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Verificação Observacional do Meio Interestelar Para estrelas dominam linhas de absorção em um contínuo luminoso:
Observador
Meio Interestelar
Campo Radiativo Estelar para Estimular o Meio Interestelar
2500 5000 7500 10000 12500 15000 17500 20000 22500 25000 0.0
0.2
0.4
0.6
0.8
1.0
1.2
1.4
1.6
1.8
2.0
Flu
xo [
J/
s/m
2 /Å
]
Comprimento de Onda [Å]
Visível
Mais azul Mais vermelho
1e1
ch2B )kT/(h2
3
−= νλ
ν
Τ−⋅= khv2
3
echv2B π
ν
>>→>> 1e1
kTh kT
hνν
+≈→<<
kTh1e1
kTh kT
h νν ν
2
2
ckTv2B π
ν =
Meio Interestelar Enriquecido
Evolução Estelar e Evolução Química do Meio Interestelar O maior contribuinte para a evolução química do meio interestelar de uma galáxia são as estrelas em seus processos de evolução.
IMF SFR
Gigante
Vermelha
Nebulosa Planetária
Supernova
SNII
Sistema Binário
SNI
Gigante Azul
Região HII
População Estelar e Meio Interestelar Diversas contribuições se sobrepõe com o tempo
O Papel das Estrelas de Baixa Massa Estrelas com massa pequena como o Sol ejetam matéria em três situações principais:
Entrada na Seqüência Principal
Gigante vermelha no AGB
Nebulosa Planetária
Sistema Algol Estrelas variáveis eclipsantes de curto período. Sendo as estrelas nascidas juntas, como a mais massiva poderia ter um tipo “menos evoluido”?
Estrela 1:
• Subgigante; • G5 • 0,8 Msol
Estrela 2:
• Seq. Principal; • B8 • 3,7 Msol
Ponto de Lagrange e Mudança do Tipo Estelar Descrição de equipotenciais gravitacionais.
Ponto de Lagrange
Mudança de Tipo Estelar e Blue Stragglers Como estrela mais massiva seria menos evoluída?
M1 > M2
Ponto de Lagrange
Gigante Vermelha
SP
Ponto de Lagrange
Sub-gigante
M1 < M2
SP
Ponto de Lagrange
10
5
0
-5
-10
-15
-20
-25
Mag
nitu
de A
bsol
uta
0 100 200 300 400 500
Tempo [dias]
Observa novas em galáxias espirais. Conclui que elas estão umas 100 vezes mais longe que as observadas na Galáxia. Na verdade eram supernovas.
A Contribuição de Curtis
Curva de Luz. Fenômeno depende da taxa de acresção de massa
“Novas” observadas em outras galáxias (M31).
Supernova Tipo I
Supernova Tipo II
Na verdade se tratavam de
supernovas!!! ⇒ Distâncias de muito
maiores
Nova Herculis na nossa galáxia
H. D. Curtis (Lick Observatory)
Se brilho de estrelas novas fossem iguais as da nossa galaxia ⇒ Distâncias de “nebulosas espirais” ~ 150 kpc. A esta distância tamanho angular implicaria galáxia do tamanho da do modelo de Kapteyn
Observações e Interpretações Erradas de Van Maanen Mede a rotação de M101 via movimentos próprios (!!). Para isso compara medidas astrométricas. Conclui que M101 (e as demais nebulosas espirais) eram parte da Galáxia.
Erro: Medidas erradas ao se comparar placas fotográficas de 10-20 anos antes de suas próprias observações. Tomou como referência estrelas muito próximas das bordas.
Van Maanen (1916 )
Van Maanen (1916 ApJ....44..210V)
O Grande Debate entre Shapley-Curtis (1920)
Via Láctea Via Láctea
Shapley Curtis
Eram as “nebulosas espirais” internas ou externas à Galáxia?
Objeto Shapley Curtis
Galáxia Shapley (~100kpc por Aglomerados Globulares).
Kapteyn (~10kpc por contagem de estrelas)
Nebulosas espirais
Dentro da galáxia. 1-) Se M31 fosse tão grande que Via Lactea, seu tamanho angular (3º x 1º) implicaria em brilho de estrelas Novas muito maior que em nossa Galáxia. 2-) Via-Lactea teria menor bilho superficial e seria mais vermelha que outras nebulosas espirais; 3-) rotação de van Maneen (0.02”/ano por movimento próprio) ⇒ v > c, ou no mínimo vexterna >> vexterna Via Láctea
Fora da galáxia. 1-) Estrelas novas em nebulosas espirais ⇒ distancias ~150 kpc para ter bilho observado em nossa Galáxia. A essa distância M31 teria tamanho do modelo de Kapteyn. 2-) Velocidades radiais observadas por Slipher ⇒ nebulosas não gravitacionalmente ligadas ao modelo de Kapteyn. 3-) Considerando a mesma velocidade na direção transversal, seria possível medir movimentos próprios. 4-) Nossa galáxia com mesma faixa escura observada em galáxias edge-on, o que explicaria a zona de evitabilidade de “nebulosas” espirais.
