3. A história da formação estelar 3. A história da formação estelar no universono universo

resumo:resumo:

O diagrama de Madau-Lilly A função de luminosidade e a densidade de

luminosidade A densidade de formação estelar no universo

local Identificação de galáxias distantes História da formação estelar Downsizing

O diagrama de Madau-LillyO diagrama de Madau-Lilly

Evolução da densidade da taxa de formação estelar com z

Ψ: taxa de formação estelar (Ms/ano)

da população de galáxias

V: volume (Mpc3)

densidade ρ = Ψ/V

ρ cresce até z~1.2 - 1.3 e a partir daí decresce

Entre z=3 e z=1.3 ρ cresce ~3 vezes e entre z=1.3 e 0 diminui ~30 vezes!

O diagrama de Madau-LillyO diagrama de Madau-Lilly Evolução da densidade da taxa de formação

estelar com z

Ψ: taxa de formação estelar (Ms/ano) da

população de galáxias

V: volume (Mpc3)

densidade ρ = Ψ/V

estimador de formação estelar X: Hα, [OII], L

UV,...

pode-se estimar Ψ de X (para galáxias individuais e, somando sobre todas, para uma população) via relações do tipo

L(X)=cΨ

onde L(X) é a luminosidade do observável X e c uma constante

A densidade de luminosidade j=L/V então é

j = c ρ

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A função de luminosidade (FdL)A função de luminosidade (FdL)

• A função de luminosidade dá a distribuição de luminosidade das galáxias

• Φ(L)dL: número de galáxias por Mpc3 com luminosidades entre L e L+dL

Função de luminosidade doGrupo Local de galáxias(Pritchet & van den Berg, 1999)

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A função de luminosidade de SchechterA função de luminosidade de Schechter

• Em 1976 Schechter propos uma forma analítica para a função de luminosidade:

• Φ(L)dL = Φ* (L/L*)α exp(-L/L*)dL/L*

• Parâmetros: Φ* : normalização α : inclinação do lado fraco L*: luminosidade do “joelho”

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A função de luminosidade de SchechterA função de luminosidade de Schechter

• Resultados do 2dFGRS: 2dF Galaxy Redshift Survey:• Análise de 5869 galáxias (Folkes et al. 1999)

Φ* : 0.017 Mpc-3

α : -1.3 MB

*= -19.7+5 log h

(h=1; h=constante de Hubble em unidades de 100 km/s/Mpc)

• A Via Láctea tem L ~ L*

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Propriedades da função de luminosidadePropriedades da função de luminosidade

• Φ(L)dL: número de galáxias por Mpc3 com luminosidades entre L e L+dL

• Densidade de galáxias (galáxias Mpc-3):n = ∫0

∞ Φ(L)dL

• Para uma função de Schechter: n = ∫0

∞ Φ(L)dL = ∫0∞ Φ* (L/L*)α exp(-L/L*)dL/L*

sendo x=L/L*, temos: n = Φ* ∫0∞ xα exp(-x)dx

• Função gama: Γ(x) = ∫0∞ zx-1 exp(-z) dz

• Logo, n = Φ* Γ(1+α)

• Para α<-1, n diverge (na verdade o limite de integração inferior não vai a zero)

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Propriedades da função de luminosidadePropriedades da função de luminosidade

• Densidade de galáxias mais luminosas que L:

n(>L) = ∫L∞ Φ(L´)dL´

• Para uma função de Schechter:

n(>L) = Φ* ∫x∞ x´α exp(-x´)dx´

• Função gama incompleta: Γ(x,y) = ∫y∞ zx-1 exp(-z) dz

• Logo, n (>L) = Φ* Γ(1+α, L/L*)

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Propriedades da função de luminosidadePropriedades da função de luminosidade

• Densidade de luminosidade (LS Mpc-3):

j = ∫0∞ LΦ(L)dL

• Para uma função de Schechter: j = ∫0

∞ LΦ(L)dL = Φ* L* ∫0∞ (L/L*)α+1 exp(-L/L*)dL/L*

sendo x=L/L*, temos: j = L* Φ* Γ(2+α)

• Densidade de luminosidade na banda B:j ≈ 2 x 108 h LS Mpc-3

(h: constante de Hubble em unidades de 100 km/s/Mpc)

• j(>L) = L* Φ* Γ(2+α, L/L*)

Formação estelar no universo localFormação estelar no universo local

• Como se determina a TFE média do universo local (z<0.05)?

