como na gura. 4.7paramodelos omformação estelar ontínua.
jovens,emqualqueridade>0osistemapare emaisjovemdoqueemummodelode
burst instantâneo. Emt =10 8
anos,porexemplo,(x
Y ;x I ;x O )(0:6;0:3;0:1) para
o modelo de formação estelar ontínua e (0:3;0:6;0:1) para um burst instantâneo.
Para t>10 9
anos, x onverge para uma regiãopróximade (0:3;0:4;0:3),em vez de
saltarparaadireçãode grandesx
O
, omoa onte eemburstsinstantâneos.
Sequên- ias evolutivas para modelos om taxa de formação estelar de aindo om o tempo,
entre aquelas traçadas nas Figuras 4.3e 4.4.
Comoaluminosidadeaumenta ontinuamente om aformaçãoestelar ontínua,
qualquer população velha subja ente érapidamenteex edidaembrilho pelas novas
estrelas. Por esse motivonão apresentamos urvas de diluição omo aquelas
al u-ladas paraum burst instantâneo,poiselas são prati amenteidênti as às urvas não
diluídas nas Figuras 4.4 e 4.6. A evolução do vetor de população para os modelos
de formaçãoestelar ontínuaestá ilustradanasFiguras4.8be . Comoesperado,as
urvas são mais suaves, e ada omponente dura muito mais tempodo queno aso
de um burst instantâneo (Figura. 4.7).
4.4 Idade Estelar Média
Osexperimentosa imademonstramqueoestágioevolutivodeumstarburstpodeser
estimadopelasua lo alizaçãonodiagrama(x
Y ;x
I ;x
O
). Paratraduziresta
lo aliza-ção emum númeroquequanti queoestágioevolutivo de umsistema,poderíamos
usar, por exemplo, o ângulo = ar tanx
I =x
Y
, que aumenta à medida que o burst
evolui. Alternativamente, podemosusarnossovetor depopulaçõesxpara al ulara
idade médiat dapopulaçãoestelar. Populaçõesestelares evoluemde um jeitonão
linear, de modoquefaz mais sentido de nirt damédia de logt entre aspopulações
representadas pela abase:
logt( 0 ) X i x i ( 0 )logt i (4.3)
es rita nesta equaçãopara enfatizarque esta de nição de t é dependente de . Isto
a onte e porque os x
i
's são a fração do uxo em
0
, de modo que t (
0
) é uma
idade média ponderada pelo uxo. Uma idade dependente de faz sentido
observa ionalpelasimplesrazãodequeestrelasjovenssãomaisazuisdoqueestrelas
mais evoluídas,oquefaz omquet sejaumafunção res entede . Embora ovalor
de t dependa de
0
, a sequên ia evolutiva traçada por este índi e não depende da
es olha de normalização, e então t pode ser usado para ordenar populações em
diferentes estágios evolutivos.
Para as 5idades da base (t
i = 10 6 , 10 7 , 10 8 , 10 9 e 10 10 anos), t( 0 ) é dado (em anos) por logt( 0 )6x 6 +7x 7 +8x 8 +9x 9 +10x 10 (4.4)
Neste trabalho estamos interessados em quanti ar o estágio evolutivo de
pop-ulaçõesasso iadas om a formação estelarmais re ente emsistemas starburst. Por
este motivo, é interessante onsiderar uma de nição de t que remova os efeitos de
diluição das populações jovens por uma população estelar velha subja ente. Isto
pode ser feito renormalizando x
6 +x
7 +x
8
para 100%. Fazendo isso, hegamos à
seguintede nição para a idade média do starburst (tambémemanos):
logt SB ( 0 ) 6x 6 ( 0 )+7x 7 ( 0 )+8x 8 ( 0 ) x 6 ( 0 )+x 7 ( 0 )+x 8 ( 0 ) (4.5)
Noteque por onstrução 6logt10e 6logt
SB 8.
elos de GISSEL96 para testare alibrarestesnovosindi adores de idade. Aslinhas
sólidas naFigura4.7a omparam nossos índi est e t
SB
(obtidospara
0
=4020 Å)
om a idade orrespondente dos modelos de GISSEL96 para um burst instantâneo.