Hubble Descobre Cefeidas em M31 Em 1923 Hubble detectou cefeidas em M31 e calculou distancias muito superiores ao tamanho ao estimados para nossa galáxia. Depois fez trabalhos equivalentes para M33 e NGC6822. Surge a Astronomia Extragaláctica.
DM31= 300.000 pc >
Dvia Láctea = 15.000 pc 100-inch Hooker Telescope, Mt. Wilson
Edwin Hubble (1923)
Extinção Galáctica em Analogia com Outras Galáxias Zona de “evitabilidade” passa a ser compreendida como o efeito da extinção da nossa própria galáxia, permitindo paralelos dos efeitos em outras galáxias em outras galáxias.
Extinção Galáctica Também conhecida como extinção de “foreground”. É uma consequência da luz não recebida em uma dada direção do céu seja pelo espalhamento, seja pela absorção.
E(B-V) = f(l,b,d,λ)
Amôres & Lépine (2005) ou Schlegel, Finkbeiner & Davis (1998) ou Burstein & Heiles (1982). (Para filtros Específicos)
Fitzpatrick & Massa (1990, 1999). (Para cada comprimento de Onda)
(l,b) = g(l,b,d).h(λ)
l
b
l
d
b Centro da Galáxia
No plano galáctico a extinção na banda visual é cerca de 1.8 mag/kpc.
No centro galáctico pode ter extinção de 30 mag = passagem de 1 foton em 1012 no óptico
Extinção em Função do Comprimento de Onda
Iν0 Iν
van Kempen et al. (2010)
Hubble Image
Para ter um panorama geral da extinção deve-se observar não apenas o efeito nas imagens mas na espectroscopia.
Transferência Radiativa Considerando Apenas Extinção Ignorando que no caminho óptico as fontes que absorvem e espalham a luz podem contribuir com a luz vista na direção de propagação do feixe original.
dx
Partículas grandes: absorção neutra
Partículas da ordem de λ: espalhamento Rayleigh
Partículas menores que λ: espalhamento de Mie d
Seção de choque: k [cm2]
k
𝒅𝒅𝑰𝑰𝝀𝝀 = −𝑰𝑰𝝀𝝀 ⋅ 𝒏𝒏 𝒙𝒙 𝒌𝒌𝝀𝝀𝒅𝒅𝒙𝒙 O decrescimento do fluxo em cada unidade de comprimento será:
Assumindo n a densidade numérica de partículas:
𝒅𝒅𝑰𝑰𝝀𝝀 = −𝑰𝑰𝝀𝝀 ⋅ 𝒅𝒅𝝉𝝉𝝀𝝀
Definindo a profundidade óptica: 𝝉𝝉𝝀𝝀 = 𝒌𝒌𝝀𝝀 � 𝒏𝒏 𝒙𝒙 𝒅𝒅𝒙𝒙 =𝒙𝒙
𝟎𝟎𝒌𝒌𝝀𝝀𝑵𝑵(𝒙𝒙)
𝑰𝑰𝝀𝝀 = 𝑰𝑰𝝀𝝀,𝟎𝟎𝒆𝒆−𝝉𝝉𝝀𝝀
Densidade de coluna
Modelo Para Zona de Evitação Como: 𝑨𝑨𝝀𝝀 = 𝒎𝒎𝝀𝝀 −𝒎𝒎𝝀𝝀,𝟎𝟎
Então: 𝑨𝑨𝝀𝝀 = −𝟐𝟐,𝟓𝟓 log𝟏𝟏𝟎𝟎 𝒆𝒆 ⋅ ln𝒆𝒆−𝝉𝝉𝝀𝝀 𝑨𝑨𝝀𝝀 = 𝟏𝟏.𝟎𝟎𝟎𝟎𝟎𝟎𝝉𝝉𝝀𝝀
Para explicar a zona de evitação pode-se utilizar a contagem de galáxias até um certo limite e magnitude, como feito com as estrelas. Supondo uma densidade uniforme de galáxias, espera-se:
log𝑵𝑵𝟎𝟎(𝒎𝒎) = 𝟎𝟎.𝟎𝟎𝒎𝒎 + 𝑪𝑪
Supondo uma geometria plano paralela para o disco galáctico, a dependência com a latitude galáctica b será:
𝝉𝝉 𝒃𝒃 = 𝝉𝝉⊥𝒄𝒄𝒄𝒄𝒄𝒄𝒄𝒄𝒆𝒆𝒄𝒄(𝒃𝒃)
De modo que a magnitude cresceria:
𝚫𝚫𝚫𝚫 𝐛𝐛 = 𝟏𝟏.𝟎𝟎𝟎𝟎𝟎𝟎𝝉𝝉⊥𝒄𝒄𝒄𝒄𝒄𝒄𝒄𝒄𝒆𝒆𝒄𝒄(𝒃𝒃)
E com extinção o resultado observado seria:
log𝑵𝑵𝟎𝟎(𝒎𝒎,𝒃𝒃) = log𝑵𝑵𝟎𝟎 𝒎𝒎 + 𝟎𝟎.𝟎𝟎𝚫𝚫𝚫𝚫(𝐛𝐛)