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População estelar em galáxias

Universidade Federal do Rio Grande do Sul Departamento de Astronomia. População estelar em galáxias. Rogério Riffel www.if.ufrgs.br/~ riffel. Santo Antônio de Pádua, 04 de Abril 2014. Por que é importante saber as características das estrelas que compõem a luz de uma galáxia?.

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População estelar em galáxias

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Presentation Transcript

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

  2. Por que é importante saber as características das estrelas que compõem a luz de uma galáxia? Auxilia na compreensão da formação da galáxia. Pode ser utilizada para compreender como as galáxias evoluem. Nos ajuda a compreender como a Via-Láctea se formou e como evolui. Ajuda a compreender e entender os processos físicos que ocorrem no Sol. Nos permite compreender como o Universo é hoje e como foi no passado.

  3. Síntese de População Estelar O termo população tem distintas definições. Em Estatística define-se população como o conjunto de todos os elementos ou resultados sob investigação. Em Biologia define-se como um grupo de indivíduos que acasalam uns com os outros, produzindo descendência.[1] Em Sociologiadefine-se como um conjunto de pessoas “restritas” à um determinado espaço, num dado tempo. [2] Em Astronomia quais as características (idade e composição química) das estrelas que compõe uma galáxia. Qual a idade e composição química das estrelas que compõe uma galáxia?

  4. Como obter informação do passado com observações do presente? Paleontologia (do grego palaiós, antigo + óntos, ser + lógos, estudo) é a ciência natural que estuda a vida do passado da Terra e o seu desenvolvimento ao longo do tempo geológico, bem como os processos de integração da informação biológica no registro geológico, isto é, a formação dos fósseis. Wikepedia E.g. Informações sobre o passado dos dinossauros obtidas de fósseis encontrados hoje & agora.

  5. Mas, tchê, qual a relação disto com as estrelas de uma galáxia? O método Fóssil: Estrelas evoluem. Galáxias = S de estrelas de diferentes idades/metalicidades 3) distribuição de idades  informações da evolução 4) Recuperar a história da galáxia apartir de suas estrelas Lgal(l) = S L*(l;age,Z) N*(age,Z) estrelas = memóriafóssil Espectrodagaláxia = dados do fóssil HistóriadaGaláxia

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

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

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

  9. Espectro de umaGaláxia Kennicutt 92

  10. Espectros de Galáxias

  11. Espectros de Galáxias

  12. Hummm.... O que posso fazer com isso? Que tipo de informação posso tirar deste espectro? Como determino a idade da galáxia? .....

  13. Espectros de galáxias: estrelas + Gás + ... • Mistura da Pop. Estelar – Star FormationHistory (SFH) • Propriedades do gás– Fonte de ionização: estrelasx AGN • Cinemática & Poeira – s*, AV Informações sobre:

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

  15. x1 + x2 + x3 + ... Síntese de PopulaçãoEstelar = S’s

  16. Síntese de População estelar: Receita básica O “Teorema Fundamental” da Síntese de Pop. Estelar: = S’s (+ gás + poeira + ...) Lgal(l) = S L*(l) + extinção x 10-0.4 A(l) & cinemática x (v*,s*,vrot)

  17. Síntese de População estelar: Receita básica O “Teorema Fundamental” da Síntese de Pop. Estelar: = S’s • Estrelasindividuais • Espectros de Aglomeradosobservados • Espectros de modelos de Aglomerados • ... Lgal(l) = S L*(l)

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

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

  20. Aplicações na região óptica www.starlight.ufsc.br

  21. Posso aplicar isso ao infravermelho próximo?

  22. Starburst Primeiro estudo de população estelar no NIR usando todo o intervalo espectral. A população estelar no NIR é dominada por estrelas de idade intermediária (~ 1 Gyr). Os modelos teóricos desenvolvidos no NIR servem para ter uma estimativa da população estelar. Riffel et al., 2008, MNRAS, 388, 803

  23. Épossível explicar a SED do NIR das galáxias Seyfert com: modelos de população estelar + AGN?

  24. Núcleo Ativo de Galáxia (AGN) São galáxias que emitem a maior parte de sua energia com espectro não térmico. Ou seja, a radiação proveniente do um AGN nãopode ser explicada apenas por processos térmicos gerados no interior das estrelas. “Fauna” de AGNs X Modelo Unificado

  25. Síntese de galáxias Seyfert- SP + AGN NÃO

  26. De volta à prancheta

  27. As principais componentes da SED do NIR são: 1- Estrelas; (Bojo) 2- Lei de Potência; (SMBH-AGN) Mas estamos analisando o infravermelho? Será que tem mais uma componente?

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

  29. As principais componentes da SED do NIR são: 1- Estrelas; (Bojo) 2- Lei de Potência; (SMBH-AGN) 3- Poeira quente. (Toróide) Fig: AGN news

  30. Efeitodapoeiraquentena SED NGC 7714 + poeiraquente (800 K / 1200K) Riffelet al., 2008, 2009.

  31. Spectral Synthesis • Synthesis code STARLIGHT: models the whole underlying spectrum , excluding emission lines and spurious data (Cid Fernandes et al., 2004, 2005). • Base Set Stellar Population (SP): The most recent EPS models of Maraston (2005). They include the effects of TP-AGB stars and are able to fit the observations (Riffel et al, 2007, 2008). Featureless continuum (FC): Power Law of the form F ~ -1.5 ; represents the non-thermal contribution of the AGN (e.g. Cid Fernandes et al., 2004). Planck distribution (BB): 700 ≤ T ≤ 1400 K; to represent the hot dust.

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

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

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

  35. Podemos fazer síntese espacialmente resolvida?

  36. Podemos fazer síntese espacialmente resolvida? =

  37. Resultados Gerais – SP – IFU – 900 espectros (25 pc)

  38. Resultados Gerais – SP – IFU – Exemplo do ajuste

  39. Resultados Gerais – SP - IFU Poeiraquente. Nãoresolvido. Massa: 1200 x 10-5Msol

  40. Perspectivas • Analisar as componentes da SED em ULIRGS e Elípticas no NIR • Estudar em detalhes estas componentes no núcleo de galáxias com IFUs. • Atualizar a base de elementos usando modelos de SED que levem em conta a transferência radiativa. • Continuar testando os modelos de SSPs. • Estudar as “variações” espaciais da SED em AGNs. • e ...

  41. Obrigado! riffel@ufrgs.br www.if.ufrgs.br/~riffel

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