Astronomia Galáctica Semestre: 2016 -...
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Astronomia Galáctica Semestre: 2016.1 Sergio Scarano Jr 10/10/2016
Transcript of Astronomia Galáctica Semestre: 2016 -...
Astronomia Galaacutectica
Semestre 20161
Sergio Scarano Jr 10102016
All-sky image constructed from two years of observations by NASAs Fermi Gamma- ray Space Telescope shows
how the sky appears at energies greater than 1 billion electron volts (1 GeV)
Emissatildeo em Raios Gama
Remanescentes de Supernovas Estes objetos satildeo o resultado da interaccedilatildeo entre o material ejetado na
explosatildeo de uma supernova e o meio interestelar
Diferenccedilas entre os Tipos de Supernovas
DIFERENCcedilAS SNI SNII
Hidrogecircnio no
espectro Natildeo Sim
Origem
Estrelas velhas de baixa
massa acretando massa de
companheira
Estrelas jovens com massa no
nuacutecleo superior a 8 Msol
Detonaccedilatildeo
Instabilidade termonuclear
pelo acumulo de massa acima
da massa criacutetica
Colapso gravitacional do nuacutecleo
apoacutes exaustatildeo do combustiacutevel
Onde ocorrem Tanto em galaacutexias espirais
quanto eliacutepticas
Braccedilo de galaacutexias espirais e em
galaacutexias irregulares
Frequumlecircncia de
evento 1100 anos 130 anos
Velocidade de gaacutes
ejetado 10000 kms 5000 kms
Ritmo de
diminuiccedilatildeo do
brilho
Depois do pico uma fraccedilatildeo de
01 magdia e depois ritmo
constante de 0014 magdia
Semelhante ao da SNI mas
entre 40 e 100 dias depois do
maacuteximo ocorre uma queda de
brilho de 01 magdia
Os Tipos de Supernovas
Existem dois tipos principais de supernovas
Supernova Tipo I
(SN1937e)
Supernova Tipo II
(SN1940b)
-20
-19
-18 -17 -16
-15
-14 -13
-12 -11
-10
Periacuteodo [dias]
Ma
gn
itu
de A
bsolu
ta
Distacircncias por Meio de Supernovas
Supernovas do Tipo Ia por corresponderem a um evento explosivo
associado a superaccedilatildeo do limite de massa de Chandrasekhar liberam a
mesma quantidade de energia para o espaccedilo tendo portanto um brilho
caracteriacutestico
-20 0 20 40
-17
-18
-19
-20
Banda V
Dias
M V
CalanTololo SNe Ia
Observadas
-20 0 20 40
-17
-18
-19
-20
Dias
Curvas de Luz Corrigidas pela Escala de Tempo de
decaimento da curva de luz
Banda V
319MV
5
5
10
Mm
D
Limites 1000 Mpc (Telescoacutepio Hubble)
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
O Enriquecimento Quiacutemico Induzido por Supernovas
As supernovas do Tipo I favorecem o enriquecimento quiacutemico do meio
em elementos de massa atocircmica mais elevadas As supernovas do Tipo II
por sua vez em massas atocircmicas menores Na regiatildeo solar
C O Mg
Si
P
S
Cl
Ar Ca
K
Ti
V
Cr
Mn
Ni
Co
Zn
10 15 20 25 30 35 40 45 50 55 60 65 70 001
01
1
Ab
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dacirc
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tos e
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ccedilatilde
o a
o S
ol
Nuacutemero de Massa [uma]
C
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Na Mg
Al
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Fe Ni
Co
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Na Mg
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Ar
K
Ca
Sc
Ti
V
Cr Mn Fe
Ni
Co
Zn
Tipo I
Tipo II
Tipo I + Tipo II
Nucleosiacutentese explosiva
(captura de necircutrons)
Big Bang
Nucleosiacutentese quies-
cente e explosiva
Espalaccedilatildeo
Abundacircncias e Metalicidades
Abundacircncia eacute uma grandeza que mede o quanto existe de um dado
elemento em relaccedilatildeo ao total de todos os elementos quiacutemicos Metalicidade
eacute a abundacircncia dos elementos mais pesados que o He
50 dos
metais
Adaptado de Anders amp Grevesse (1989)
Outra Revoluccedilatildeo na Observaccedilatildeo Astronocircmica Tanto a invenccedilatildeo da fotografia quanto da espectroscopia revolucionaram
o registro de informaccedilotildees astronocircmicas
Primeira foto 1887
por Isaac Roberts
Primeiras observaccedilotildees espectroscoacutepicas de nebulosas (visuais)
Primeiros espectros fotograacuteficos de estrelas ~1910 (Fath Wolf)
William Huggins
(1864-68 )
Primeiros registros
morfoloacutegicos por
Parsons 1880)
Como conhecer melhor as estrelas da vizinhanccedila
Estudo de estrelas do tipo G e F com ajuste de modelos de atmosfera
estelares a dados espectroscoacutepicos
htt
ps
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frit
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lasse
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01
le
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um
gif
Classes de elementos
bull Elementos α Formadas dentro de estrelas ldquonormaisrdquo mesmo em
estrelas que possuiacuteam inicialmente somente H e He
A partir do O Ne Mg Si S A Ca Na Al
bull Elementos do pico do Ferro Nuacutemero de massa 40 lt A lt 65 Sc Ti V Cr
Mn Fe Co Ni Cu
Formados em nuacutecleos quentes de estrelas durante sua evoluccedilatildeo
(Supernova Ia)
bull Elementos s-processed
Massa atocircmica maior que o Ferro (A=558) Sr Y Ba La Ce Pr Pb Bi
ldquosrdquo de slow ocorre em estrelas evoluiacutedas no AGB (asymptotic giant
branch)
bull Elementos r-processed
Se Br Kr Te I Os Ir Pt
ldquorrdquo de rapid core-collapse Sne (estrelas massivas)
Como conhecer melhor as estrelas da vizinhanccedila
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias
bull Entre idade e abundacircncias etc
000 002 004 006 008 010 012 014-06
-05
-04
-03
-02
-01
00
01
02
03
NGC2506
NGC2243
NGC2420
NGC7789
NGC6819
NGC7052
NGC2360
NGC0188NGC5822
NGC2682
NGC2477
[FeH
]
(U-V)
Hyades
Relaccedilatildeo entre Cor e Metalicidade
Relaccedilatildeo entre a cor e a metalicidade dos aglomerados abertos mais bem
explorados na literatura (Mihalas amp Binney 1981) O excesso de ultravioleta
(U-V) e a abundacircncia de ferro correspondem aos valores meacutedios para as
estrelas apropriadamente escolhidas nestes aglomerados
Populaccedilotildees Estelares
O estudo dos aglomerados estelares permitiu que se estabelecesse os dois
tipos de populaccedilotildees estelares Observando Androcircmeda no Mount Wilson
Telescope encontrou correlaccedilotildees com o que era observado em nossa galaacutexia
Populaccedilatildeo I satildeo jovens azuis e ricas em metais (concentradas no disco)
Populaccedilatildeo II satildeo mais velhas e pobres em metais (em todas as direccedilotildees
mas concentradas no bojo)
Baade (1944)
Esse estudo se consolida quando ademais das metalicidades forem
consideradas as velocidades dos objetos
Populaccedilatildeo III populaccedilatildeo com abundacircncias originais
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia em Termos Dinacircmicos
Em nossa galaacutexia por sua vez eacute possiacutevel medir movimentos proacuteprios e a
velocidade radial o que nos fornece o vetor de velocidade tridimensional
Coordenadas Gaacutelaacutecticas
Sartori Lepine amp
Dias (2003) Movimento sistemaacutetico de
objetos ultrapassados pelo Sol
Nuacute
mero
de E
str
ela
s
Velocidades
v1 v2 v3 v4 v5 v6 v7 v8 v9 v10 v11 v12
Velocidade
Nuacutemero
de Objetos
Dispersatildeo de
Velocidades
Kapteyn havia descoberto a primeira
evidecircncia da rotaccedilatildeo galaacutectica
medindo a paralaxe verifica que o
movimento das estrelas proacuteximas eacute
mais ou menos ordenado
Dispersatildeo de Velocidades
Desconhecido o movimento proacuteprio o melhor que se pode supor com as
velocidades radiais observadas eacute que elas se espalham com igual
probabilidade no espaccedilo
σ dispersatildeo de velocidades unidimensional-
ldquotemperaturardquo do gaacutes de estrelas
119959120784 = 119959119961120784 + 119959119962
120784 + 119959119963120784 = 120648119961
120784 + 120648119962120784 + 120648119963
120784
Se a distribuiccedilatildeo de velocidades eacute isotroacutepica
120648119961120784 = 120648119962
120784 = 120648119963120784 = 120648120784
Entatildeo 119959120784 = 120785120648120784
Consequentemente a forma do sistema estelar depende de sua dispersatildeo
de velocidades
bull Sistemas oblatos
120648119961 = 120648119962 gt 120648119963
bull Sistema prolatos
120648119961 = 120648119962 lt 120648119963
bull Sistemas triaxiais
120648119961 ne 120648119962 ne 120648119963
Relaccedilatildeo IdadeMetalicidade e CorMetalicidade Estudando as metalicidades e as idades de aglomerados globulares eacute
possiacutevel estabelecer uma relaccedilatildeo entre idade e metalicidade
Forbes Duncan A et al
MonNotRoyAstronSoc 404 (2010)
1203
Blakeslee John P et al AstrophysJ 710 (2010)
Metalicidades e Idades e Metalicidades e Velocidades
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
Relaccedilotildees Idade Metalicidade e Dinacircmica Estelar
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia
Lindblad e Oort identificaram as mudanccedilas nas direccedilotildees dos vetores
velocidades para raios menores e maiores do que o solar como uma
consequumlecircncia da rotaccedilatildeo do Sol em torno da galaacutexia Baade associou os
tipos de estrelas agrave sua cinemaacutetica (populaccedilatildeo I e II) observando outras
galaacutexias
Populaccedilatildeo I (Bojo)
Populaccedilatildeo II (Disco)
Menos metais
Mais velho
Mais vermelho
Mais metais
Mais novo
Mais azul
Carney in Leacutepine (2008)
Menor dispersatildeo
de velocidades no
disco
Movimento
ordenado no Disco
Associado a Curva
de Rotaccedilatildeo
Escala de Altura e Disco Fino e Espesso
Segundo Bahcall e Sonera (1980) estrelas jovens (ciacuterculos preenchidos) se
encontram em um disco mais proacuteximas do plano meacutedio enquanto estrelas
mas velhas (ciacuterculos abertos) se encontram mais afastadas da mesma
referecircncia
All-sky image constructed from two years of observations by NASAs Fermi Gamma- ray Space Telescope shows
how the sky appears at energies greater than 1 billion electron volts (1 GeV)
Emissatildeo em Raios Gama
Remanescentes de Supernovas Estes objetos satildeo o resultado da interaccedilatildeo entre o material ejetado na
explosatildeo de uma supernova e o meio interestelar
Diferenccedilas entre os Tipos de Supernovas
DIFERENCcedilAS SNI SNII
Hidrogecircnio no
espectro Natildeo Sim
Origem
Estrelas velhas de baixa
massa acretando massa de
companheira
Estrelas jovens com massa no
nuacutecleo superior a 8 Msol
Detonaccedilatildeo
Instabilidade termonuclear
pelo acumulo de massa acima
da massa criacutetica
Colapso gravitacional do nuacutecleo
apoacutes exaustatildeo do combustiacutevel
Onde ocorrem Tanto em galaacutexias espirais
quanto eliacutepticas
Braccedilo de galaacutexias espirais e em
galaacutexias irregulares
Frequumlecircncia de
evento 1100 anos 130 anos
Velocidade de gaacutes
ejetado 10000 kms 5000 kms
Ritmo de
diminuiccedilatildeo do
brilho
Depois do pico uma fraccedilatildeo de
01 magdia e depois ritmo
constante de 0014 magdia
Semelhante ao da SNI mas
entre 40 e 100 dias depois do
maacuteximo ocorre uma queda de
brilho de 01 magdia
Os Tipos de Supernovas
Existem dois tipos principais de supernovas
Supernova Tipo I
(SN1937e)
Supernova Tipo II
(SN1940b)
-20
-19
-18 -17 -16
-15
-14 -13
-12 -11
-10
Periacuteodo [dias]
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Distacircncias por Meio de Supernovas
Supernovas do Tipo Ia por corresponderem a um evento explosivo
associado a superaccedilatildeo do limite de massa de Chandrasekhar liberam a
mesma quantidade de energia para o espaccedilo tendo portanto um brilho
caracteriacutestico
-20 0 20 40
-17
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Banda V
Dias
M V
CalanTololo SNe Ia
Observadas
-20 0 20 40
-17
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Dias
Curvas de Luz Corrigidas pela Escala de Tempo de
decaimento da curva de luz
Banda V
319MV
5
5
10
Mm
D
Limites 1000 Mpc (Telescoacutepio Hubble)
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
O Enriquecimento Quiacutemico Induzido por Supernovas
As supernovas do Tipo I favorecem o enriquecimento quiacutemico do meio
em elementos de massa atocircmica mais elevadas As supernovas do Tipo II
por sua vez em massas atocircmicas menores Na regiatildeo solar
C O Mg
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Nuacutemero de Massa [uma]
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Cr Mn Fe
Ni
Co
Zn
Tipo I
Tipo II
Tipo I + Tipo II
Nucleosiacutentese explosiva
(captura de necircutrons)
Big Bang
Nucleosiacutentese quies-
cente e explosiva
Espalaccedilatildeo
Abundacircncias e Metalicidades
Abundacircncia eacute uma grandeza que mede o quanto existe de um dado
elemento em relaccedilatildeo ao total de todos os elementos quiacutemicos Metalicidade
eacute a abundacircncia dos elementos mais pesados que o He
50 dos
metais
Adaptado de Anders amp Grevesse (1989)
Outra Revoluccedilatildeo na Observaccedilatildeo Astronocircmica Tanto a invenccedilatildeo da fotografia quanto da espectroscopia revolucionaram
o registro de informaccedilotildees astronocircmicas
Primeira foto 1887
por Isaac Roberts
Primeiras observaccedilotildees espectroscoacutepicas de nebulosas (visuais)
Primeiros espectros fotograacuteficos de estrelas ~1910 (Fath Wolf)
William Huggins
(1864-68 )
Primeiros registros
morfoloacutegicos por
Parsons 1880)
Como conhecer melhor as estrelas da vizinhanccedila
Estudo de estrelas do tipo G e F com ajuste de modelos de atmosfera
estelares a dados espectroscoacutepicos
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Classes de elementos
bull Elementos α Formadas dentro de estrelas ldquonormaisrdquo mesmo em
estrelas que possuiacuteam inicialmente somente H e He
A partir do O Ne Mg Si S A Ca Na Al
bull Elementos do pico do Ferro Nuacutemero de massa 40 lt A lt 65 Sc Ti V Cr
Mn Fe Co Ni Cu
Formados em nuacutecleos quentes de estrelas durante sua evoluccedilatildeo
(Supernova Ia)
bull Elementos s-processed
Massa atocircmica maior que o Ferro (A=558) Sr Y Ba La Ce Pr Pb Bi
ldquosrdquo de slow ocorre em estrelas evoluiacutedas no AGB (asymptotic giant
branch)
bull Elementos r-processed
Se Br Kr Te I Os Ir Pt
ldquorrdquo de rapid core-collapse Sne (estrelas massivas)
Como conhecer melhor as estrelas da vizinhanccedila
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias
bull Entre idade e abundacircncias etc
000 002 004 006 008 010 012 014-06
-05
-04
-03
-02
-01
00
01
02
03
NGC2506
NGC2243
NGC2420
NGC7789
NGC6819
NGC7052
NGC2360
NGC0188NGC5822
NGC2682
NGC2477
[FeH
]
(U-V)
Hyades
Relaccedilatildeo entre Cor e Metalicidade
Relaccedilatildeo entre a cor e a metalicidade dos aglomerados abertos mais bem
explorados na literatura (Mihalas amp Binney 1981) O excesso de ultravioleta
(U-V) e a abundacircncia de ferro correspondem aos valores meacutedios para as
estrelas apropriadamente escolhidas nestes aglomerados
Populaccedilotildees Estelares
O estudo dos aglomerados estelares permitiu que se estabelecesse os dois
tipos de populaccedilotildees estelares Observando Androcircmeda no Mount Wilson
Telescope encontrou correlaccedilotildees com o que era observado em nossa galaacutexia
Populaccedilatildeo I satildeo jovens azuis e ricas em metais (concentradas no disco)
Populaccedilatildeo II satildeo mais velhas e pobres em metais (em todas as direccedilotildees
mas concentradas no bojo)
Baade (1944)
Esse estudo se consolida quando ademais das metalicidades forem
consideradas as velocidades dos objetos
Populaccedilatildeo III populaccedilatildeo com abundacircncias originais
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia em Termos Dinacircmicos
Em nossa galaacutexia por sua vez eacute possiacutevel medir movimentos proacuteprios e a
velocidade radial o que nos fornece o vetor de velocidade tridimensional
Coordenadas Gaacutelaacutecticas
Sartori Lepine amp
Dias (2003) Movimento sistemaacutetico de
objetos ultrapassados pelo Sol
Nuacute
mero
de E
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Velocidades
v1 v2 v3 v4 v5 v6 v7 v8 v9 v10 v11 v12
Velocidade
Nuacutemero
de Objetos
Dispersatildeo de
Velocidades
Kapteyn havia descoberto a primeira
evidecircncia da rotaccedilatildeo galaacutectica
medindo a paralaxe verifica que o