Apesardas pequenasos ilações, estes dois índi esexibemumarelação
aproximada-mente monot ni a om a idade teóri a. A Figura 4.8a apresenta estes mesmos
índi es, mas para os modelos om formação estelar ontínua. Como esperado, t e
t
SB
evoluem mais lentamente doque para um burst instantâneo, mas t e t
SB ainda
aumentam onstantemente om a idade do modelo. Uma vez que t e t
SB
são
in-teiramente obtidos de umas pou as quantidades mensuráveis, estes resultados nos
en orajam ausá-los omo relógios empíri os para aspopulaçõesestelares.
4.5 t
SB
: Um Relógio Empíri o para Medir a Evolução de Starbursts
Devido à baixa resolução em idades da base, nosso índi e t
SB
não é apropriado
para ser usado omo um ron metro de pre isão de starbursts. Por exemplo, ele
não permitedistinguir populações om apenas alguns milhõesde anos de diferença
omo índi es baseados em linhas no UV (Robert, Leitherer & He kman 1993) ou
índi es baseados na intensidade de linhas de estrelas WR (Cerviño & Mas-Hesse
1994;S haerer&Va a1998). Contudo,nossosexperimentos omespe trosteóri os
demonstram laramente que t
SB
forne e uma maneira muito útil para ordenar
galáxias de a ordo om a idade da população dominante entre múltiplas gerações
de estrelasformadas desde oiní io do starburst.
Nossa de nição de t
SB
muitas gerações. Embora todas as galáxias dis utidas aqui ontenham populações
maisjovensdoque10 7
anos,asquaisforne emaradiaçãoqueionizaogás,
produzin-do um espe tros de linhas de emissão, esta formação atual pode ser menos intensa
doque nopassado (10 7
10 8
anos), talque asgerações jovens vivemhoje entre uma
populaçãopós-starburstmais velha enãoionizante. Neste aso,espera-seen ontrar
omponentessigni antes dex 7 ex 8 ,edestemodot SB >10 7 anos. Inversamente, se
aformaçãoestelaratual émaisfortedoquenopassado, idadesmédias menoresque
10 7
anos são esperadas. É neste ontexto de starbursts estendidos por um período
de até 10 8
anos que nós imaginamos t
SB e o diagrama (x Y ;x I ;x O ) omo utéis
traçadores de evolução. Seria pou o inteligente apli ar estes índi es para sistemas
simples omo regiões HII, uja população estelar (toda de mesma idade) pode ser
melhor estudada om outros indi adores de maior resolução temporal.
Em prin ípio, uma base om uma resolução de idades mais na, in luindo
ele-mentos intermediários entre x
6 , x
7 e x
8
, poderia produzir uma des rição mais
de-talhada da evolução de starbursts. Tais elementos intermediários estavam de fato
presentes nabaseoriginaldeBi a&Alloin(1986a,1986b),enovoselementosforam
introduzidos por Santos etal. (1995) e utilizados por Raimann etal. (2000a). Na
práti a, no entanto, estes elementos provavelmente podem ser bem representados
por uma ombinação linear dos elementos existentes da base, a menos que novos
observáveis sejam introduzidos no pro esso de síntese, o que não é o aso do
pre-senteestudo. Por esta razão,nós preferimosexe utar nossa análisede SEPE oma
1999; Leão2001). Alémdisso, omo veremosembreve,estades rição relativamente
grosseira de populaçõesestelares fun iona bastante bempara nossos ns.