• Gallego et al. (1995, ApJ, 455, L1): usam a função de luminosidade em Hα para quantificar a luminosidade emitida na linha Hα por galáxias com formação estelar e estima a TFE a partir disso

• Função de luminosidade em Hα:

-função de Schechter: Φ(L) dL = Φ* (L/L*)α exp(-L/L*) dL/L*

-parâmetros:

α = -1.3 ± 0.2

Φ* = 10-3.2 Mpc-3

L*= 1042.15 erg /s

NB: a luminosidade em Hα deve

ser corrigida do avermelhamento!11

Formação estelar no universo localFormação estelar no universo local

• Função de luminosidade em Hα:

-função de Schechter: Φ(L) dL = Φ* (L/L*)α exp(-L/L*) dL/L*

α = -1.3 ± 0.2 Φ* = 10-3.2 Mpc-3 L*= 1042.15 erg /s

-densidade de luminosidade: j = ∫0∞ L Φ(L) dL = Φ* L* Γ(2+α)

logo, j = 10-3.2 x 1042.15 x 1.3 ≈ 1.2 x 1039 erg s-1 Mpc-3

-relação entre a luminosidade emitida em Hα e Ψ (TFE) assumida por Gallego et al:

L(Hα) ≈ 9.4 x 1040 x Ψ erg s-1

ou j = 9.4 x 1040 x ρ erg s-1 Mpc-3

-logo, a densidade de Ψ é ρ = 0.012 Ms ano-1 Mpc-3

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História da formação estelar no universo:História da formação estelar no universo:

a ideia básica é identificar, em cada redshift, as galáxias com formação estelar, estimar a densidade de luminosidade numa banda apropriada e, então, a densidade da TFE naquele z

Problema: como encontrar galáxias distantes?

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Como encontrar (candidatos a) galáxias distantes?

• Redshifts fotométricos

• Dropouts

• Dropouts + telescópio gravitacional

• Diagramas cor x cor

• Emissão Ly-alfa

• Fontes sub-mm

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Identificação de galáxias distantes Características marcantes dos

espectros:

Linhas de emissão: Hα6563, [OII]3727, Ly-α1216

Quebras: 4000A, Lyman break (912A)

Emissão no infravermelho distante

redshift: λobs = λ0 (1+z)

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redshifts fotométricosredshifts fotométricos

• determinação de redshifts usando cores

• a cor de uma galáxia de um certo tipo varia com seu redshift (devido ao desvio espectral e à evolução)

• conhecendo-se muitas cores, é possivel saber-se qual é o tipo espectral e o redshift da galáxia

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redshifts fotométricosredshifts fotométricos

• modelos de evolução espectral prevêm cores em função de z

• surveys espectroscópicos permitem treinar/validar os estimadores

• O erro depende do número de bandas fotométricas e do redshift:

SDSS:

σz ~ 0.02(1+z)

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Como encontrar galáxias distantes: Como encontrar galáxias distantes: o Hubble Deep Field (HDF)o Hubble Deep Field (HDF)

• observação de um campo em 4 filtros durante 200 órbitas: ~50 h/filtro

• Resultados:

Grande parte das galáxias estão em z>2

A fração de galáxias azuis e morfologicamente perturbadas é maior que no universo local

(note que as galáxias mais distantes são observadas no UV em seu referencial de repouso)

Muitas galáxias normais

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dropout

• Método fotométrico

• Procura por galáxias onde o contínuo de Lyman (912 A) desaparece em um dado filtro devido ao redshift

• Exemplo: dropouts na banda U: z ~ 3

(Steidel et al. 1996, 2003)

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Telescópios gravitacionais

• Lentes gravitacionais: deformação e magnificação das imagens das galáxias de fundo

Raio de Einstein

Depende das distancias da lente e das fontes!