movimento das estrelas proacuteximas eacute
mais ou menos ordenado
Dispersatildeo de Velocidades
Desconhecido o movimento proacuteprio o melhor que se pode supor com as
velocidades radiais observadas eacute que elas se espalham com igual
probabilidade no espaccedilo
σ dispersatildeo de velocidades unidimensional-
ldquotemperaturardquo do gaacutes de estrelas
119959120784 = 119959119961120784 + 119959119962
120784 + 119959119963120784 = 120648119961
120784 + 120648119962120784 + 120648119963
120784
Se a distribuiccedilatildeo de velocidades eacute isotroacutepica
120648119961120784 = 120648119962
120784 = 120648119963120784 = 120648120784
Entatildeo 119959120784 = 120785120648120784
Consequentemente a forma do sistema estelar depende de sua dispersatildeo
de velocidades
bull Sistemas oblatos
120648119961 = 120648119962 gt 120648119963
bull Sistema prolatos
120648119961 = 120648119962 lt 120648119963
bull Sistemas triaxiais
120648119961 ne 120648119962 ne 120648119963
Relaccedilatildeo IdadeMetalicidade e CorMetalicidade Estudando as metalicidades e as idades de aglomerados globulares eacute
possiacutevel estabelecer uma relaccedilatildeo entre idade e metalicidade
Forbes Duncan A et al
MonNotRoyAstronSoc 404 (2010)
1203
Blakeslee John P et al AstrophysJ 710 (2010)
Metalicidades e Idades e Metalicidades e Velocidades
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
Relaccedilotildees Idade Metalicidade e Dinacircmica Estelar
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia
Lindblad e Oort identificaram as mudanccedilas nas direccedilotildees dos vetores
velocidades para raios menores e maiores do que o solar como uma
consequumlecircncia da rotaccedilatildeo do Sol em torno da galaacutexia Baade associou os
tipos de estrelas agrave sua cinemaacutetica (populaccedilatildeo I e II) observando outras
galaacutexias
Populaccedilatildeo I (Bojo)
Populaccedilatildeo II (Disco)
Menos metais
Mais velho
Mais vermelho
Mais metais
Mais novo
Mais azul
Carney in Leacutepine (2008)
Menor dispersatildeo
de velocidades no
disco
Movimento
ordenado no Disco
Associado a Curva
de Rotaccedilatildeo
Escala de Altura e Disco Fino e Espesso
Segundo Bahcall e Sonera (1980) estrelas jovens (ciacuterculos preenchidos) se
encontram em um disco mais proacuteximas do plano meacutedio enquanto estrelas
mas velhas (ciacuterculos abertos) se encontram mais afastadas da mesma
referecircncia
Remanescentes de Supernovas Estes objetos satildeo o resultado da interaccedilatildeo entre o material ejetado na
explosatildeo de uma supernova e o meio interestelar
Diferenccedilas entre os Tipos de Supernovas
DIFERENCcedilAS SNI SNII
Hidrogecircnio no
espectro Natildeo Sim
Origem
Estrelas velhas de baixa
massa acretando massa de
companheira
Estrelas jovens com massa no
nuacutecleo superior a 8 Msol
Detonaccedilatildeo
Instabilidade termonuclear
pelo acumulo de massa acima
da massa criacutetica
Colapso gravitacional do nuacutecleo
apoacutes exaustatildeo do combustiacutevel
Onde ocorrem Tanto em galaacutexias espirais
quanto eliacutepticas
Braccedilo de galaacutexias espirais e em
galaacutexias irregulares
Frequumlecircncia de
evento 1100 anos 130 anos
Velocidade de gaacutes
ejetado 10000 kms 5000 kms
Ritmo de
diminuiccedilatildeo do
brilho
Depois do pico uma fraccedilatildeo de
01 magdia e depois ritmo
constante de 0014 magdia
Semelhante ao da SNI mas
entre 40 e 100 dias depois do
maacuteximo ocorre uma queda de
brilho de 01 magdia
Os Tipos de Supernovas
Existem dois tipos principais de supernovas
Supernova Tipo I
(SN1937e)
Supernova Tipo II
(SN1940b)
-20
-19
-18 -17 -16
-15
-14 -13
-12 -11
-10
Periacuteodo [dias]
Ma
gn
itu
de A
bsolu
ta
Distacircncias por Meio de Supernovas
Supernovas do Tipo Ia por corresponderem a um evento explosivo
associado a superaccedilatildeo do limite de massa de Chandrasekhar liberam a
mesma quantidade de energia para o espaccedilo tendo portanto um brilho
caracteriacutestico
-20 0 20 40
-17
-18
-19
-20
Banda V
Dias
M V
CalanTololo SNe Ia
Observadas
-20 0 20 40
-17
-18
-19
-20
Dias
Curvas de Luz Corrigidas pela Escala de Tempo de
decaimento da curva de luz
Banda V
319MV
5
5
10
Mm
D
Limites 1000 Mpc (Telescoacutepio Hubble)
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
O Enriquecimento Quiacutemico Induzido por Supernovas
As supernovas do Tipo I favorecem o enriquecimento quiacutemico do meio
em elementos de massa atocircmica mais elevadas As supernovas do Tipo II
por sua vez em massas atocircmicas menores Na regiatildeo solar
C O Mg
Si
P
S
Cl
Ar Ca
K
Ti
V
Cr
Mn
Ni
Co
Zn
10 15 20 25 30 35 40 45 50 55 60 65 70 001
01
1
Ab
un
dacirc
ncia
de E
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tos e
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ccedilatilde
o a
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Nuacutemero de Massa [uma]
C
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Ar
K
Ca
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Ti
V
Cr Mn Fe
Ni
Co
Zn
Tipo I
Tipo II
Tipo I + Tipo II
Nucleosiacutentese explosiva
(captura de necircutrons)
Big Bang
Nucleosiacutentese quies-
cente e explosiva
Espalaccedilatildeo
Abundacircncias e Metalicidades
Abundacircncia eacute uma grandeza que mede o quanto existe de um dado
elemento em relaccedilatildeo ao total de todos os elementos quiacutemicos Metalicidade
eacute a abundacircncia dos elementos mais pesados que o He
50 dos
metais
Adaptado de Anders amp Grevesse (1989)
Outra Revoluccedilatildeo na Observaccedilatildeo Astronocircmica Tanto a invenccedilatildeo da fotografia quanto da espectroscopia revolucionaram
o registro de informaccedilotildees astronocircmicas
Primeira foto 1887
por Isaac Roberts
Primeiras observaccedilotildees espectroscoacutepicas de nebulosas (visuais)
Primeiros espectros fotograacuteficos de estrelas ~1910 (Fath Wolf)
William Huggins
(1864-68 )
Primeiros registros
morfoloacutegicos por
Parsons 1880)
Como conhecer melhor as estrelas da vizinhanccedila
Estudo de estrelas do tipo G e F com ajuste de modelos de atmosfera
estelares a dados espectroscoacutepicos
htt
ps
pif
frit
ed
uc
lasse
sp
hy
s3
01
le
ctu
re
sb
lack
bo
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su
nli
ke
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um
gif
Classes de elementos
bull Elementos α Formadas dentro de estrelas ldquonormaisrdquo mesmo em
estrelas que possuiacuteam inicialmente somente H e He
A partir do O Ne Mg Si S A Ca Na Al
bull Elementos do pico do Ferro Nuacutemero de massa 40 lt A lt 65 Sc Ti V Cr
Mn Fe Co Ni Cu
Formados em nuacutecleos quentes de estrelas durante sua evoluccedilatildeo
(Supernova Ia)
bull Elementos s-processed
Massa atocircmica maior que o Ferro (A=558) Sr Y Ba La Ce Pr Pb Bi
ldquosrdquo de slow ocorre em estrelas evoluiacutedas no AGB (asymptotic giant
branch)
bull Elementos r-processed
Se Br Kr Te I Os Ir Pt
ldquorrdquo de rapid core-collapse Sne (estrelas massivas)
Como conhecer melhor as estrelas da vizinhanccedila
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias
bull Entre idade e abundacircncias etc
000 002 004 006 008 010 012 014-06
-05
-04
-03
-02
-01
00
01
02
03
NGC2506
NGC2243
NGC2420
NGC7789
NGC6819
NGC7052
NGC2360
NGC0188NGC5822
NGC2682
NGC2477
[FeH
]
(U-V)
Hyades
Relaccedilatildeo entre Cor e Metalicidade
Relaccedilatildeo entre a cor e a metalicidade dos aglomerados abertos mais bem
explorados na literatura (Mihalas amp Binney 1981) O excesso de ultravioleta
(U-V) e a abundacircncia de ferro correspondem aos valores meacutedios para as
estrelas apropriadamente escolhidas nestes aglomerados
Populaccedilotildees Estelares
O estudo dos aglomerados estelares permitiu que se estabelecesse os dois
tipos de populaccedilotildees estelares Observando Androcircmeda no Mount Wilson
Telescope encontrou correlaccedilotildees com o que era observado em nossa galaacutexia
Populaccedilatildeo I satildeo jovens azuis e ricas em metais (concentradas no disco)
Populaccedilatildeo II satildeo mais velhas e pobres em metais (em todas as direccedilotildees
mas concentradas no bojo)
Baade (1944)
Esse estudo se consolida quando ademais das metalicidades forem
consideradas as velocidades dos objetos
Populaccedilatildeo III populaccedilatildeo com abundacircncias originais
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia em Termos Dinacircmicos
Em nossa galaacutexia por sua vez eacute possiacutevel medir movimentos proacuteprios e a
velocidade radial o que nos fornece o vetor de velocidade tridimensional
Coordenadas Gaacutelaacutecticas
Sartori Lepine amp
Dias (2003) Movimento sistemaacutetico de
objetos ultrapassados pelo Sol
Nuacute
mero
de E
str
ela
s
Velocidades
v1 v2 v3 v4 v5 v6 v7 v8 v9 v10 v11 v12
Velocidade
Nuacutemero
de Objetos
Dispersatildeo de
Velocidades
Kapteyn havia descoberto a primeira
evidecircncia da rotaccedilatildeo galaacutectica
medindo a paralaxe verifica que o
movimento das estrelas proacuteximas eacute
mais ou menos ordenado
Dispersatildeo de Velocidades
Desconhecido o movimento proacuteprio o melhor que se pode supor com as
velocidades radiais observadas eacute que elas se espalham com igual
probabilidade no espaccedilo
σ dispersatildeo de velocidades unidimensional-
ldquotemperaturardquo do gaacutes de estrelas
119959120784 = 119959119961120784 + 119959119962
120784 + 119959119963120784 = 120648119961
120784 + 120648119962120784 + 120648119963
120784
Se a distribuiccedilatildeo de velocidades eacute isotroacutepica
120648119961120784 = 120648119962
120784 = 120648119963120784 = 120648120784
Entatildeo 119959120784 = 120785120648120784
Consequentemente a forma do sistema estelar depende de sua dispersatildeo
de velocidades
bull Sistemas oblatos
120648119961 = 120648119962 gt 120648119963
bull Sistema prolatos
120648119961 = 120648119962 lt 120648119963
bull Sistemas triaxiais
120648119961 ne 120648119962 ne 120648119963
Relaccedilatildeo IdadeMetalicidade e CorMetalicidade Estudando as metalicidades e as idades de aglomerados globulares eacute
possiacutevel estabelecer uma relaccedilatildeo entre idade e metalicidade
Forbes Duncan A et al
MonNotRoyAstronSoc 404 (2010)
1203
Blakeslee John P et al AstrophysJ 710 (2010)
Metalicidades e Idades e Metalicidades e Velocidades
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
Relaccedilotildees Idade Metalicidade e Dinacircmica Estelar
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia
Lindblad e Oort identificaram as mudanccedilas nas direccedilotildees dos vetores
velocidades para raios menores e maiores do que o solar como uma
consequumlecircncia da rotaccedilatildeo do Sol em torno da galaacutexia Baade associou os
tipos de estrelas agrave sua cinemaacutetica (populaccedilatildeo I e II) observando outras
galaacutexias
Populaccedilatildeo I (Bojo)
Populaccedilatildeo II (Disco)
Menos metais
Mais velho
Mais vermelho
Mais metais
Mais novo
Mais azul
Carney in Leacutepine (2008)
Menor dispersatildeo
de velocidades no
disco
Movimento
ordenado no Disco
Associado a Curva
de Rotaccedilatildeo
Escala de Altura e Disco Fino e Espesso
Segundo Bahcall e Sonera (1980) estrelas jovens (ciacuterculos preenchidos) se
encontram em um disco mais proacuteximas do plano meacutedio enquanto estrelas
mas velhas (ciacuterculos abertos) se encontram mais afastadas da mesma
referecircncia
Diferenccedilas entre os Tipos de Supernovas
DIFERENCcedilAS SNI SNII
Hidrogecircnio no
espectro Natildeo Sim
Origem
Estrelas velhas de baixa
massa acretando massa de
companheira
Estrelas jovens com massa no
nuacutecleo superior a 8 Msol
Detonaccedilatildeo
Instabilidade termonuclear
pelo acumulo de massa acima
da massa criacutetica
Colapso gravitacional do nuacutecleo
apoacutes exaustatildeo do combustiacutevel
Onde ocorrem Tanto em galaacutexias espirais
quanto eliacutepticas
Braccedilo de galaacutexias espirais e em
galaacutexias irregulares
Frequumlecircncia de
evento 1100 anos 130 anos
Velocidade de gaacutes
ejetado 10000 kms 5000 kms
Ritmo de
diminuiccedilatildeo do
brilho
Depois do pico uma fraccedilatildeo de
01 magdia e depois ritmo
constante de 0014 magdia
Semelhante ao da SNI mas
entre 40 e 100 dias depois do
maacuteximo ocorre uma queda de
brilho de 01 magdia
Os Tipos de Supernovas
Existem dois tipos principais de supernovas
Supernova Tipo I
(SN1937e)
Supernova Tipo II
(SN1940b)
-20
-19
-18 -17 -16
-15
-14 -13
-12 -11
-10
Periacuteodo [dias]
Ma
gn
itu
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bsolu
ta
Distacircncias por Meio de Supernovas
Supernovas do Tipo Ia por corresponderem a um evento explosivo
associado a superaccedilatildeo do limite de massa de Chandrasekhar liberam a
mesma quantidade de energia para o espaccedilo tendo portanto um brilho
caracteriacutestico
-20 0 20 40
-17
-18
-19
-20
Banda V
Dias
M V
CalanTololo SNe Ia
Observadas
-20 0 20 40
-17
-18
-19
-20
Dias
Curvas de Luz Corrigidas pela Escala de Tempo de
decaimento da curva de luz
Banda V
319MV
5
5
10
Mm
D
Limites 1000 Mpc (Telescoacutepio Hubble)
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
O Enriquecimento Quiacutemico Induzido por Supernovas
As supernovas do Tipo I favorecem o enriquecimento quiacutemico do meio
em elementos de massa atocircmica mais elevadas As supernovas do Tipo II
por sua vez em massas atocircmicas menores Na regiatildeo solar
C O Mg
Si
P
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Cr
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10 15 20 25 30 35 40 45 50 55 60 65 70 001
01
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Nuacutemero de Massa [uma]
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Cr Mn Fe
Ni
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Zn
Tipo I
Tipo II
Tipo I + Tipo II
Nucleosiacutentese explosiva
(captura de necircutrons)
Big Bang
Nucleosiacutentese quies-
cente e explosiva
Espalaccedilatildeo
Abundacircncias e Metalicidades
Abundacircncia eacute uma grandeza que mede o quanto existe de um dado
elemento em relaccedilatildeo ao total de todos os elementos quiacutemicos Metalicidade
eacute a abundacircncia dos elementos mais pesados que o He
50 dos
metais
Adaptado de Anders amp Grevesse (1989)
Outra Revoluccedilatildeo na Observaccedilatildeo Astronocircmica Tanto a invenccedilatildeo da fotografia quanto da espectroscopia revolucionaram
o registro de informaccedilotildees astronocircmicas
Primeira foto 1887
por Isaac Roberts
Primeiras observaccedilotildees espectroscoacutepicas de nebulosas (visuais)
Primeiros espectros fotograacuteficos de estrelas ~1910 (Fath Wolf)
William Huggins
(1864-68 )
Primeiros registros
morfoloacutegicos por
Parsons 1880)
Como conhecer melhor as estrelas da vizinhanccedila
Estudo de estrelas do tipo G e F com ajuste de modelos de atmosfera
estelares a dados espectroscoacutepicos
htt
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01
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Classes de elementos
bull Elementos α Formadas dentro de estrelas ldquonormaisrdquo mesmo em
estrelas que possuiacuteam inicialmente somente H e He
A partir do O Ne Mg Si S A Ca Na Al
bull Elementos do pico do Ferro Nuacutemero de massa 40 lt A lt 65 Sc Ti V Cr
Mn Fe Co Ni Cu
Formados em nuacutecleos quentes de estrelas durante sua evoluccedilatildeo
(Supernova Ia)
bull Elementos s-processed
Massa atocircmica maior que o Ferro (A=558) Sr Y Ba La Ce Pr Pb Bi
ldquosrdquo de slow ocorre em estrelas evoluiacutedas no AGB (asymptotic giant
branch)
bull Elementos r-processed
Se Br Kr Te I Os Ir Pt
ldquorrdquo de rapid core-collapse Sne (estrelas massivas)
Como conhecer melhor as estrelas da vizinhanccedila
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias
bull Entre idade e abundacircncias etc
000 002 004 006 008 010 012 014-06
-05
-04
-03
-02
-01
00
01
02
03
NGC2506
NGC2243
NGC2420
NGC7789
NGC6819
NGC7052
NGC2360
NGC0188NGC5822
NGC2682
NGC2477
[FeH
]
(U-V)
Hyades
Relaccedilatildeo entre Cor e Metalicidade
Relaccedilatildeo entre a cor e a metalicidade dos aglomerados abertos mais bem