Por m, vale ressaltar que os índi es de idade e o diagrama evolutivo
desen-volvidos nesse trabalho propor ionamuma maneira bastante mais atraente de
ap-resentarosresultados de SEPE doqueo pro edimento onven ionalde listar todas
omponentes de x em tabelas extensas. Estas novas ferramentas não representam
nenhuma revolução no método de SEPE, mas inegavelmente fa ilitam
tremenda-mente a interpretação dos resultados da síntese. Além disso, tanto t
SB omo o diagrama(x Y ;x I ;x O
)são indi adores mais ompa tos erobustos doqueas12
om-ponentesindividuaisdovetorx,asquaissofremdeváriasambiguidadesrela ionadas
àquantidadelimitadadeinformaçãodeentrada(pou asW'se ores)eàsin ertezas
A EVOLUÇ O DAS LINHAS DE
EMISS O
Linhas de emissão em galáxias estão intimamente ligadas a sua população estelar
jovem, ujasestrelas massivas e quentes fotoionizamo gás a seu redor. Alémdisso,
em starbursts nãoinstantâneos,o ontínuoestelar arregaumagrande ontribuição
de estrelas nas idas antes da geração orrente de estrelas ionizantes, o que afeta
larguras equivalentes de linhas de emissão. Neste apítulo nós ombinamos as
fer-ramentaspara mediraevoluçãode starbursts desenvolvidas nos apítulos3e4 om
os dados das linhas de emissão ompilados no apítulo 2. Esta ombinação nos
permitiráinvestigar seas propriedadesdas linhas de emissãode fatoevoluem junto
Fig.5.1: Largura equivalente de H ontra a idade média do starburst t
SB
de nida pela
SEPE para a Amostra I. O painel (a) mostra a largura equivalente observada
(W obs
H
). Em (b)a ontribuição deestrelasvelhas ao ontínuo sobH é removida
dividindo W obs H por x SB (4861). No painel ( ) W H
é orrigida para a presença
deuma omponente deabsorção. Triângulos, ír ulos equadrados orrespondem
a faixa de metali idade do gás de (O/H)<0:4, 0.40.6 e >0:6(O/H)
respe -tivamente. Símbolos heios e vazios são usados para distinguir galáxias HII de
Nú leosStarburst. OsvaloresP
r
sãoasprobabilidadesdeanti- orrelaçãonoteste
Fig.5.2: Comona gura5.1masparaaAmostraII.Cruzesindi amSeyfert2's,queforam
5.1 A Largura Equivalente de H
À medida que um burst envelhe e, suas estrelas mais massivas são as primeiras a
morrerem, resultando numa diminuição uniforme do uxo de fotóns ionizantes e
onsequetemente naluminosidadede linhas de re ombinação omo H . O ontínuo
estelar C
H
debaixo de H tambémde res e, mas mais lentamente doque L
H (t),
pois o ontínuo arrega uma ontribuição signi ante de estrelas de pou a massa,
longa vida e não ionizantes. Como resultado, W
H =L H =C H de res e à medida
queoburstevolui, omodis utidoporprimeiravez porDottori(1981)e on rmado
por inúmeros ál ulos de síntese evolutiva (e.g., Leitherer etal. 1999, Figura 1.3).
W
H
é portantoum indi ador de idade,e éfrequentemente usado dessa maneira
em estudosde sistemastipo starburst (e.g, Stasi«skaetal. 2001). No entanto, uma
on rmaçãoempíri adaprevisãodequeW
H
(t)des res e omtrequerumamedida
independente daidade dostarburt.
Nas Figuras 5.1a e 5.2a nós realizamos este teste om galáxias das Amostras I
e II respe tivamente, usando nosso índi e t
SB
omo um relógio para o starburst. A
anti- orrelação entre W
H e t
SB
é evidente para ambas amostras, on rmando que
W
H
de res e om o tempo. A probabilidade P
r
de não orrelação em um teste de
Spearmané apenas 710 5
paraa AmostraI e 10 4
paraa AmostraII, indi ando
uma signi ân ia estatísti a muito alta. Vale a pena enfatizar que W
H e t
SB são
determinadosapartirdemedidas ompletamenteindependentes,oquesórealça
signi ân ia deste resultado.
(O/H)<0:4,0.4a0.6e>0:6(O/H)
respe tivamente. Símbolosvaziose heiossão
usados para distinguir galáxias HII de Nú leos Starburst. Os efeitos de Z e lasses
de atividade serão dis utidos nas sessões 5.5 e 5.6, que exploram propriedades das
linhas de emissãomais afetadas por estas variáveis.
5.2 Correções para W
H
Osvaloresde W
H
nas Figuras5.1ae 5.2a são medidasnão orrigidas(W obs
H
). Pelo
menos duas orreções têm de ser onsideradas,ambas as quaisaumentam W
H .
5.2.1 Diluiçãopor uma populaçãovelha
O ontínuo sob H arrega uma ontribuição de uma população estelar velha que
diluiW
H
om respeito ao valorque esta teriaem um starburt puro. Nossa análise
de SEPEforne eumamaneiranaturalpara orrigiresteefeito, queéuma onstante
fontedepreo upaçãoemestudosqueusamW
H
omoindi adorde idade(Stasi«ska
etal. 2001). Para isolar a ontribuição do starburst ao ontínuoC
H
, basta
multi-pli ar o valor medido de C
H
por x
SB
(4861), a omponente starburst de nida no
apítulo 4 (equação4.1), normalizadaem =4861 Å. A largura equivalente assim
orrigida a simplesmente
W H = W obs H x SB (4861) (5.1)
As Figuras5.1b e 5.2b mostramaevolução daW
H
orrigidapeladiluição.