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Telescópios gravitacionais

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Diagramas cor x cor

• O ´redshift desert´: 1.4 < z < 2.5• [OII]3727: observada no óptico se z<1.4• Ly-alfa1216: observada no óptico se

z>2.5• Entre 1.4 < z < 2.5: faltam características

espectrais fortes

os redshifts fotométricos não são eficientes

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Diagramas cor x cor• Adelberger et al. (2004): seleção de

galáxias com formação estelar em 1<z<3 via cores Un,G,R

• Seleção de galáxias para espectroscopia

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Survey K20/GOODS-S

• Daddi et al. (2004): espectro de 324 objetos com Ks < 20

critério BzK

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Detecção fotométrica de Ly-alfa em z~5.7

• Uso de filtro estreito (120A em 8150A) mais fotometria banda larga (RIz) para detectar a linha de emissão: requer follow-up espectroscópico

Filtro estreito Banda RLy-alfa: 1216 A

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Fontes sub-milimétricas

• Existem galáxias muito luminosas mas envoltas em poeira e que emitem o grosso de sua energia na região sub-mm (~0.2 a ~1 mm): galáxias sub-mm (SMG)

• Observações têm que ser feitas de lugares altos em certas janelas espectrais (0.35, 0.45, 0.85 mm)

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Fontes sub-milimétricas• SCUBA: Sub-millimeter Common-User Bolometer Array (1997)

imageador sub-mm com campo de 2.5 arcmin e resolução de 14 arcsec

• A maior parte das fontes do SCUBA estão em altos z´s• ALMA vai revolucionar a astronomia sub-mm

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História da formação estelar

Problema: galáxias Lyman Break, emissores de Lyman-alpha e sub-milimétricas podem não ser representativas do universo no redshift considerado!

Necessidade de levantamentos de redshift com uma função de seleção bem definida

Exemplos:

DEEP2 redshift survey: ~50 mil galáxias mais brilhantes que RAB≈24.1 em 3

graus quadrados; critério de cor para selecionar galáxias com z entre 0.7 e 1.4

VVDS: VIRMOS VLT Deep Survey: ~150.000 redshifts em ~4 graus quadrados com I

AB < 24; galáxias até z~5, com pico em z~0.7

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VVDS IAB≤24, corrected 200996% complete

VVDS-Udeep IAB≤24.75863 objects

História da formação estelar no universo:História da formação estelar no universo:

a ideia básica é identificar, em cada redshift, as galáxias com formação estelar, estimar a densidade de luminosidade numa banda apropriada e, então, a TFE naquele z

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Estimadores de formação estelarEstimadores de formação estelar

Estimadores no UV: modelos de B&C03

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Estimativa da massa estelar: Taylor et al. (2011, arXiv:1108.0635)

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Diagrama de Madau

The downsizing of galaxy populations

+ Cowie et al. (1996): massive galaxies were formed at high redshift

- massive galaxies formed the bulk of their stars in the first ~3 Gyr of the universe (McCarthy et al. 2004, Kodama et al. 2004, Juneau et al. 2005)

- Galaxies forming stars today: mainly low mass

Mateus et al. (2006)

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Chemical enrichment and mass-assembly histories of SF galaxies

M* e Z aumentam mais rapidamente para galáxias mais massivas

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Chemical enrichment and mass-assembly histories of SF galaxies

• Cid Fernandes et al. (2007), Asari et al. (2007):

- Low Zneb galaxies are slow in forming stars and reached Z* ~1/3 Zsun in the last ~100 Myr

- High Zneb galaxies formed most of their stars long ago, reaching Z* ~1 Zsun several Gyr ago

- Actually, more evidence of downsizing

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exercícios

1. Procure no site do SDSS os comprimentos de onda efetivos (e as curvas de resposta) dos filtros usados nesse survey. Considere, também, as bandas no infra-vermelho J, H e K. Discuta como usá-los para detectar a linha de Lyman-alfa em vários redshifts.

2. Use o Passive Evolution Calculator para estudar a evolução da luminosidade na banda V e da cor U-V em função do redshift de formação. Escolha um cenário evolutivo.

PEC: www.astro.yale.edu/dokkum/evocalc