explorados na literatura (Mihalas amp Binney 1981) O excesso de ultravioleta
(U-V) e a abundacircncia de ferro correspondem aos valores meacutedios para as
estrelas apropriadamente escolhidas nestes aglomerados
Populaccedilotildees Estelares
O estudo dos aglomerados estelares permitiu que se estabelecesse os dois
tipos de populaccedilotildees estelares Observando Androcircmeda no Mount Wilson
Telescope encontrou correlaccedilotildees com o que era observado em nossa galaacutexia
Populaccedilatildeo I satildeo jovens azuis e ricas em metais (concentradas no disco)
Populaccedilatildeo II satildeo mais velhas e pobres em metais (em todas as direccedilotildees
mas concentradas no bojo)
Baade (1944)
Esse estudo se consolida quando ademais das metalicidades forem
consideradas as velocidades dos objetos
Populaccedilatildeo III populaccedilatildeo com abundacircncias originais
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia em Termos Dinacircmicos
Em nossa galaacutexia por sua vez eacute possiacutevel medir movimentos proacuteprios e a
velocidade radial o que nos fornece o vetor de velocidade tridimensional
Coordenadas Gaacutelaacutecticas
Sartori Lepine amp
Dias (2003) Movimento sistemaacutetico de
objetos ultrapassados pelo Sol
Nuacute
mero
de E
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ela
s
Velocidades
v1 v2 v3 v4 v5 v6 v7 v8 v9 v10 v11 v12
Velocidade
Nuacutemero
de Objetos
Dispersatildeo de
Velocidades
Kapteyn havia descoberto a primeira
evidecircncia da rotaccedilatildeo galaacutectica
medindo a paralaxe verifica que o
movimento das estrelas proacuteximas eacute
mais ou menos ordenado
Dispersatildeo de Velocidades
Desconhecido o movimento proacuteprio o melhor que se pode supor com as
velocidades radiais observadas eacute que elas se espalham com igual
probabilidade no espaccedilo
σ dispersatildeo de velocidades unidimensional-
ldquotemperaturardquo do gaacutes de estrelas
119959120784 = 119959119961120784 + 119959119962
120784 + 119959119963120784 = 120648119961
120784 + 120648119962120784 + 120648119963
120784
Se a distribuiccedilatildeo de velocidades eacute isotroacutepica
120648119961120784 = 120648119962
120784 = 120648119963120784 = 120648120784
Entatildeo 119959120784 = 120785120648120784
Consequentemente a forma do sistema estelar depende de sua dispersatildeo
de velocidades
bull Sistemas oblatos
120648119961 = 120648119962 gt 120648119963
bull Sistema prolatos
120648119961 = 120648119962 lt 120648119963
bull Sistemas triaxiais
120648119961 ne 120648119962 ne 120648119963
Relaccedilatildeo IdadeMetalicidade e CorMetalicidade Estudando as metalicidades e as idades de aglomerados globulares eacute
possiacutevel estabelecer uma relaccedilatildeo entre idade e metalicidade
Forbes Duncan A et al
MonNotRoyAstronSoc 404 (2010)
1203
Blakeslee John P et al AstrophysJ 710 (2010)
Metalicidades e Idades e Metalicidades e Velocidades
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
Relaccedilotildees Idade Metalicidade e Dinacircmica Estelar
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia
Lindblad e Oort identificaram as mudanccedilas nas direccedilotildees dos vetores
velocidades para raios menores e maiores do que o solar como uma
consequumlecircncia da rotaccedilatildeo do Sol em torno da galaacutexia Baade associou os
tipos de estrelas agrave sua cinemaacutetica (populaccedilatildeo I e II) observando outras
galaacutexias
Populaccedilatildeo I (Bojo)
Populaccedilatildeo II (Disco)
Menos metais
Mais velho
Mais vermelho
Mais metais
Mais novo
Mais azul
Carney in Leacutepine (2008)
Menor dispersatildeo
de velocidades no
disco
Movimento
ordenado no Disco
Associado a Curva
de Rotaccedilatildeo
Escala de Altura e Disco Fino e Espesso
Segundo Bahcall e Sonera (1980) estrelas jovens (ciacuterculos preenchidos) se
encontram em um disco mais proacuteximas do plano meacutedio enquanto estrelas
mas velhas (ciacuterculos abertos) se encontram mais afastadas da mesma
referecircncia
Os Tipos de Supernovas
Existem dois tipos principais de supernovas
Supernova Tipo I
(SN1937e)
Supernova Tipo II
(SN1940b)
-20
-19
-18 -17 -16
-15
-14 -13
-12 -11
-10
Periacuteodo [dias]
Ma
gn
itu
de A
bsolu
ta
Distacircncias por Meio de Supernovas
Supernovas do Tipo Ia por corresponderem a um evento explosivo
associado a superaccedilatildeo do limite de massa de Chandrasekhar liberam a
mesma quantidade de energia para o espaccedilo tendo portanto um brilho
caracteriacutestico
-20 0 20 40
-17
-18
-19
-20
Banda V
Dias
M V
CalanTololo SNe Ia
Observadas
-20 0 20 40
-17
-18
-19
-20
Dias
Curvas de Luz Corrigidas pela Escala de Tempo de
decaimento da curva de luz
Banda V
319MV
5
5
10
Mm
D
Limites 1000 Mpc (Telescoacutepio Hubble)
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
O Enriquecimento Quiacutemico Induzido por Supernovas
As supernovas do Tipo I favorecem o enriquecimento quiacutemico do meio
em elementos de massa atocircmica mais elevadas As supernovas do Tipo II
por sua vez em massas atocircmicas menores Na regiatildeo solar
C O Mg
Si
P
S
Cl
Ar Ca
K
Ti
V
Cr
Mn
Ni
Co
Zn
10 15 20 25 30 35 40 45 50 55 60 65 70 001
01
1
Ab
un
dacirc
ncia
de E
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ccedilatilde
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Nuacutemero de Massa [uma]
C
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V
Cr Mn Fe
Ni
Co
Zn
Tipo I
Tipo II
Tipo I + Tipo II
Nucleosiacutentese explosiva
(captura de necircutrons)
Big Bang
Nucleosiacutentese quies-
cente e explosiva
Espalaccedilatildeo
Abundacircncias e Metalicidades
Abundacircncia eacute uma grandeza que mede o quanto existe de um dado
elemento em relaccedilatildeo ao total de todos os elementos quiacutemicos Metalicidade
eacute a abundacircncia dos elementos mais pesados que o He
50 dos
metais
Adaptado de Anders amp Grevesse (1989)
Outra Revoluccedilatildeo na Observaccedilatildeo Astronocircmica Tanto a invenccedilatildeo da fotografia quanto da espectroscopia revolucionaram
o registro de informaccedilotildees astronocircmicas
Primeira foto 1887
por Isaac Roberts
Primeiras observaccedilotildees espectroscoacutepicas de nebulosas (visuais)
Primeiros espectros fotograacuteficos de estrelas ~1910 (Fath Wolf)
William Huggins
(1864-68 )
Primeiros registros
morfoloacutegicos por
Parsons 1880)
Como conhecer melhor as estrelas da vizinhanccedila
Estudo de estrelas do tipo G e F com ajuste de modelos de atmosfera
estelares a dados espectroscoacutepicos
htt
ps
pif
frit
ed
uc
lasse
sp
hy
s3
01
le
ctu
re
sb
lack
bo
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su
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ke
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um
gif
Classes de elementos
bull Elementos α Formadas dentro de estrelas ldquonormaisrdquo mesmo em
estrelas que possuiacuteam inicialmente somente H e He
A partir do O Ne Mg Si S A Ca Na Al
bull Elementos do pico do Ferro Nuacutemero de massa 40 lt A lt 65 Sc Ti V Cr
Mn Fe Co Ni Cu
Formados em nuacutecleos quentes de estrelas durante sua evoluccedilatildeo
(Supernova Ia)
bull Elementos s-processed
Massa atocircmica maior que o Ferro (A=558) Sr Y Ba La Ce Pr Pb Bi
ldquosrdquo de slow ocorre em estrelas evoluiacutedas no AGB (asymptotic giant
branch)
bull Elementos r-processed
Se Br Kr Te I Os Ir Pt
ldquorrdquo de rapid core-collapse Sne (estrelas massivas)
Como conhecer melhor as estrelas da vizinhanccedila
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias
bull Entre idade e abundacircncias etc
000 002 004 006 008 010 012 014-06
-05
-04
-03
-02
-01
00
01
02
03
NGC2506
NGC2243
NGC2420
NGC7789
NGC6819
NGC7052
NGC2360
NGC0188NGC5822
NGC2682
NGC2477
[FeH
]
(U-V)
Hyades
Relaccedilatildeo entre Cor e Metalicidade
Relaccedilatildeo entre a cor e a metalicidade dos aglomerados abertos mais bem
explorados na literatura (Mihalas amp Binney 1981) O excesso de ultravioleta
(U-V) e a abundacircncia de ferro correspondem aos valores meacutedios para as
estrelas apropriadamente escolhidas nestes aglomerados
Populaccedilotildees Estelares
O estudo dos aglomerados estelares permitiu que se estabelecesse os dois
tipos de populaccedilotildees estelares Observando Androcircmeda no Mount Wilson
Telescope encontrou correlaccedilotildees com o que era observado em nossa galaacutexia
Populaccedilatildeo I satildeo jovens azuis e ricas em metais (concentradas no disco)
Populaccedilatildeo II satildeo mais velhas e pobres em metais (em todas as direccedilotildees
mas concentradas no bojo)
Baade (1944)
Esse estudo se consolida quando ademais das metalicidades forem
consideradas as velocidades dos objetos
Populaccedilatildeo III populaccedilatildeo com abundacircncias originais
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia em Termos Dinacircmicos
Em nossa galaacutexia por sua vez eacute possiacutevel medir movimentos proacuteprios e a
velocidade radial o que nos fornece o vetor de velocidade tridimensional
Coordenadas Gaacutelaacutecticas
Sartori Lepine amp
Dias (2003) Movimento sistemaacutetico de
objetos ultrapassados pelo Sol
Nuacute
mero
de E
str
ela
s
Velocidades
v1 v2 v3 v4 v5 v6 v7 v8 v9 v10 v11 v12
Velocidade
Nuacutemero
de Objetos
Dispersatildeo de
Velocidades
Kapteyn havia descoberto a primeira
evidecircncia da rotaccedilatildeo galaacutectica
medindo a paralaxe verifica que o
movimento das estrelas proacuteximas eacute
mais ou menos ordenado
Dispersatildeo de Velocidades
Desconhecido o movimento proacuteprio o melhor que se pode supor com as
velocidades radiais observadas eacute que elas se espalham com igual
probabilidade no espaccedilo
σ dispersatildeo de velocidades unidimensional-
ldquotemperaturardquo do gaacutes de estrelas
119959120784 = 119959119961120784 + 119959119962
120784 + 119959119963120784 = 120648119961
120784 + 120648119962120784 + 120648119963
120784
Se a distribuiccedilatildeo de velocidades eacute isotroacutepica
120648119961120784 = 120648119962
120784 = 120648119963120784 = 120648120784
Entatildeo 119959120784 = 120785120648120784
Consequentemente a forma do sistema estelar depende de sua dispersatildeo
de velocidades
bull Sistemas oblatos
120648119961 = 120648119962 gt 120648119963
bull Sistema prolatos
120648119961 = 120648119962 lt 120648119963
bull Sistemas triaxiais
120648119961 ne 120648119962 ne 120648119963
Relaccedilatildeo IdadeMetalicidade e CorMetalicidade Estudando as metalicidades e as idades de aglomerados globulares eacute
possiacutevel estabelecer uma relaccedilatildeo entre idade e metalicidade
Forbes Duncan A et al
MonNotRoyAstronSoc 404 (2010)
1203
Blakeslee John P et al AstrophysJ 710 (2010)
Metalicidades e Idades e Metalicidades e Velocidades
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
Relaccedilotildees Idade Metalicidade e Dinacircmica Estelar
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia
Lindblad e Oort identificaram as mudanccedilas nas direccedilotildees dos vetores
velocidades para raios menores e maiores do que o solar como uma
consequumlecircncia da rotaccedilatildeo do Sol em torno da galaacutexia Baade associou os
tipos de estrelas agrave sua cinemaacutetica (populaccedilatildeo I e II) observando outras
galaacutexias
Populaccedilatildeo I (Bojo)
Populaccedilatildeo II (Disco)
Menos metais
Mais velho
Mais vermelho
Mais metais
Mais novo
Mais azul
Carney in Leacutepine (2008)
Menor dispersatildeo
de velocidades no
disco
Movimento
ordenado no Disco
Associado a Curva
de Rotaccedilatildeo
Escala de Altura e Disco Fino e Espesso
Segundo Bahcall e Sonera (1980) estrelas jovens (ciacuterculos preenchidos) se
encontram em um disco mais proacuteximas do plano meacutedio enquanto estrelas
mas velhas (ciacuterculos abertos) se encontram mais afastadas da mesma
referecircncia
Distacircncias por Meio de Supernovas
Supernovas do Tipo Ia por corresponderem a um evento explosivo
associado a superaccedilatildeo do limite de massa de Chandrasekhar liberam a
mesma quantidade de energia para o espaccedilo tendo portanto um brilho
caracteriacutestico
-20 0 20 40
-17
-18
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Banda V
Dias
M V
CalanTololo SNe Ia
Observadas
-20 0 20 40
-17
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Dias
Curvas de Luz Corrigidas pela Escala de Tempo de
decaimento da curva de luz
Banda V
319MV
5
5
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Mm
D
Limites 1000 Mpc (Telescoacutepio Hubble)
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
O Enriquecimento Quiacutemico Induzido por Supernovas
As supernovas do Tipo I favorecem o enriquecimento quiacutemico do meio
em elementos de massa atocircmica mais elevadas As supernovas do Tipo II
por sua vez em massas atocircmicas menores Na regiatildeo solar
C O Mg
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Tipo I
Tipo II
Tipo I + Tipo II
Nucleosiacutentese explosiva
(captura de necircutrons)
Big Bang
Nucleosiacutentese quies-
cente e explosiva
Espalaccedilatildeo
Abundacircncias e Metalicidades
Abundacircncia eacute uma grandeza que mede o quanto existe de um dado
elemento em relaccedilatildeo ao total de todos os elementos quiacutemicos Metalicidade
eacute a abundacircncia dos elementos mais pesados que o He
50 dos
metais
Adaptado de Anders amp Grevesse (1989)
Outra Revoluccedilatildeo na Observaccedilatildeo Astronocircmica Tanto a invenccedilatildeo da fotografia quanto da espectroscopia revolucionaram
o registro de informaccedilotildees astronocircmicas
Primeira foto 1887
por Isaac Roberts
Primeiras observaccedilotildees espectroscoacutepicas de nebulosas (visuais)
Primeiros espectros fotograacuteficos de estrelas ~1910 (Fath Wolf)
William Huggins
(1864-68 )
Primeiros registros
morfoloacutegicos por
Parsons 1880)
Como conhecer melhor as estrelas da vizinhanccedila
Estudo de estrelas do tipo G e F com ajuste de modelos de atmosfera
estelares a dados espectroscoacutepicos
htt
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Classes de elementos
bull Elementos α Formadas dentro de estrelas ldquonormaisrdquo mesmo em
estrelas que possuiacuteam inicialmente somente H e He
A partir do O Ne Mg Si S A Ca Na Al
bull Elementos do pico do Ferro Nuacutemero de massa 40 lt A lt 65 Sc Ti V Cr
Mn Fe Co Ni Cu
Formados em nuacutecleos quentes de estrelas durante sua evoluccedilatildeo
(Supernova Ia)
bull Elementos s-processed
Massa atocircmica maior que o Ferro (A=558) Sr Y Ba La Ce Pr Pb Bi
ldquosrdquo de slow ocorre em estrelas evoluiacutedas no AGB (asymptotic giant
branch)
bull Elementos r-processed
Se Br Kr Te I Os Ir Pt
ldquorrdquo de rapid core-collapse Sne (estrelas massivas)
Como conhecer melhor as estrelas da vizinhanccedila
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias
bull Entre idade e abundacircncias etc
000 002 004 006 008 010 012 014-06
-05
-04
-03
-02
-01
00
01
02
03
NGC2506
NGC2243
NGC2420
NGC7789
NGC6819
NGC7052
NGC2360
NGC0188NGC5822
NGC2682
NGC2477
[FeH
]
(U-V)
Hyades
Relaccedilatildeo entre Cor e Metalicidade
Relaccedilatildeo entre a cor e a metalicidade dos aglomerados abertos mais bem
explorados na literatura (Mihalas amp Binney 1981) O excesso de ultravioleta
(U-V) e a abundacircncia de ferro correspondem aos valores meacutedios para as
estrelas apropriadamente escolhidas nestes aglomerados
Populaccedilotildees Estelares
O estudo dos aglomerados estelares permitiu que se estabelecesse os dois
tipos de populaccedilotildees estelares Observando Androcircmeda no Mount Wilson
Telescope encontrou correlaccedilotildees com o que era observado em nossa galaacutexia
Populaccedilatildeo I satildeo jovens azuis e ricas em metais (concentradas no disco)
Populaccedilatildeo II satildeo mais velhas e pobres em metais (em todas as direccedilotildees
mas concentradas no bojo)
Baade (1944)
Esse estudo se consolida quando ademais das metalicidades forem
consideradas as velocidades dos objetos
Populaccedilatildeo III populaccedilatildeo com abundacircncias originais
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia em Termos Dinacircmicos
Em nossa galaacutexia por sua vez eacute possiacutevel medir movimentos proacuteprios e a
velocidade radial o que nos fornece o vetor de velocidade tridimensional
Coordenadas Gaacutelaacutecticas
Sartori Lepine amp
Dias (2003) Movimento sistemaacutetico de
objetos ultrapassados pelo Sol
Nuacute
mero
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Velocidades
v1 v2 v3 v4 v5 v6 v7 v8 v9 v10 v11 v12
Velocidade
Nuacutemero
de Objetos
Dispersatildeo de
Velocidades
Kapteyn havia descoberto a primeira
evidecircncia da rotaccedilatildeo galaacutectica
medindo a paralaxe verifica que o
movimento das estrelas proacuteximas eacute
mais ou menos ordenado
Dispersatildeo de Velocidades
Desconhecido o movimento proacuteprio o melhor que se pode supor com as
velocidades radiais observadas eacute que elas se espalham com igual
probabilidade no espaccedilo
σ dispersatildeo de velocidades unidimensional-
ldquotemperaturardquo do gaacutes de estrelas
119959120784 = 119959119961120784 + 119959119962
120784 + 119959119963120784 = 120648119961
120784 + 120648119962120784 + 120648119963
120784
Se a distribuiccedilatildeo de velocidades eacute isotroacutepica
120648119961120784 = 120648119962
120784 = 120648119963120784 = 120648120784
Entatildeo 119959120784 = 120785120648120784
Consequentemente a forma do sistema estelar depende de sua dispersatildeo
de velocidades
bull Sistemas oblatos
120648119961 = 120648119962 gt 120648119963
bull Sistema prolatos
120648119961 = 120648119962 lt 120648119963
bull Sistemas triaxiais
120648119961 ne 120648119962 ne 120648119963
Relaccedilatildeo IdadeMetalicidade e CorMetalicidade Estudando as metalicidades e as idades de aglomerados globulares eacute
possiacutevel estabelecer uma relaccedilatildeo entre idade e metalicidade
Forbes Duncan A et al
MonNotRoyAstronSoc 404 (2010)
1203
Blakeslee John P et al AstrophysJ 710 (2010)
Metalicidades e Idades e Metalicidades e Velocidades
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
Relaccedilotildees Idade Metalicidade e Dinacircmica Estelar
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia
Lindblad e Oort identificaram as mudanccedilas nas direccedilotildees dos vetores
velocidades para raios menores e maiores do que o solar como uma
consequumlecircncia da rotaccedilatildeo do Sol em torno da galaacutexia Baade associou os
tipos de estrelas agrave sua cinemaacutetica (populaccedilatildeo I e II) observando outras
galaacutexias
Populaccedilatildeo I (Bojo)
Populaccedilatildeo II (Disco)
Menos metais
Mais velho
Mais vermelho
Mais metais
Mais novo
Mais azul
Carney in Leacutepine (2008)
Menor dispersatildeo
de velocidades no
disco
Movimento
ordenado no Disco
Associado a Curva
de Rotaccedilatildeo
Escala de Altura e Disco Fino e Espesso
Segundo Bahcall e Sonera (1980) estrelas jovens (ciacuterculos preenchidos) se
encontram em um disco mais proacuteximas do plano meacutedio enquanto estrelas
mas velhas (ciacuterculos abertos) se encontram mais afastadas da mesma
referecircncia
Estrutura de uma Bolha de uma SN
Frente de choque
Vento
ldquoLentordquo
Casca Fina do
Impacto com
Vento
ldquoLentordquo
Vento
Raacutepido
Vento de
ldquoReboterdquo
Alargamento da cavidade
aberta pelos ventos estelares
Zona de compressatildeo Ela irradia eficientemente
resfria-se e colapsa podendo tornar-se molecular
em 1M-anos
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
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As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
O Enriquecimento Quiacutemico Induzido por Supernovas
As supernovas do Tipo I favorecem o enriquecimento quiacutemico do meio
em elementos de massa atocircmica mais elevadas As supernovas do Tipo II
por sua vez em massas atocircmicas menores Na regiatildeo solar
C O Mg
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S
Cl
Ar
K
Ca
Sc
Ti
V
Cr Mn Fe
Ni
Co
Zn
Tipo I
Tipo II
Tipo I + Tipo II
Nucleosiacutentese explosiva
(captura de necircutrons)
Big Bang
Nucleosiacutentese quies-
cente e explosiva
Espalaccedilatildeo
Abundacircncias e Metalicidades
Abundacircncia eacute uma grandeza que mede o quanto existe de um dado
elemento em relaccedilatildeo ao total de todos os elementos quiacutemicos Metalicidade
eacute a abundacircncia dos elementos mais pesados que o He
50 dos
metais
Adaptado de Anders amp Grevesse (1989)
Outra Revoluccedilatildeo na Observaccedilatildeo Astronocircmica Tanto a invenccedilatildeo da fotografia quanto da espectroscopia revolucionaram
o registro de informaccedilotildees astronocircmicas
Primeira foto 1887
por Isaac Roberts
Primeiras observaccedilotildees espectroscoacutepicas de nebulosas (visuais)
Primeiros espectros fotograacuteficos de estrelas ~1910 (Fath Wolf)
William Huggins
(1864-68 )
Primeiros registros
morfoloacutegicos por
Parsons 1880)
Como conhecer melhor as estrelas da vizinhanccedila
Estudo de estrelas do tipo G e F com ajuste de modelos de atmosfera
estelares a dados espectroscoacutepicos
htt
ps
pif
frit
ed
uc
lasse
sp
hy
s3
01
le
ctu
re
sb
lack
bo
dy
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nli
ke
_sp
ectr
um
gif
Classes de elementos
bull Elementos α Formadas dentro de estrelas ldquonormaisrdquo mesmo em
estrelas que possuiacuteam inicialmente somente H e He
A partir do O Ne Mg Si S A Ca Na Al
bull Elementos do pico do Ferro Nuacutemero de massa 40 lt A lt 65 Sc Ti V Cr
Mn Fe Co Ni Cu
Formados em nuacutecleos quentes de estrelas durante sua evoluccedilatildeo
(Supernova Ia)
bull Elementos s-processed
Massa atocircmica maior que o Ferro (A=558) Sr Y Ba La Ce Pr Pb Bi
ldquosrdquo de slow ocorre em estrelas evoluiacutedas no AGB (asymptotic giant
branch)
bull Elementos r-processed
Se Br Kr Te I Os Ir Pt
ldquorrdquo de rapid core-collapse Sne (estrelas massivas)
Como conhecer melhor as estrelas da vizinhanccedila
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias
bull Entre idade e abundacircncias etc
000 002 004 006 008 010 012 014-06
-05
-04
-03
-02
-01
00
01
02
03
NGC2506
NGC2243
NGC2420
NGC7789
NGC6819
NGC7052
NGC2360
NGC0188NGC5822
NGC2682
NGC2477
[FeH
]
(U-V)
Hyades
Relaccedilatildeo entre Cor e Metalicidade
Relaccedilatildeo entre a cor e a metalicidade dos aglomerados abertos mais bem
explorados na literatura (Mihalas amp Binney 1981) O excesso de ultravioleta
(U-V) e a abundacircncia de ferro correspondem aos valores meacutedios para as
estrelas apropriadamente escolhidas nestes aglomerados
Populaccedilotildees Estelares
O estudo dos aglomerados estelares permitiu que se estabelecesse os dois
tipos de populaccedilotildees estelares Observando Androcircmeda no Mount Wilson
Telescope encontrou correlaccedilotildees com o que era observado em nossa galaacutexia
Populaccedilatildeo I satildeo jovens azuis e ricas em metais (concentradas no disco)
Populaccedilatildeo II satildeo mais velhas e pobres em metais (em todas as direccedilotildees
mas concentradas no bojo)
Baade (1944)
Esse estudo se consolida quando ademais das metalicidades forem
consideradas as velocidades dos objetos
Populaccedilatildeo III populaccedilatildeo com abundacircncias originais
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia em Termos Dinacircmicos
Em nossa galaacutexia por sua vez eacute possiacutevel medir movimentos proacuteprios e a
velocidade radial o que nos fornece o vetor de velocidade tridimensional
Coordenadas Gaacutelaacutecticas
Sartori Lepine amp
Dias (2003) Movimento sistemaacutetico de
objetos ultrapassados pelo Sol
Nuacute
mero
de E
str
ela
s
Velocidades
v1 v2 v3 v4 v5 v6 v7 v8 v9 v10 v11 v12
Velocidade
Nuacutemero
de Objetos
Dispersatildeo de
Velocidades
Kapteyn havia descoberto a primeira
evidecircncia da rotaccedilatildeo galaacutectica
medindo a paralaxe verifica que o
movimento das estrelas proacuteximas eacute
mais ou menos ordenado
Dispersatildeo de Velocidades
Desconhecido o movimento proacuteprio o melhor que se pode supor com as
velocidades radiais observadas eacute que elas se espalham com igual
probabilidade no espaccedilo
σ dispersatildeo de velocidades unidimensional-
ldquotemperaturardquo do gaacutes de estrelas
119959120784 = 119959119961120784 + 119959119962
120784 + 119959119963120784 = 120648119961
120784 + 120648119962120784 + 120648119963
120784
Se a distribuiccedilatildeo de velocidades eacute isotroacutepica
120648119961120784 = 120648119962
120784 = 120648119963120784 = 120648120784
Entatildeo 119959120784 = 120785120648120784
Consequentemente a forma do sistema estelar depende de sua dispersatildeo
de velocidades
bull Sistemas oblatos
120648119961 = 120648119962 gt 120648119963
bull Sistema prolatos
120648119961 = 120648119962 lt 120648119963
bull Sistemas triaxiais
120648119961 ne 120648119962 ne 120648119963
Relaccedilatildeo IdadeMetalicidade e CorMetalicidade Estudando as metalicidades e as idades de aglomerados globulares eacute
possiacutevel estabelecer uma relaccedilatildeo entre idade e metalicidade
Forbes Duncan A et al
MonNotRoyAstronSoc 404 (2010)
1203
Blakeslee John P et al AstrophysJ 710 (2010)
Metalicidades e Idades e Metalicidades e Velocidades
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
Relaccedilotildees Idade Metalicidade e Dinacircmica Estelar
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia
Lindblad e Oort identificaram as mudanccedilas nas direccedilotildees dos vetores
velocidades para raios menores e maiores do que o solar como uma
consequumlecircncia da rotaccedilatildeo do Sol em torno da galaacutexia Baade associou os
tipos de estrelas agrave sua cinemaacutetica (populaccedilatildeo I e II) observando outras
galaacutexias
Populaccedilatildeo I (Bojo)
Populaccedilatildeo II (Disco)
Menos metais
Mais velho
Mais vermelho
Mais metais
Mais novo
Mais azul
Carney in Leacutepine (2008)
Menor dispersatildeo
de velocidades no
disco
Movimento
ordenado no Disco
Associado a Curva
de Rotaccedilatildeo
Escala de Altura e Disco Fino e Espesso
Segundo Bahcall e Sonera (1980) estrelas jovens (ciacuterculos preenchidos) se
encontram em um disco mais proacuteximas do plano meacutedio enquanto estrelas
mas velhas (ciacuterculos abertos) se encontram mais afastadas da mesma
referecircncia
As Superbolhas ndash Contribuiccedilatildeo das SN
Os ventos gerados por associaccedilotildees de estrelas O e B e suas explosotildees
em supernova atuam conjuntamente na evoluccedilatildeo de uma superbolha
Caracteriacutesticas
1-) Supernovas injetam energia a uma taxa
decrescente desde 3 Myr ateacute 40 Myr
2-) Supernovas Tipo I e II tem a mesma repercursatildeo
no MI quando isoladas
3-) Uma bolha criada por uma supernova isolada
cresce durante 15 Myr a atinge um raio de 50 pc
4-) Uma bolha criada por 30 SNII cresce durante 9
vezes mais tempo e a um raio que varia de 200 pc
(no plano) e 300 pc (na direccedilatildeo vertical)
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
O Enriquecimento Quiacutemico Induzido por Supernovas
As supernovas do Tipo I favorecem o enriquecimento quiacutemico do meio
em elementos de massa atocircmica mais elevadas As supernovas do Tipo II
por sua vez em massas atocircmicas menores Na regiatildeo solar
C O Mg
Si
P
S
Cl
Ar Ca
K
Ti
V
Cr
Mn
Ni
Co
Zn
10 15 20 25 30 35 40 45 50 55 60 65 70 001
01
1
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de E
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tos e
m R
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ccedilatilde
o a
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Nuacutemero de Massa [uma]
C
O
Ne
Na Mg
Al
Si P
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Fe Ni
Co
Zn Sc
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Na Mg
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Ca
Sc
Ti
V
Cr Mn Fe
Ni
Co
Zn
Tipo I
Tipo II
Tipo I + Tipo II
Nucleosiacutentese explosiva
(captura de necircutrons)
Big Bang
Nucleosiacutentese quies-
cente e explosiva
Espalaccedilatildeo
Abundacircncias e Metalicidades
Abundacircncia eacute uma grandeza que mede o quanto existe de um dado
elemento em relaccedilatildeo ao total de todos os elementos quiacutemicos Metalicidade
eacute a abundacircncia dos elementos mais pesados que o He
50 dos
metais
Adaptado de Anders amp Grevesse (1989)
Outra Revoluccedilatildeo na Observaccedilatildeo Astronocircmica Tanto a invenccedilatildeo da fotografia quanto da espectroscopia revolucionaram
o registro de informaccedilotildees astronocircmicas
Primeira foto 1887
por Isaac Roberts
Primeiras observaccedilotildees espectroscoacutepicas de nebulosas (visuais)
Primeiros espectros fotograacuteficos de estrelas ~1910 (Fath Wolf)
William Huggins
(1864-68 )
Primeiros registros
morfoloacutegicos por
Parsons 1880)
Como conhecer melhor as estrelas da vizinhanccedila
Estudo de estrelas do tipo G e F com ajuste de modelos de atmosfera
estelares a dados espectroscoacutepicos
htt
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01
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Classes de elementos
bull Elementos α Formadas dentro de estrelas ldquonormaisrdquo mesmo em
estrelas que possuiacuteam inicialmente somente H e He
A partir do O Ne Mg Si S A Ca Na Al
bull Elementos do pico do Ferro Nuacutemero de massa 40 lt A lt 65 Sc Ti V Cr
Mn Fe Co Ni Cu
Formados em nuacutecleos quentes de estrelas durante sua evoluccedilatildeo
(Supernova Ia)
bull Elementos s-processed
Massa atocircmica maior que o Ferro (A=558) Sr Y Ba La Ce Pr Pb Bi
ldquosrdquo de slow ocorre em estrelas evoluiacutedas no AGB (asymptotic giant
branch)
bull Elementos r-processed
Se Br Kr Te I Os Ir Pt
ldquorrdquo de rapid core-collapse Sne (estrelas massivas)
Como conhecer melhor as estrelas da vizinhanccedila
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias
bull Entre idade e abundacircncias etc
000 002 004 006 008 010 012 014-06
-05
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NGC2506
NGC2243
NGC2420
NGC7789
NGC6819
NGC7052
NGC2360
NGC0188NGC5822
NGC2682
NGC2477
[FeH
]
(U-V)
Hyades
Relaccedilatildeo entre Cor e Metalicidade
Relaccedilatildeo entre a cor e a metalicidade dos aglomerados abertos mais bem
explorados na literatura (Mihalas amp Binney 1981) O excesso de ultravioleta
(U-V) e a abundacircncia de ferro correspondem aos valores meacutedios para as
estrelas apropriadamente escolhidas nestes aglomerados
Populaccedilotildees Estelares
O estudo dos aglomerados estelares permitiu que se estabelecesse os dois
tipos de populaccedilotildees estelares Observando Androcircmeda no Mount Wilson
Telescope encontrou correlaccedilotildees com o que era observado em nossa galaacutexia
Populaccedilatildeo I satildeo jovens azuis e ricas em metais (concentradas no disco)
Populaccedilatildeo II satildeo mais velhas e pobres em metais (em todas as direccedilotildees
mas concentradas no bojo)
Baade (1944)
Esse estudo se consolida quando ademais das metalicidades forem
consideradas as velocidades dos objetos
Populaccedilatildeo III populaccedilatildeo com abundacircncias originais
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia em Termos Dinacircmicos
Em nossa galaacutexia por sua vez eacute possiacutevel medir movimentos proacuteprios e a
velocidade radial o que nos fornece o vetor de velocidade tridimensional
Coordenadas Gaacutelaacutecticas
Sartori Lepine amp
Dias (2003) Movimento sistemaacutetico de
objetos ultrapassados pelo Sol
Nuacute
mero
de E
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Velocidades
v1 v2 v3 v4 v5 v6 v7 v8 v9 v10 v11 v12
Velocidade
Nuacutemero
de Objetos
Dispersatildeo de
Velocidades
Kapteyn havia descoberto a primeira
evidecircncia da rotaccedilatildeo galaacutectica
medindo a paralaxe verifica que o
movimento das estrelas proacuteximas eacute
mais ou menos ordenado
Dispersatildeo de Velocidades
Desconhecido o movimento proacuteprio o melhor que se pode supor com as
velocidades radiais observadas eacute que elas se espalham com igual
probabilidade no espaccedilo
σ dispersatildeo de velocidades unidimensional-
ldquotemperaturardquo do gaacutes de estrelas
119959120784 = 119959119961120784 + 119959119962
120784 + 119959119963120784 = 120648119961
120784 + 120648119962120784 + 120648119963
120784
Se a distribuiccedilatildeo de velocidades eacute isotroacutepica
120648119961120784 = 120648119962
120784 = 120648119963120784 = 120648120784
Entatildeo 119959120784 = 120785120648120784
Consequentemente a forma do sistema estelar depende de sua dispersatildeo
de velocidades
bull Sistemas oblatos
120648119961 = 120648119962 gt 120648119963
bull Sistema prolatos
120648119961 = 120648119962 lt 120648119963
bull Sistemas triaxiais
120648119961 ne 120648119962 ne 120648119963
Relaccedilatildeo IdadeMetalicidade e CorMetalicidade Estudando as metalicidades e as idades de aglomerados globulares eacute
possiacutevel estabelecer uma relaccedilatildeo entre idade e metalicidade
Forbes Duncan A et al
MonNotRoyAstronSoc 404 (2010)
1203
Blakeslee John P et al AstrophysJ 710 (2010)
Metalicidades e Idades e Metalicidades e Velocidades
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
Relaccedilotildees Idade Metalicidade e Dinacircmica Estelar
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia
Lindblad e Oort identificaram as mudanccedilas nas direccedilotildees dos vetores
velocidades para raios menores e maiores do que o solar como uma
consequumlecircncia da rotaccedilatildeo do Sol em torno da galaacutexia Baade associou os
tipos de estrelas agrave sua cinemaacutetica (populaccedilatildeo I e II) observando outras
galaacutexias
Populaccedilatildeo I (Bojo)
Populaccedilatildeo II (Disco)
Menos metais
Mais velho
Mais vermelho
Mais metais
Mais novo
Mais azul
Carney in Leacutepine (2008)
Menor dispersatildeo
de velocidades no
disco
Movimento
ordenado no Disco
Associado a Curva
de Rotaccedilatildeo
Escala de Altura e Disco Fino e Espesso
Segundo Bahcall e Sonera (1980) estrelas jovens (ciacuterculos preenchidos) se
encontram em um disco mais proacuteximas do plano meacutedio enquanto estrelas
mas velhas (ciacuterculos abertos) se encontram mais afastadas da mesma
referecircncia
Evidecircncias Observacionais de ldquoSuper-Bubblesrdquo
Geradas por Supernovas
Algumas evidecircncias de supebolhas em escala galaacutectica geradas por
supenovas e ldquoburstsrdquo estelares
Imagem oacuteptica da Galaacutexia NGC3079 obtida
por NASAHST
3000 al
3500 a
l
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
O Enriquecimento Quiacutemico Induzido por Supernovas
As supernovas do Tipo I favorecem o enriquecimento quiacutemico do meio
em elementos de massa atocircmica mais elevadas As supernovas do Tipo II
por sua vez em massas atocircmicas menores Na regiatildeo solar
C O Mg
Si
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10 15 20 25 30 35 40 45 50 55 60 65 70 001
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Cr Mn Fe
Ni
Co
Zn
Tipo I
Tipo II
Tipo I + Tipo II
Nucleosiacutentese explosiva
(captura de necircutrons)
Big Bang
Nucleosiacutentese quies-
cente e explosiva
Espalaccedilatildeo
Abundacircncias e Metalicidades
Abundacircncia eacute uma grandeza que mede o quanto existe de um dado
elemento em relaccedilatildeo ao total de todos os elementos quiacutemicos Metalicidade
eacute a abundacircncia dos elementos mais pesados que o He
50 dos
metais
Adaptado de Anders amp Grevesse (1989)
Outra Revoluccedilatildeo na Observaccedilatildeo Astronocircmica Tanto a invenccedilatildeo da fotografia quanto da espectroscopia revolucionaram
o registro de informaccedilotildees astronocircmicas
Primeira foto 1887
por Isaac Roberts
Primeiras observaccedilotildees espectroscoacutepicas de nebulosas (visuais)
Primeiros espectros fotograacuteficos de estrelas ~1910 (Fath Wolf)
William Huggins
(1864-68 )
Primeiros registros
morfoloacutegicos por
Parsons 1880)
Como conhecer melhor as estrelas da vizinhanccedila
Estudo de estrelas do tipo G e F com ajuste de modelos de atmosfera
estelares a dados espectroscoacutepicos
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Classes de elementos
bull Elementos α Formadas dentro de estrelas ldquonormaisrdquo mesmo em
estrelas que possuiacuteam inicialmente somente H e He
A partir do O Ne Mg Si S A Ca Na Al
bull Elementos do pico do Ferro Nuacutemero de massa 40 lt A lt 65 Sc Ti V Cr
Mn Fe Co Ni Cu
Formados em nuacutecleos quentes de estrelas durante sua evoluccedilatildeo
(Supernova Ia)
bull Elementos s-processed
Massa atocircmica maior que o Ferro (A=558) Sr Y Ba La Ce Pr Pb Bi
ldquosrdquo de slow ocorre em estrelas evoluiacutedas no AGB (asymptotic giant
branch)
bull Elementos r-processed
Se Br Kr Te I Os Ir Pt
ldquorrdquo de rapid core-collapse Sne (estrelas massivas)
Como conhecer melhor as estrelas da vizinhanccedila
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias
bull Entre idade e abundacircncias etc
000 002 004 006 008 010 012 014-06
-05
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NGC2506
NGC2243
NGC2420
NGC7789
NGC6819
NGC7052
NGC2360
NGC0188NGC5822
NGC2682
NGC2477
[FeH
]
(U-V)
Hyades
Relaccedilatildeo entre Cor e Metalicidade
Relaccedilatildeo entre a cor e a metalicidade dos aglomerados abertos mais bem
explorados na literatura (Mihalas amp Binney 1981) O excesso de ultravioleta
(U-V) e a abundacircncia de ferro correspondem aos valores meacutedios para as
estrelas apropriadamente escolhidas nestes aglomerados
Populaccedilotildees Estelares
O estudo dos aglomerados estelares permitiu que se estabelecesse os dois
tipos de populaccedilotildees estelares Observando Androcircmeda no Mount Wilson
Telescope encontrou correlaccedilotildees com o que era observado em nossa galaacutexia
Populaccedilatildeo I satildeo jovens azuis e ricas em metais (concentradas no disco)
Populaccedilatildeo II satildeo mais velhas e pobres em metais (em todas as direccedilotildees
mas concentradas no bojo)
Baade (1944)
Esse estudo se consolida quando ademais das metalicidades forem
consideradas as velocidades dos objetos
Populaccedilatildeo III populaccedilatildeo com abundacircncias originais
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia em Termos Dinacircmicos
Em nossa galaacutexia por sua vez eacute possiacutevel medir movimentos proacuteprios e a
velocidade radial o que nos fornece o vetor de velocidade tridimensional
Coordenadas Gaacutelaacutecticas
Sartori Lepine amp
Dias (2003) Movimento sistemaacutetico de
objetos ultrapassados pelo Sol
Nuacute
mero
de E
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ela
s
Velocidades
v1 v2 v3 v4 v5 v6 v7 v8 v9 v10 v11 v12
Velocidade
Nuacutemero
de Objetos
Dispersatildeo de
Velocidades
Kapteyn havia descoberto a primeira
evidecircncia da rotaccedilatildeo galaacutectica
medindo a paralaxe verifica que o
movimento das estrelas proacuteximas eacute
mais ou menos ordenado
Dispersatildeo de Velocidades
Desconhecido o movimento proacuteprio o melhor que se pode supor com as
velocidades radiais observadas eacute que elas se espalham com igual
probabilidade no espaccedilo
σ dispersatildeo de velocidades unidimensional-
ldquotemperaturardquo do gaacutes de estrelas
119959120784 = 119959119961120784 + 119959119962
120784 + 119959119963120784 = 120648119961
120784 + 120648119962120784 + 120648119963
120784
Se a distribuiccedilatildeo de velocidades eacute isotroacutepica
120648119961120784 = 120648119962
120784 = 120648119963120784 = 120648120784
Entatildeo 119959120784 = 120785120648120784
Consequentemente a forma do sistema estelar depende de sua dispersatildeo
de velocidades
bull Sistemas oblatos
120648119961 = 120648119962 gt 120648119963
bull Sistema prolatos
120648119961 = 120648119962 lt 120648119963
bull Sistemas triaxiais
120648119961 ne 120648119962 ne 120648119963
Relaccedilatildeo IdadeMetalicidade e CorMetalicidade Estudando as metalicidades e as idades de aglomerados globulares eacute
possiacutevel estabelecer uma relaccedilatildeo entre idade e metalicidade
Forbes Duncan A et al
MonNotRoyAstronSoc 404 (2010)
1203
Blakeslee John P et al AstrophysJ 710 (2010)
Metalicidades e Idades e Metalicidades e Velocidades
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
Relaccedilotildees Idade Metalicidade e Dinacircmica Estelar
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia
Lindblad e Oort identificaram as mudanccedilas nas direccedilotildees dos vetores
velocidades para raios menores e maiores do que o solar como uma
consequumlecircncia da rotaccedilatildeo do Sol em torno da galaacutexia Baade associou os
tipos de estrelas agrave sua cinemaacutetica (populaccedilatildeo I e II) observando outras
galaacutexias
Populaccedilatildeo I (Bojo)
Populaccedilatildeo II (Disco)
Menos metais
Mais velho
Mais vermelho
Mais metais
Mais novo
Mais azul
Carney in Leacutepine (2008)
Menor dispersatildeo
de velocidades no
disco
Movimento
ordenado no Disco
Associado a Curva
de Rotaccedilatildeo
Escala de Altura e Disco Fino e Espesso
Segundo Bahcall e Sonera (1980) estrelas jovens (ciacuterculos preenchidos) se
encontram em um disco mais proacuteximas do plano meacutedio enquanto estrelas
mas velhas (ciacuterculos abertos) se encontram mais afastadas da mesma
referecircncia
As Superbolhas e as ldquoFontes Galaacuteticasrdquo
O material ejetado pelas supernovas escapa do disco subindo ateacute o halo No
caminho ele se resfria condensando-se em nuvens neutras e se
precipitando balisticamente no plano galaacutectico
ldquoFontesrdquo ldquoChamineacute
srdquo
Nuvens de alta
velocidade
O Enriquecimento Quiacutemico Induzido por Supernovas
As supernovas do Tipo I favorecem o enriquecimento quiacutemico do meio
em elementos de massa atocircmica mais elevadas As supernovas do Tipo II
por sua vez em massas atocircmicas menores Na regiatildeo solar
C O Mg
Si
P
S
Cl
Ar Ca
K
Ti
V
Cr
Mn
Ni
Co
Zn
10 15 20 25 30 35 40 45 50 55 60 65 70 001
01
1
Ab
un
dacirc
ncia
de E
lem
en
tos e
m R
ela
ccedilatilde
o a
o S
ol
Nuacutemero de Massa [uma]
C
O
Ne
Na Mg
Al
Si P
S
Cl
Ar
K
Ca
Ti
V
Cr
Mn
Fe Ni
Co
Zn Sc
C
O
Ne
Na Mg
Al
Si P
S
Cl
Ar
K
Ca
Sc
Ti
V
Cr Mn Fe
Ni
Co
Zn
Tipo I
Tipo II
Tipo I + Tipo II
Nucleosiacutentese explosiva
(captura de necircutrons)
Big Bang
Nucleosiacutentese quies-
cente e explosiva
Espalaccedilatildeo
Abundacircncias e Metalicidades
Abundacircncia eacute uma grandeza que mede o quanto existe de um dado
elemento em relaccedilatildeo ao total de todos os elementos quiacutemicos Metalicidade
eacute a abundacircncia dos elementos mais pesados que o He
50 dos
metais
Adaptado de Anders amp Grevesse (1989)
Outra Revoluccedilatildeo na Observaccedilatildeo Astronocircmica Tanto a invenccedilatildeo da fotografia quanto da espectroscopia revolucionaram
o registro de informaccedilotildees astronocircmicas
Primeira foto 1887
por Isaac Roberts
Primeiras observaccedilotildees espectroscoacutepicas de nebulosas (visuais)
Primeiros espectros fotograacuteficos de estrelas ~1910 (Fath Wolf)
William Huggins
(1864-68 )
Primeiros registros
morfoloacutegicos por
Parsons 1880)
Como conhecer melhor as estrelas da vizinhanccedila
Estudo de estrelas do tipo G e F com ajuste de modelos de atmosfera
estelares a dados espectroscoacutepicos
htt
ps
pif
frit
ed
uc
lasse
sp
hy
s3
01
le
ctu
re
sb
lack
bo
dy
su
nli
ke
_sp
ectr
um
gif
Classes de elementos
bull Elementos α Formadas dentro de estrelas ldquonormaisrdquo mesmo em
estrelas que possuiacuteam inicialmente somente H e He
A partir do O Ne Mg Si S A Ca Na Al
bull Elementos do pico do Ferro Nuacutemero de massa 40 lt A lt 65 Sc Ti V Cr
Mn Fe Co Ni Cu
Formados em nuacutecleos quentes de estrelas durante sua evoluccedilatildeo
(Supernova Ia)
bull Elementos s-processed
Massa atocircmica maior que o Ferro (A=558) Sr Y Ba La Ce Pr Pb Bi
ldquosrdquo de slow ocorre em estrelas evoluiacutedas no AGB (asymptotic giant
branch)
bull Elementos r-processed
Se Br Kr Te I Os Ir Pt
ldquorrdquo de rapid core-collapse Sne (estrelas massivas)
Como conhecer melhor as estrelas da vizinhanccedila
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias
bull Entre idade e abundacircncias etc
000 002 004 006 008 010 012 014-06
-05
-04
-03
-02
-01
00
01
02
03
NGC2506
NGC2243
NGC2420
NGC7789
NGC6819
NGC7052
NGC2360
NGC0188NGC5822
NGC2682
NGC2477
[FeH
]
(U-V)
Hyades
Relaccedilatildeo entre Cor e Metalicidade
Relaccedilatildeo entre a cor e a metalicidade dos aglomerados abertos mais bem
explorados na literatura (Mihalas amp Binney 1981) O excesso de ultravioleta
(U-V) e a abundacircncia de ferro correspondem aos valores meacutedios para as
estrelas apropriadamente escolhidas nestes aglomerados
Populaccedilotildees Estelares
O estudo dos aglomerados estelares permitiu que se estabelecesse os dois
tipos de populaccedilotildees estelares Observando Androcircmeda no Mount Wilson
Telescope encontrou correlaccedilotildees com o que era observado em nossa galaacutexia
Populaccedilatildeo I satildeo jovens azuis e ricas em metais (concentradas no disco)
Populaccedilatildeo II satildeo mais velhas e pobres em metais (em todas as direccedilotildees
mas concentradas no bojo)
Baade (1944)
Esse estudo se consolida quando ademais das metalicidades forem
consideradas as velocidades dos objetos
Populaccedilatildeo III populaccedilatildeo com abundacircncias originais
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia em Termos Dinacircmicos
Em nossa galaacutexia por sua vez eacute possiacutevel medir movimentos proacuteprios e a
velocidade radial o que nos fornece o vetor de velocidade tridimensional
Coordenadas Gaacutelaacutecticas
Sartori Lepine amp
Dias (2003) Movimento sistemaacutetico de
objetos ultrapassados pelo Sol
Nuacute
mero
de E
str
ela
s
Velocidades
v1 v2 v3 v4 v5 v6 v7 v8 v9 v10 v11 v12
Velocidade
Nuacutemero
de Objetos
Dispersatildeo de
Velocidades
Kapteyn havia descoberto a primeira
evidecircncia da rotaccedilatildeo galaacutectica
medindo a paralaxe verifica que o
movimento das estrelas proacuteximas eacute
mais ou menos ordenado
Dispersatildeo de Velocidades
Desconhecido o movimento proacuteprio o melhor que se pode supor com as
velocidades radiais observadas eacute que elas se espalham com igual
probabilidade no espaccedilo
σ dispersatildeo de velocidades unidimensional-
ldquotemperaturardquo do gaacutes de estrelas
119959120784 = 119959119961120784 + 119959119962
120784 + 119959119963120784 = 120648119961
120784 + 120648119962120784 + 120648119963
120784
Se a distribuiccedilatildeo de velocidades eacute isotroacutepica
120648119961120784 = 120648119962
120784 = 120648119963120784 = 120648120784
Entatildeo 119959120784 = 120785120648120784
Consequentemente a forma do sistema estelar depende de sua dispersatildeo
de velocidades
bull Sistemas oblatos
120648119961 = 120648119962 gt 120648119963
bull Sistema prolatos
120648119961 = 120648119962 lt 120648119963
bull Sistemas triaxiais
120648119961 ne 120648119962 ne 120648119963
Relaccedilatildeo IdadeMetalicidade e CorMetalicidade Estudando as metalicidades e as idades de aglomerados globulares eacute
possiacutevel estabelecer uma relaccedilatildeo entre idade e metalicidade
Forbes Duncan A et al
MonNotRoyAstronSoc 404 (2010)
1203
Blakeslee John P et al AstrophysJ 710 (2010)
Metalicidades e Idades e Metalicidades e Velocidades
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
Relaccedilotildees Idade Metalicidade e Dinacircmica Estelar
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia
Lindblad e Oort identificaram as mudanccedilas nas direccedilotildees dos vetores
velocidades para raios menores e maiores do que o solar como uma
consequumlecircncia da rotaccedilatildeo do Sol em torno da galaacutexia Baade associou os
tipos de estrelas agrave sua cinemaacutetica (populaccedilatildeo I e II) observando outras
galaacutexias
Populaccedilatildeo I (Bojo)
Populaccedilatildeo II (Disco)
Menos metais
Mais velho
Mais vermelho
Mais metais
Mais novo
Mais azul
Carney in Leacutepine (2008)
Menor dispersatildeo
de velocidades no
disco
Movimento
ordenado no Disco
Associado a Curva
de Rotaccedilatildeo
Escala de Altura e Disco Fino e Espesso
Segundo Bahcall e Sonera (1980) estrelas jovens (ciacuterculos preenchidos) se
encontram em um disco mais proacuteximas do plano meacutedio enquanto estrelas
mas velhas (ciacuterculos abertos) se encontram mais afastadas da mesma
referecircncia
O Enriquecimento Quiacutemico Induzido por Supernovas
As supernovas do Tipo I favorecem o enriquecimento quiacutemico do meio
em elementos de massa atocircmica mais elevadas As supernovas do Tipo II
por sua vez em massas atocircmicas menores Na regiatildeo solar
C O Mg
Si
P
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Ar Ca
K
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V
Cr
Mn
Ni
Co
Zn
10 15 20 25 30 35 40 45 50 55 60 65 70 001
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ccedilatilde
o a
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Nuacutemero de Massa [uma]
C
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C
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Al
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Ca
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Ti
V
Cr Mn Fe
Ni
Co
Zn
Tipo I
Tipo II
Tipo I + Tipo II
Nucleosiacutentese explosiva
(captura de necircutrons)
Big Bang
Nucleosiacutentese quies-
cente e explosiva
Espalaccedilatildeo
Abundacircncias e Metalicidades
Abundacircncia eacute uma grandeza que mede o quanto existe de um dado
elemento em relaccedilatildeo ao total de todos os elementos quiacutemicos Metalicidade
eacute a abundacircncia dos elementos mais pesados que o He
50 dos
metais
Adaptado de Anders amp Grevesse (1989)
Outra Revoluccedilatildeo na Observaccedilatildeo Astronocircmica Tanto a invenccedilatildeo da fotografia quanto da espectroscopia revolucionaram
o registro de informaccedilotildees astronocircmicas
Primeira foto 1887
por Isaac Roberts
Primeiras observaccedilotildees espectroscoacutepicas de nebulosas (visuais)
Primeiros espectros fotograacuteficos de estrelas ~1910 (Fath Wolf)
William Huggins
(1864-68 )
Primeiros registros
morfoloacutegicos por
Parsons 1880)
Como conhecer melhor as estrelas da vizinhanccedila
Estudo de estrelas do tipo G e F com ajuste de modelos de atmosfera
estelares a dados espectroscoacutepicos
htt
ps
pif
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s3
01
le
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um
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Classes de elementos
bull Elementos α Formadas dentro de estrelas ldquonormaisrdquo mesmo em
estrelas que possuiacuteam inicialmente somente H e He
A partir do O Ne Mg Si S A Ca Na Al
bull Elementos do pico do Ferro Nuacutemero de massa 40 lt A lt 65 Sc Ti V Cr
Mn Fe Co Ni Cu
Formados em nuacutecleos quentes de estrelas durante sua evoluccedilatildeo
(Supernova Ia)
bull Elementos s-processed
Massa atocircmica maior que o Ferro (A=558) Sr Y Ba La Ce Pr Pb Bi
ldquosrdquo de slow ocorre em estrelas evoluiacutedas no AGB (asymptotic giant
branch)
bull Elementos r-processed
Se Br Kr Te I Os Ir Pt
ldquorrdquo de rapid core-collapse Sne (estrelas massivas)
Como conhecer melhor as estrelas da vizinhanccedila
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias
bull Entre idade e abundacircncias etc
000 002 004 006 008 010 012 014-06
-05
-04
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-02
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NGC2506
NGC2243
NGC2420
NGC7789
NGC6819
NGC7052
NGC2360
NGC0188NGC5822
NGC2682
NGC2477
[FeH
]
(U-V)
Hyades
Relaccedilatildeo entre Cor e Metalicidade
Relaccedilatildeo entre a cor e a metalicidade dos aglomerados abertos mais bem
explorados na literatura (Mihalas amp Binney 1981) O excesso de ultravioleta
(U-V) e a abundacircncia de ferro correspondem aos valores meacutedios para as
estrelas apropriadamente escolhidas nestes aglomerados
Populaccedilotildees Estelares
O estudo dos aglomerados estelares permitiu que se estabelecesse os dois
tipos de populaccedilotildees estelares Observando Androcircmeda no Mount Wilson
Telescope encontrou correlaccedilotildees com o que era observado em nossa galaacutexia
Populaccedilatildeo I satildeo jovens azuis e ricas em metais (concentradas no disco)
Populaccedilatildeo II satildeo mais velhas e pobres em metais (em todas as direccedilotildees
mas concentradas no bojo)
Baade (1944)
Esse estudo se consolida quando ademais das metalicidades forem
consideradas as velocidades dos objetos
Populaccedilatildeo III populaccedilatildeo com abundacircncias originais
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia em Termos Dinacircmicos
Em nossa galaacutexia por sua vez eacute possiacutevel medir movimentos proacuteprios e a
velocidade radial o que nos fornece o vetor de velocidade tridimensional
Coordenadas Gaacutelaacutecticas
Sartori Lepine amp
Dias (2003) Movimento sistemaacutetico de
objetos ultrapassados pelo Sol
Nuacute
mero
de E
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Velocidades
v1 v2 v3 v4 v5 v6 v7 v8 v9 v10 v11 v12
Velocidade
Nuacutemero
de Objetos
Dispersatildeo de
Velocidades
Kapteyn havia descoberto a primeira
evidecircncia da rotaccedilatildeo galaacutectica
medindo a paralaxe verifica que o
movimento das estrelas proacuteximas eacute
mais ou menos ordenado
Dispersatildeo de Velocidades
Desconhecido o movimento proacuteprio o melhor que se pode supor com as
velocidades radiais observadas eacute que elas se espalham com igual
probabilidade no espaccedilo
σ dispersatildeo de velocidades unidimensional-
ldquotemperaturardquo do gaacutes de estrelas
119959120784 = 119959119961120784 + 119959119962
120784 + 119959119963120784 = 120648119961
120784 + 120648119962120784 + 120648119963
120784
Se a distribuiccedilatildeo de velocidades eacute isotroacutepica
120648119961120784 = 120648119962
120784 = 120648119963120784 = 120648120784
Entatildeo 119959120784 = 120785120648120784
Consequentemente a forma do sistema estelar depende de sua dispersatildeo
de velocidades
bull Sistemas oblatos
120648119961 = 120648119962 gt 120648119963
bull Sistema prolatos
120648119961 = 120648119962 lt 120648119963
bull Sistemas triaxiais
120648119961 ne 120648119962 ne 120648119963
Relaccedilatildeo IdadeMetalicidade e CorMetalicidade Estudando as metalicidades e as idades de aglomerados globulares eacute
possiacutevel estabelecer uma relaccedilatildeo entre idade e metalicidade
Forbes Duncan A et al
MonNotRoyAstronSoc 404 (2010)
1203
Blakeslee John P et al AstrophysJ 710 (2010)
Metalicidades e Idades e Metalicidades e Velocidades
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
Relaccedilotildees Idade Metalicidade e Dinacircmica Estelar
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia
Lindblad e Oort identificaram as mudanccedilas nas direccedilotildees dos vetores
velocidades para raios menores e maiores do que o solar como uma
consequumlecircncia da rotaccedilatildeo do Sol em torno da galaacutexia Baade associou os
tipos de estrelas agrave sua cinemaacutetica (populaccedilatildeo I e II) observando outras
galaacutexias
Populaccedilatildeo I (Bojo)
Populaccedilatildeo II (Disco)
Menos metais
Mais velho
Mais vermelho
Mais metais
Mais novo
Mais azul
Carney in Leacutepine (2008)
Menor dispersatildeo
de velocidades no
disco
Movimento
ordenado no Disco
Associado a Curva
de Rotaccedilatildeo
Escala de Altura e Disco Fino e Espesso
Segundo Bahcall e Sonera (1980) estrelas jovens (ciacuterculos preenchidos) se
encontram em um disco mais proacuteximas do plano meacutedio enquanto estrelas
mas velhas (ciacuterculos abertos) se encontram mais afastadas da mesma
referecircncia
Nucleosiacutentese explosiva
(captura de necircutrons)
Big Bang
Nucleosiacutentese quies-
cente e explosiva
Espalaccedilatildeo
Abundacircncias e Metalicidades
Abundacircncia eacute uma grandeza que mede o quanto existe de um dado
elemento em relaccedilatildeo ao total de todos os elementos quiacutemicos Metalicidade
eacute a abundacircncia dos elementos mais pesados que o He
50 dos
metais
Adaptado de Anders amp Grevesse (1989)
Outra Revoluccedilatildeo na Observaccedilatildeo Astronocircmica Tanto a invenccedilatildeo da fotografia quanto da espectroscopia revolucionaram
o registro de informaccedilotildees astronocircmicas
Primeira foto 1887
por Isaac Roberts
Primeiras observaccedilotildees espectroscoacutepicas de nebulosas (visuais)
Primeiros espectros fotograacuteficos de estrelas ~1910 (Fath Wolf)
William Huggins
(1864-68 )
Primeiros registros
morfoloacutegicos por
Parsons 1880)
Como conhecer melhor as estrelas da vizinhanccedila
Estudo de estrelas do tipo G e F com ajuste de modelos de atmosfera
estelares a dados espectroscoacutepicos
htt
ps
pif
frit
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s3
01
le
ctu
re
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um
gif
Classes de elementos
bull Elementos α Formadas dentro de estrelas ldquonormaisrdquo mesmo em
estrelas que possuiacuteam inicialmente somente H e He
A partir do O Ne Mg Si S A Ca Na Al
bull Elementos do pico do Ferro Nuacutemero de massa 40 lt A lt 65 Sc Ti V Cr
Mn Fe Co Ni Cu
Formados em nuacutecleos quentes de estrelas durante sua evoluccedilatildeo
(Supernova Ia)
bull Elementos s-processed
Massa atocircmica maior que o Ferro (A=558) Sr Y Ba La Ce Pr Pb Bi
ldquosrdquo de slow ocorre em estrelas evoluiacutedas no AGB (asymptotic giant
branch)
bull Elementos r-processed
Se Br Kr Te I Os Ir Pt
ldquorrdquo de rapid core-collapse Sne (estrelas massivas)
Como conhecer melhor as estrelas da vizinhanccedila
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias
bull Entre idade e abundacircncias etc
000 002 004 006 008 010 012 014-06
-05
-04
-03
-02
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00
01
02
03
NGC2506
NGC2243
NGC2420
NGC7789
NGC6819
NGC7052
NGC2360
NGC0188NGC5822
NGC2682
NGC2477
[FeH
]
(U-V)
Hyades
Relaccedilatildeo entre Cor e Metalicidade
Relaccedilatildeo entre a cor e a metalicidade dos aglomerados abertos mais bem
explorados na literatura (Mihalas amp Binney 1981) O excesso de ultravioleta
(U-V) e a abundacircncia de ferro correspondem aos valores meacutedios para as
estrelas apropriadamente escolhidas nestes aglomerados
Populaccedilotildees Estelares
O estudo dos aglomerados estelares permitiu que se estabelecesse os dois
tipos de populaccedilotildees estelares Observando Androcircmeda no Mount Wilson
Telescope encontrou correlaccedilotildees com o que era observado em nossa galaacutexia
Populaccedilatildeo I satildeo jovens azuis e ricas em metais (concentradas no disco)
Populaccedilatildeo II satildeo mais velhas e pobres em metais (em todas as direccedilotildees
mas concentradas no bojo)
Baade (1944)
Esse estudo se consolida quando ademais das metalicidades forem
consideradas as velocidades dos objetos
Populaccedilatildeo III populaccedilatildeo com abundacircncias originais
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia em Termos Dinacircmicos
Em nossa galaacutexia por sua vez eacute possiacutevel medir movimentos proacuteprios e a
velocidade radial o que nos fornece o vetor de velocidade tridimensional
Coordenadas Gaacutelaacutecticas
Sartori Lepine amp
Dias (2003) Movimento sistemaacutetico de
objetos ultrapassados pelo Sol
Nuacute
mero
de E
str
ela
s
Velocidades
v1 v2 v3 v4 v5 v6 v7 v8 v9 v10 v11 v12
Velocidade
Nuacutemero
de Objetos
Dispersatildeo de
Velocidades
Kapteyn havia descoberto a primeira
evidecircncia da rotaccedilatildeo galaacutectica
medindo a paralaxe verifica que o
movimento das estrelas proacuteximas eacute
mais ou menos ordenado
Dispersatildeo de Velocidades
Desconhecido o movimento proacuteprio o melhor que se pode supor com as
velocidades radiais observadas eacute que elas se espalham com igual
probabilidade no espaccedilo
σ dispersatildeo de velocidades unidimensional-
ldquotemperaturardquo do gaacutes de estrelas
119959120784 = 119959119961120784 + 119959119962
120784 + 119959119963120784 = 120648119961
120784 + 120648119962120784 + 120648119963
120784
Se a distribuiccedilatildeo de velocidades eacute isotroacutepica
120648119961120784 = 120648119962
120784 = 120648119963120784 = 120648120784
Entatildeo 119959120784 = 120785120648120784
Consequentemente a forma do sistema estelar depende de sua dispersatildeo
de velocidades
bull Sistemas oblatos
120648119961 = 120648119962 gt 120648119963
bull Sistema prolatos
120648119961 = 120648119962 lt 120648119963
bull Sistemas triaxiais
120648119961 ne 120648119962 ne 120648119963
Relaccedilatildeo IdadeMetalicidade e CorMetalicidade Estudando as metalicidades e as idades de aglomerados globulares eacute
possiacutevel estabelecer uma relaccedilatildeo entre idade e metalicidade
Forbes Duncan A et al
MonNotRoyAstronSoc 404 (2010)
1203
Blakeslee John P et al AstrophysJ 710 (2010)
Metalicidades e Idades e Metalicidades e Velocidades
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
Relaccedilotildees Idade Metalicidade e Dinacircmica Estelar
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia
Lindblad e Oort identificaram as mudanccedilas nas direccedilotildees dos vetores
velocidades para raios menores e maiores do que o solar como uma
consequumlecircncia da rotaccedilatildeo do Sol em torno da galaacutexia Baade associou os
tipos de estrelas agrave sua cinemaacutetica (populaccedilatildeo I e II) observando outras
galaacutexias
Populaccedilatildeo I (Bojo)
Populaccedilatildeo II (Disco)
Menos metais
Mais velho
Mais vermelho
Mais metais
Mais novo
Mais azul
Carney in Leacutepine (2008)
Menor dispersatildeo
de velocidades no
disco
Movimento
ordenado no Disco
Associado a Curva
de Rotaccedilatildeo
Escala de Altura e Disco Fino e Espesso
Segundo Bahcall e Sonera (1980) estrelas jovens (ciacuterculos preenchidos) se
encontram em um disco mais proacuteximas do plano meacutedio enquanto estrelas
mas velhas (ciacuterculos abertos) se encontram mais afastadas da mesma
referecircncia
Outra Revoluccedilatildeo na Observaccedilatildeo Astronocircmica Tanto a invenccedilatildeo da fotografia quanto da espectroscopia revolucionaram
o registro de informaccedilotildees astronocircmicas
Primeira foto 1887
por Isaac Roberts
Primeiras observaccedilotildees espectroscoacutepicas de nebulosas (visuais)
Primeiros espectros fotograacuteficos de estrelas ~1910 (Fath Wolf)
William Huggins
(1864-68 )
Primeiros registros
morfoloacutegicos por
Parsons 1880)
Como conhecer melhor as estrelas da vizinhanccedila
Estudo de estrelas do tipo G e F com ajuste de modelos de atmosfera
estelares a dados espectroscoacutepicos
htt
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01
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um
gif
Classes de elementos
bull Elementos α Formadas dentro de estrelas ldquonormaisrdquo mesmo em
estrelas que possuiacuteam inicialmente somente H e He
A partir do O Ne Mg Si S A Ca Na Al
bull Elementos do pico do Ferro Nuacutemero de massa 40 lt A lt 65 Sc Ti V Cr
Mn Fe Co Ni Cu
Formados em nuacutecleos quentes de estrelas durante sua evoluccedilatildeo
(Supernova Ia)
bull Elementos s-processed
Massa atocircmica maior que o Ferro (A=558) Sr Y Ba La Ce Pr Pb Bi
ldquosrdquo de slow ocorre em estrelas evoluiacutedas no AGB (asymptotic giant
branch)
bull Elementos r-processed
Se Br Kr Te I Os Ir Pt
ldquorrdquo de rapid core-collapse Sne (estrelas massivas)
Como conhecer melhor as estrelas da vizinhanccedila
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias
bull Entre idade e abundacircncias etc
000 002 004 006 008 010 012 014-06
-05
-04
-03
-02
-01
00
01
02
03
NGC2506
NGC2243
NGC2420
NGC7789
NGC6819
NGC7052
NGC2360
NGC0188NGC5822
NGC2682
NGC2477
[FeH
]
(U-V)
Hyades
Relaccedilatildeo entre Cor e Metalicidade
Relaccedilatildeo entre a cor e a metalicidade dos aglomerados abertos mais bem
explorados na literatura (Mihalas amp Binney 1981) O excesso de ultravioleta
(U-V) e a abundacircncia de ferro correspondem aos valores meacutedios para as
estrelas apropriadamente escolhidas nestes aglomerados
Populaccedilotildees Estelares
O estudo dos aglomerados estelares permitiu que se estabelecesse os dois
tipos de populaccedilotildees estelares Observando Androcircmeda no Mount Wilson
Telescope encontrou correlaccedilotildees com o que era observado em nossa galaacutexia
Populaccedilatildeo I satildeo jovens azuis e ricas em metais (concentradas no disco)
Populaccedilatildeo II satildeo mais velhas e pobres em metais (em todas as direccedilotildees
mas concentradas no bojo)
Baade (1944)
Esse estudo se consolida quando ademais das metalicidades forem
consideradas as velocidades dos objetos
Populaccedilatildeo III populaccedilatildeo com abundacircncias originais
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia em Termos Dinacircmicos
Em nossa galaacutexia por sua vez eacute possiacutevel medir movimentos proacuteprios e a
velocidade radial o que nos fornece o vetor de velocidade tridimensional
Coordenadas Gaacutelaacutecticas
Sartori Lepine amp
Dias (2003) Movimento sistemaacutetico de
objetos ultrapassados pelo Sol
Nuacute
mero
de E
str
ela
s
Velocidades
v1 v2 v3 v4 v5 v6 v7 v8 v9 v10 v11 v12
Velocidade
Nuacutemero
de Objetos
Dispersatildeo de
Velocidades
Kapteyn havia descoberto a primeira
evidecircncia da rotaccedilatildeo galaacutectica
medindo a paralaxe verifica que o
movimento das estrelas proacuteximas eacute
mais ou menos ordenado
Dispersatildeo de Velocidades
Desconhecido o movimento proacuteprio o melhor que se pode supor com as
velocidades radiais observadas eacute que elas se espalham com igual
probabilidade no espaccedilo
σ dispersatildeo de velocidades unidimensional-
ldquotemperaturardquo do gaacutes de estrelas
119959120784 = 119959119961120784 + 119959119962
120784 + 119959119963120784 = 120648119961
120784 + 120648119962120784 + 120648119963
120784
Se a distribuiccedilatildeo de velocidades eacute isotroacutepica
120648119961120784 = 120648119962
120784 = 120648119963120784 = 120648120784
Entatildeo 119959120784 = 120785120648120784
Consequentemente a forma do sistema estelar depende de sua dispersatildeo
de velocidades
bull Sistemas oblatos
120648119961 = 120648119962 gt 120648119963
bull Sistema prolatos
120648119961 = 120648119962 lt 120648119963
bull Sistemas triaxiais
120648119961 ne 120648119962 ne 120648119963
Relaccedilatildeo IdadeMetalicidade e CorMetalicidade Estudando as metalicidades e as idades de aglomerados globulares eacute
possiacutevel estabelecer uma relaccedilatildeo entre idade e metalicidade
Forbes Duncan A et al
MonNotRoyAstronSoc 404 (2010)
1203
Blakeslee John P et al AstrophysJ 710 (2010)
Metalicidades e Idades e Metalicidades e Velocidades
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
Relaccedilotildees Idade Metalicidade e Dinacircmica Estelar
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia
Lindblad e Oort identificaram as mudanccedilas nas direccedilotildees dos vetores
velocidades para raios menores e maiores do que o solar como uma
consequumlecircncia da rotaccedilatildeo do Sol em torno da galaacutexia Baade associou os
tipos de estrelas agrave sua cinemaacutetica (populaccedilatildeo I e II) observando outras
galaacutexias
Populaccedilatildeo I (Bojo)
Populaccedilatildeo II (Disco)
Menos metais
Mais velho
Mais vermelho
Mais metais
Mais novo
Mais azul
Carney in Leacutepine (2008)
Menor dispersatildeo
de velocidades no
disco
Movimento
ordenado no Disco
Associado a Curva
de Rotaccedilatildeo
Escala de Altura e Disco Fino e Espesso
Segundo Bahcall e Sonera (1980) estrelas jovens (ciacuterculos preenchidos) se
encontram em um disco mais proacuteximas do plano meacutedio enquanto estrelas
mas velhas (ciacuterculos abertos) se encontram mais afastadas da mesma
referecircncia
Como conhecer melhor as estrelas da vizinhanccedila
Estudo de estrelas do tipo G e F com ajuste de modelos de atmosfera
estelares a dados espectroscoacutepicos
htt
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um
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Classes de elementos
bull Elementos α Formadas dentro de estrelas ldquonormaisrdquo mesmo em
estrelas que possuiacuteam inicialmente somente H e He
A partir do O Ne Mg Si S A Ca Na Al
bull Elementos do pico do Ferro Nuacutemero de massa 40 lt A lt 65 Sc Ti V Cr
Mn Fe Co Ni Cu
Formados em nuacutecleos quentes de estrelas durante sua evoluccedilatildeo
(Supernova Ia)
bull Elementos s-processed
Massa atocircmica maior que o Ferro (A=558) Sr Y Ba La Ce Pr Pb Bi
ldquosrdquo de slow ocorre em estrelas evoluiacutedas no AGB (asymptotic giant
branch)
bull Elementos r-processed
Se Br Kr Te I Os Ir Pt
ldquorrdquo de rapid core-collapse Sne (estrelas massivas)
Como conhecer melhor as estrelas da vizinhanccedila
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias
bull Entre idade e abundacircncias etc
000 002 004 006 008 010 012 014-06
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NGC2506
NGC2243
NGC2420
NGC7789
NGC6819
NGC7052
NGC2360
NGC0188NGC5822
NGC2682
NGC2477
[FeH
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(U-V)
Hyades
Relaccedilatildeo entre Cor e Metalicidade
Relaccedilatildeo entre a cor e a metalicidade dos aglomerados abertos mais bem
explorados na literatura (Mihalas amp Binney 1981) O excesso de ultravioleta
(U-V) e a abundacircncia de ferro correspondem aos valores meacutedios para as
estrelas apropriadamente escolhidas nestes aglomerados
Populaccedilotildees Estelares
O estudo dos aglomerados estelares permitiu que se estabelecesse os dois
tipos de populaccedilotildees estelares Observando Androcircmeda no Mount Wilson
Telescope encontrou correlaccedilotildees com o que era observado em nossa galaacutexia
Populaccedilatildeo I satildeo jovens azuis e ricas em metais (concentradas no disco)
Populaccedilatildeo II satildeo mais velhas e pobres em metais (em todas as direccedilotildees
mas concentradas no bojo)
Baade (1944)
Esse estudo se consolida quando ademais das metalicidades forem
consideradas as velocidades dos objetos
Populaccedilatildeo III populaccedilatildeo com abundacircncias originais
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia em Termos Dinacircmicos
Em nossa galaacutexia por sua vez eacute possiacutevel medir movimentos proacuteprios e a
velocidade radial o que nos fornece o vetor de velocidade tridimensional
Coordenadas Gaacutelaacutecticas
Sartori Lepine amp
Dias (2003) Movimento sistemaacutetico de
objetos ultrapassados pelo Sol
Nuacute
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Velocidades
v1 v2 v3 v4 v5 v6 v7 v8 v9 v10 v11 v12
Velocidade
Nuacutemero
de Objetos
Dispersatildeo de
Velocidades
Kapteyn havia descoberto a primeira
evidecircncia da rotaccedilatildeo galaacutectica
medindo a paralaxe verifica que o
movimento das estrelas proacuteximas eacute
mais ou menos ordenado
Dispersatildeo de Velocidades
Desconhecido o movimento proacuteprio o melhor que se pode supor com as
velocidades radiais observadas eacute que elas se espalham com igual
probabilidade no espaccedilo
σ dispersatildeo de velocidades unidimensional-
ldquotemperaturardquo do gaacutes de estrelas
119959120784 = 119959119961120784 + 119959119962
120784 + 119959119963120784 = 120648119961
120784 + 120648119962120784 + 120648119963
120784
Se a distribuiccedilatildeo de velocidades eacute isotroacutepica
120648119961120784 = 120648119962
120784 = 120648119963120784 = 120648120784
Entatildeo 119959120784 = 120785120648120784
Consequentemente a forma do sistema estelar depende de sua dispersatildeo
de velocidades
bull Sistemas oblatos
120648119961 = 120648119962 gt 120648119963
bull Sistema prolatos
120648119961 = 120648119962 lt 120648119963
bull Sistemas triaxiais
120648119961 ne 120648119962 ne 120648119963
Relaccedilatildeo IdadeMetalicidade e CorMetalicidade Estudando as metalicidades e as idades de aglomerados globulares eacute
possiacutevel estabelecer uma relaccedilatildeo entre idade e metalicidade
Forbes Duncan A et al
MonNotRoyAstronSoc 404 (2010)
1203
Blakeslee John P et al AstrophysJ 710 (2010)
Metalicidades e Idades e Metalicidades e Velocidades
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
Relaccedilotildees Idade Metalicidade e Dinacircmica Estelar
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia
Lindblad e Oort identificaram as mudanccedilas nas direccedilotildees dos vetores
velocidades para raios menores e maiores do que o solar como uma
consequumlecircncia da rotaccedilatildeo do Sol em torno da galaacutexia Baade associou os
tipos de estrelas agrave sua cinemaacutetica (populaccedilatildeo I e II) observando outras
galaacutexias
Populaccedilatildeo I (Bojo)
Populaccedilatildeo II (Disco)
Menos metais
Mais velho
Mais vermelho
Mais metais
Mais novo
Mais azul
Carney in Leacutepine (2008)
Menor dispersatildeo
de velocidades no
disco
Movimento
ordenado no Disco
Associado a Curva
de Rotaccedilatildeo
Escala de Altura e Disco Fino e Espesso
Segundo Bahcall e Sonera (1980) estrelas jovens (ciacuterculos preenchidos) se
encontram em um disco mais proacuteximas do plano meacutedio enquanto estrelas
mas velhas (ciacuterculos abertos) se encontram mais afastadas da mesma
referecircncia
Classes de elementos
bull Elementos α Formadas dentro de estrelas ldquonormaisrdquo mesmo em
estrelas que possuiacuteam inicialmente somente H e He
A partir do O Ne Mg Si S A Ca Na Al
bull Elementos do pico do Ferro Nuacutemero de massa 40 lt A lt 65 Sc Ti V Cr
Mn Fe Co Ni Cu
Formados em nuacutecleos quentes de estrelas durante sua evoluccedilatildeo
(Supernova Ia)
bull Elementos s-processed
Massa atocircmica maior que o Ferro (A=558) Sr Y Ba La Ce Pr Pb Bi
ldquosrdquo de slow ocorre em estrelas evoluiacutedas no AGB (asymptotic giant
branch)
bull Elementos r-processed
Se Br Kr Te I Os Ir Pt
ldquorrdquo de rapid core-collapse Sne (estrelas massivas)
Como conhecer melhor as estrelas da vizinhanccedila
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias
bull Entre idade e abundacircncias etc
000 002 004 006 008 010 012 014-06
-05
-04
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NGC2506
NGC2243
NGC2420
NGC7789
NGC6819
NGC7052
NGC2360
NGC0188NGC5822
NGC2682
NGC2477
[FeH
]
(U-V)
Hyades
Relaccedilatildeo entre Cor e Metalicidade
Relaccedilatildeo entre a cor e a metalicidade dos aglomerados abertos mais bem
explorados na literatura (Mihalas amp Binney 1981) O excesso de ultravioleta
(U-V) e a abundacircncia de ferro correspondem aos valores meacutedios para as
estrelas apropriadamente escolhidas nestes aglomerados
Populaccedilotildees Estelares
O estudo dos aglomerados estelares permitiu que se estabelecesse os dois
tipos de populaccedilotildees estelares Observando Androcircmeda no Mount Wilson
Telescope encontrou correlaccedilotildees com o que era observado em nossa galaacutexia
Populaccedilatildeo I satildeo jovens azuis e ricas em metais (concentradas no disco)
Populaccedilatildeo II satildeo mais velhas e pobres em metais (em todas as direccedilotildees
mas concentradas no bojo)
Baade (1944)
Esse estudo se consolida quando ademais das metalicidades forem
consideradas as velocidades dos objetos
Populaccedilatildeo III populaccedilatildeo com abundacircncias originais
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia em Termos Dinacircmicos
Em nossa galaacutexia por sua vez eacute possiacutevel medir movimentos proacuteprios e a
velocidade radial o que nos fornece o vetor de velocidade tridimensional
Coordenadas Gaacutelaacutecticas
Sartori Lepine amp
Dias (2003) Movimento sistemaacutetico de
objetos ultrapassados pelo Sol
Nuacute
mero
de E
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ela
s
Velocidades
v1 v2 v3 v4 v5 v6 v7 v8 v9 v10 v11 v12
Velocidade
Nuacutemero
de Objetos
Dispersatildeo de
Velocidades
Kapteyn havia descoberto a primeira
evidecircncia da rotaccedilatildeo galaacutectica
medindo a paralaxe verifica que o
movimento das estrelas proacuteximas eacute
mais ou menos ordenado
Dispersatildeo de Velocidades
Desconhecido o movimento proacuteprio o melhor que se pode supor com as
velocidades radiais observadas eacute que elas se espalham com igual
probabilidade no espaccedilo
σ dispersatildeo de velocidades unidimensional-
ldquotemperaturardquo do gaacutes de estrelas
119959120784 = 119959119961120784 + 119959119962
120784 + 119959119963120784 = 120648119961
120784 + 120648119962120784 + 120648119963
120784
Se a distribuiccedilatildeo de velocidades eacute isotroacutepica
120648119961120784 = 120648119962
120784 = 120648119963120784 = 120648120784
Entatildeo 119959120784 = 120785120648120784
Consequentemente a forma do sistema estelar depende de sua dispersatildeo
de velocidades
bull Sistemas oblatos
120648119961 = 120648119962 gt 120648119963
bull Sistema prolatos
120648119961 = 120648119962 lt 120648119963
bull Sistemas triaxiais
120648119961 ne 120648119962 ne 120648119963
Relaccedilatildeo IdadeMetalicidade e CorMetalicidade Estudando as metalicidades e as idades de aglomerados globulares eacute
possiacutevel estabelecer uma relaccedilatildeo entre idade e metalicidade
Forbes Duncan A et al
MonNotRoyAstronSoc 404 (2010)
1203
Blakeslee John P et al AstrophysJ 710 (2010)
Metalicidades e Idades e Metalicidades e Velocidades
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
Relaccedilotildees Idade Metalicidade e Dinacircmica Estelar
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia
Lindblad e Oort identificaram as mudanccedilas nas direccedilotildees dos vetores
velocidades para raios menores e maiores do que o solar como uma
consequumlecircncia da rotaccedilatildeo do Sol em torno da galaacutexia Baade associou os
tipos de estrelas agrave sua cinemaacutetica (populaccedilatildeo I e II) observando outras
galaacutexias
Populaccedilatildeo I (Bojo)
Populaccedilatildeo II (Disco)
Menos metais
Mais velho
Mais vermelho
Mais metais
Mais novo
Mais azul
Carney in Leacutepine (2008)
Menor dispersatildeo
de velocidades no
disco
Movimento
ordenado no Disco
Associado a Curva
de Rotaccedilatildeo
Escala de Altura e Disco Fino e Espesso
Segundo Bahcall e Sonera (1980) estrelas jovens (ciacuterculos preenchidos) se
encontram em um disco mais proacuteximas do plano meacutedio enquanto estrelas
mas velhas (ciacuterculos abertos) se encontram mais afastadas da mesma
referecircncia
Como conhecer melhor as estrelas da vizinhanccedila
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias
bull Entre idade e abundacircncias etc
000 002 004 006 008 010 012 014-06
-05
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NGC2506
NGC2243
NGC2420
NGC7789
NGC6819
NGC7052
NGC2360
NGC0188NGC5822
NGC2682
NGC2477
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(U-V)
Hyades
Relaccedilatildeo entre Cor e Metalicidade
Relaccedilatildeo entre a cor e a metalicidade dos aglomerados abertos mais bem
explorados na literatura (Mihalas amp Binney 1981) O excesso de ultravioleta
(U-V) e a abundacircncia de ferro correspondem aos valores meacutedios para as
estrelas apropriadamente escolhidas nestes aglomerados
Populaccedilotildees Estelares
O estudo dos aglomerados estelares permitiu que se estabelecesse os dois
tipos de populaccedilotildees estelares Observando Androcircmeda no Mount Wilson
Telescope encontrou correlaccedilotildees com o que era observado em nossa galaacutexia
Populaccedilatildeo I satildeo jovens azuis e ricas em metais (concentradas no disco)
Populaccedilatildeo II satildeo mais velhas e pobres em metais (em todas as direccedilotildees
mas concentradas no bojo)
Baade (1944)
Esse estudo se consolida quando ademais das metalicidades forem
consideradas as velocidades dos objetos
Populaccedilatildeo III populaccedilatildeo com abundacircncias originais
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia em Termos Dinacircmicos
Em nossa galaacutexia por sua vez eacute possiacutevel medir movimentos proacuteprios e a
velocidade radial o que nos fornece o vetor de velocidade tridimensional
Coordenadas Gaacutelaacutecticas
Sartori Lepine amp
Dias (2003) Movimento sistemaacutetico de
objetos ultrapassados pelo Sol
Nuacute
mero
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Velocidades
v1 v2 v3 v4 v5 v6 v7 v8 v9 v10 v11 v12
Velocidade
Nuacutemero
de Objetos
Dispersatildeo de
Velocidades
Kapteyn havia descoberto a primeira
evidecircncia da rotaccedilatildeo galaacutectica
medindo a paralaxe verifica que o
movimento das estrelas proacuteximas eacute
mais ou menos ordenado
Dispersatildeo de Velocidades
Desconhecido o movimento proacuteprio o melhor que se pode supor com as
velocidades radiais observadas eacute que elas se espalham com igual
probabilidade no espaccedilo
σ dispersatildeo de velocidades unidimensional-
ldquotemperaturardquo do gaacutes de estrelas
119959120784 = 119959119961120784 + 119959119962
120784 + 119959119963120784 = 120648119961
120784 + 120648119962120784 + 120648119963
120784
Se a distribuiccedilatildeo de velocidades eacute isotroacutepica
120648119961120784 = 120648119962
120784 = 120648119963120784 = 120648120784
Entatildeo 119959120784 = 120785120648120784
Consequentemente a forma do sistema estelar depende de sua dispersatildeo
de velocidades
bull Sistemas oblatos
120648119961 = 120648119962 gt 120648119963
bull Sistema prolatos
120648119961 = 120648119962 lt 120648119963
bull Sistemas triaxiais
120648119961 ne 120648119962 ne 120648119963
Relaccedilatildeo IdadeMetalicidade e CorMetalicidade Estudando as metalicidades e as idades de aglomerados globulares eacute
possiacutevel estabelecer uma relaccedilatildeo entre idade e metalicidade
Forbes Duncan A et al
MonNotRoyAstronSoc 404 (2010)
1203
Blakeslee John P et al AstrophysJ 710 (2010)
Metalicidades e Idades e Metalicidades e Velocidades
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
Relaccedilotildees Idade Metalicidade e Dinacircmica Estelar
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia
Lindblad e Oort identificaram as mudanccedilas nas direccedilotildees dos vetores
velocidades para raios menores e maiores do que o solar como uma
consequumlecircncia da rotaccedilatildeo do Sol em torno da galaacutexia Baade associou os
tipos de estrelas agrave sua cinemaacutetica (populaccedilatildeo I e II) observando outras
galaacutexias
Populaccedilatildeo I (Bojo)
Populaccedilatildeo II (Disco)
Menos metais
Mais velho
Mais vermelho
Mais metais
Mais novo
Mais azul
Carney in Leacutepine (2008)
Menor dispersatildeo
de velocidades no
disco
Movimento
ordenado no Disco
Associado a Curva
de Rotaccedilatildeo
Escala de Altura e Disco Fino e Espesso
Segundo Bahcall e Sonera (1980) estrelas jovens (ciacuterculos preenchidos) se
encontram em um disco mais proacuteximas do plano meacutedio enquanto estrelas
mas velhas (ciacuterculos abertos) se encontram mais afastadas da mesma
referecircncia
000 002 004 006 008 010 012 014-06
-05
-04
-03
-02
-01
00
01
02
03
NGC2506
NGC2243
NGC2420
NGC7789
NGC6819
NGC7052
NGC2360
NGC0188NGC5822
NGC2682
NGC2477
[FeH
]
(U-V)
Hyades
Relaccedilatildeo entre Cor e Metalicidade
Relaccedilatildeo entre a cor e a metalicidade dos aglomerados abertos mais bem
explorados na literatura (Mihalas amp Binney 1981) O excesso de ultravioleta
(U-V) e a abundacircncia de ferro correspondem aos valores meacutedios para as
estrelas apropriadamente escolhidas nestes aglomerados
Populaccedilotildees Estelares
O estudo dos aglomerados estelares permitiu que se estabelecesse os dois
tipos de populaccedilotildees estelares Observando Androcircmeda no Mount Wilson
Telescope encontrou correlaccedilotildees com o que era observado em nossa galaacutexia
Populaccedilatildeo I satildeo jovens azuis e ricas em metais (concentradas no disco)
Populaccedilatildeo II satildeo mais velhas e pobres em metais (em todas as direccedilotildees
mas concentradas no bojo)
Baade (1944)
Esse estudo se consolida quando ademais das metalicidades forem
consideradas as velocidades dos objetos
Populaccedilatildeo III populaccedilatildeo com abundacircncias originais
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia em Termos Dinacircmicos
Em nossa galaacutexia por sua vez eacute possiacutevel medir movimentos proacuteprios e a
velocidade radial o que nos fornece o vetor de velocidade tridimensional
Coordenadas Gaacutelaacutecticas
Sartori Lepine amp
Dias (2003) Movimento sistemaacutetico de
objetos ultrapassados pelo Sol
Nuacute
mero
de E
str
ela
s
Velocidades
v1 v2 v3 v4 v5 v6 v7 v8 v9 v10 v11 v12
Velocidade
Nuacutemero
de Objetos
Dispersatildeo de
Velocidades
Kapteyn havia descoberto a primeira
evidecircncia da rotaccedilatildeo galaacutectica
medindo a paralaxe verifica que o
movimento das estrelas proacuteximas eacute
mais ou menos ordenado
Dispersatildeo de Velocidades
Desconhecido o movimento proacuteprio o melhor que se pode supor com as
velocidades radiais observadas eacute que elas se espalham com igual
probabilidade no espaccedilo
σ dispersatildeo de velocidades unidimensional-
ldquotemperaturardquo do gaacutes de estrelas
119959120784 = 119959119961120784 + 119959119962
120784 + 119959119963120784 = 120648119961
120784 + 120648119962120784 + 120648119963
120784
Se a distribuiccedilatildeo de velocidades eacute isotroacutepica
120648119961120784 = 120648119962
120784 = 120648119963120784 = 120648120784
Entatildeo 119959120784 = 120785120648120784
Consequentemente a forma do sistema estelar depende de sua dispersatildeo
de velocidades
bull Sistemas oblatos
120648119961 = 120648119962 gt 120648119963
bull Sistema prolatos
120648119961 = 120648119962 lt 120648119963
bull Sistemas triaxiais
120648119961 ne 120648119962 ne 120648119963
Relaccedilatildeo IdadeMetalicidade e CorMetalicidade Estudando as metalicidades e as idades de aglomerados globulares eacute
possiacutevel estabelecer uma relaccedilatildeo entre idade e metalicidade
Forbes Duncan A et al
MonNotRoyAstronSoc 404 (2010)
1203
Blakeslee John P et al AstrophysJ 710 (2010)
Metalicidades e Idades e Metalicidades e Velocidades
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
Relaccedilotildees Idade Metalicidade e Dinacircmica Estelar
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia
Lindblad e Oort identificaram as mudanccedilas nas direccedilotildees dos vetores
velocidades para raios menores e maiores do que o solar como uma
consequumlecircncia da rotaccedilatildeo do Sol em torno da galaacutexia Baade associou os
tipos de estrelas agrave sua cinemaacutetica (populaccedilatildeo I e II) observando outras
galaacutexias
Populaccedilatildeo I (Bojo)
Populaccedilatildeo II (Disco)
Menos metais
Mais velho
Mais vermelho
Mais metais
Mais novo
Mais azul
Carney in Leacutepine (2008)
Menor dispersatildeo
de velocidades no
disco
Movimento
ordenado no Disco
Associado a Curva
de Rotaccedilatildeo
Escala de Altura e Disco Fino e Espesso
Segundo Bahcall e Sonera (1980) estrelas jovens (ciacuterculos preenchidos) se
encontram em um disco mais proacuteximas do plano meacutedio enquanto estrelas
mas velhas (ciacuterculos abertos) se encontram mais afastadas da mesma
referecircncia
Populaccedilotildees Estelares
O estudo dos aglomerados estelares permitiu que se estabelecesse os dois
tipos de populaccedilotildees estelares Observando Androcircmeda no Mount Wilson
Telescope encontrou correlaccedilotildees com o que era observado em nossa galaacutexia
Populaccedilatildeo I satildeo jovens azuis e ricas em metais (concentradas no disco)
Populaccedilatildeo II satildeo mais velhas e pobres em metais (em todas as direccedilotildees
mas concentradas no bojo)
Baade (1944)
Esse estudo se consolida quando ademais das metalicidades forem
consideradas as velocidades dos objetos
Populaccedilatildeo III populaccedilatildeo com abundacircncias originais
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia em Termos Dinacircmicos
Em nossa galaacutexia por sua vez eacute possiacutevel medir movimentos proacuteprios e a
velocidade radial o que nos fornece o vetor de velocidade tridimensional
Coordenadas Gaacutelaacutecticas
Sartori Lepine amp
Dias (2003) Movimento sistemaacutetico de
objetos ultrapassados pelo Sol
Nuacute
mero
de E
str
ela
s
Velocidades
v1 v2 v3 v4 v5 v6 v7 v8 v9 v10 v11 v12
Velocidade
Nuacutemero
de Objetos
Dispersatildeo de
Velocidades
Kapteyn havia descoberto a primeira
evidecircncia da rotaccedilatildeo galaacutectica
medindo a paralaxe verifica que o
movimento das estrelas proacuteximas eacute
mais ou menos ordenado
Dispersatildeo de Velocidades
Desconhecido o movimento proacuteprio o melhor que se pode supor com as
velocidades radiais observadas eacute que elas se espalham com igual
probabilidade no espaccedilo
σ dispersatildeo de velocidades unidimensional-
ldquotemperaturardquo do gaacutes de estrelas
119959120784 = 119959119961120784 + 119959119962
120784 + 119959119963120784 = 120648119961
120784 + 120648119962120784 + 120648119963
120784
Se a distribuiccedilatildeo de velocidades eacute isotroacutepica
120648119961120784 = 120648119962
120784 = 120648119963120784 = 120648120784
Entatildeo 119959120784 = 120785120648120784
Consequentemente a forma do sistema estelar depende de sua dispersatildeo
de velocidades
bull Sistemas oblatos
120648119961 = 120648119962 gt 120648119963
bull Sistema prolatos
120648119961 = 120648119962 lt 120648119963
bull Sistemas triaxiais
120648119961 ne 120648119962 ne 120648119963
Relaccedilatildeo IdadeMetalicidade e CorMetalicidade Estudando as metalicidades e as idades de aglomerados globulares eacute
possiacutevel estabelecer uma relaccedilatildeo entre idade e metalicidade
Forbes Duncan A et al
MonNotRoyAstronSoc 404 (2010)
1203
Blakeslee John P et al AstrophysJ 710 (2010)
Metalicidades e Idades e Metalicidades e Velocidades
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
Relaccedilotildees Idade Metalicidade e Dinacircmica Estelar
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia
Lindblad e Oort identificaram as mudanccedilas nas direccedilotildees dos vetores
velocidades para raios menores e maiores do que o solar como uma
consequumlecircncia da rotaccedilatildeo do Sol em torno da galaacutexia Baade associou os
tipos de estrelas agrave sua cinemaacutetica (populaccedilatildeo I e II) observando outras
galaacutexias
Populaccedilatildeo I (Bojo)
Populaccedilatildeo II (Disco)
Menos metais
Mais velho
Mais vermelho
Mais metais
Mais novo
Mais azul
Carney in Leacutepine (2008)
Menor dispersatildeo
de velocidades no
disco
Movimento
ordenado no Disco
Associado a Curva
de Rotaccedilatildeo
Escala de Altura e Disco Fino e Espesso
Segundo Bahcall e Sonera (1980) estrelas jovens (ciacuterculos preenchidos) se
encontram em um disco mais proacuteximas do plano meacutedio enquanto estrelas
mas velhas (ciacuterculos abertos) se encontram mais afastadas da mesma
referecircncia
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia em Termos Dinacircmicos
Em nossa galaacutexia por sua vez eacute possiacutevel medir movimentos proacuteprios e a
velocidade radial o que nos fornece o vetor de velocidade tridimensional
Coordenadas Gaacutelaacutecticas
Sartori Lepine amp
Dias (2003) Movimento sistemaacutetico de
objetos ultrapassados pelo Sol
Nuacute
mero
de E
str
ela
s
Velocidades
v1 v2 v3 v4 v5 v6 v7 v8 v9 v10 v11 v12
Velocidade
Nuacutemero
de Objetos
Dispersatildeo de
Velocidades
Kapteyn havia descoberto a primeira
evidecircncia da rotaccedilatildeo galaacutectica
medindo a paralaxe verifica que o
movimento das estrelas proacuteximas eacute
mais ou menos ordenado
Dispersatildeo de Velocidades
Desconhecido o movimento proacuteprio o melhor que se pode supor com as
velocidades radiais observadas eacute que elas se espalham com igual
probabilidade no espaccedilo
σ dispersatildeo de velocidades unidimensional-
ldquotemperaturardquo do gaacutes de estrelas
119959120784 = 119959119961120784 + 119959119962
120784 + 119959119963120784 = 120648119961
120784 + 120648119962120784 + 120648119963
120784
Se a distribuiccedilatildeo de velocidades eacute isotroacutepica
120648119961120784 = 120648119962
120784 = 120648119963120784 = 120648120784
Entatildeo 119959120784 = 120785120648120784
Consequentemente a forma do sistema estelar depende de sua dispersatildeo
de velocidades
bull Sistemas oblatos
120648119961 = 120648119962 gt 120648119963
bull Sistema prolatos
120648119961 = 120648119962 lt 120648119963
bull Sistemas triaxiais
120648119961 ne 120648119962 ne 120648119963
Relaccedilatildeo IdadeMetalicidade e CorMetalicidade Estudando as metalicidades e as idades de aglomerados globulares eacute
possiacutevel estabelecer uma relaccedilatildeo entre idade e metalicidade
Forbes Duncan A et al
MonNotRoyAstronSoc 404 (2010)
1203
Blakeslee John P et al AstrophysJ 710 (2010)
Metalicidades e Idades e Metalicidades e Velocidades
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
Relaccedilotildees Idade Metalicidade e Dinacircmica Estelar
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia
Lindblad e Oort identificaram as mudanccedilas nas direccedilotildees dos vetores
velocidades para raios menores e maiores do que o solar como uma
consequumlecircncia da rotaccedilatildeo do Sol em torno da galaacutexia Baade associou os
tipos de estrelas agrave sua cinemaacutetica (populaccedilatildeo I e II) observando outras
galaacutexias
Populaccedilatildeo I (Bojo)
Populaccedilatildeo II (Disco)
Menos metais
Mais velho
Mais vermelho
Mais metais
Mais novo
Mais azul
Carney in Leacutepine (2008)
Menor dispersatildeo
de velocidades no
disco
Movimento
ordenado no Disco
Associado a Curva
de Rotaccedilatildeo
Escala de Altura e Disco Fino e Espesso
Segundo Bahcall e Sonera (1980) estrelas jovens (ciacuterculos preenchidos) se
encontram em um disco mais proacuteximas do plano meacutedio enquanto estrelas
mas velhas (ciacuterculos abertos) se encontram mais afastadas da mesma
referecircncia
Dispersatildeo de Velocidades
Desconhecido o movimento proacuteprio o melhor que se pode supor com as
velocidades radiais observadas eacute que elas se espalham com igual
probabilidade no espaccedilo
σ dispersatildeo de velocidades unidimensional-
ldquotemperaturardquo do gaacutes de estrelas
119959120784 = 119959119961120784 + 119959119962
120784 + 119959119963120784 = 120648119961
120784 + 120648119962120784 + 120648119963
120784
Se a distribuiccedilatildeo de velocidades eacute isotroacutepica
120648119961120784 = 120648119962
120784 = 120648119963120784 = 120648120784
Entatildeo 119959120784 = 120785120648120784
Consequentemente a forma do sistema estelar depende de sua dispersatildeo
de velocidades
bull Sistemas oblatos
120648119961 = 120648119962 gt 120648119963
bull Sistema prolatos
120648119961 = 120648119962 lt 120648119963
bull Sistemas triaxiais
120648119961 ne 120648119962 ne 120648119963
Relaccedilatildeo IdadeMetalicidade e CorMetalicidade Estudando as metalicidades e as idades de aglomerados globulares eacute
possiacutevel estabelecer uma relaccedilatildeo entre idade e metalicidade
Forbes Duncan A et al
MonNotRoyAstronSoc 404 (2010)
1203
Blakeslee John P et al AstrophysJ 710 (2010)
Metalicidades e Idades e Metalicidades e Velocidades
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
Relaccedilotildees Idade Metalicidade e Dinacircmica Estelar
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia
Lindblad e Oort identificaram as mudanccedilas nas direccedilotildees dos vetores
velocidades para raios menores e maiores do que o solar como uma
consequumlecircncia da rotaccedilatildeo do Sol em torno da galaacutexia Baade associou os
tipos de estrelas agrave sua cinemaacutetica (populaccedilatildeo I e II) observando outras
galaacutexias
Populaccedilatildeo I (Bojo)
Populaccedilatildeo II (Disco)
Menos metais
Mais velho
Mais vermelho
Mais metais
Mais novo
Mais azul
Carney in Leacutepine (2008)
Menor dispersatildeo
de velocidades no
disco
Movimento
ordenado no Disco
Associado a Curva
de Rotaccedilatildeo
Escala de Altura e Disco Fino e Espesso
Segundo Bahcall e Sonera (1980) estrelas jovens (ciacuterculos preenchidos) se
encontram em um disco mais proacuteximas do plano meacutedio enquanto estrelas
mas velhas (ciacuterculos abertos) se encontram mais afastadas da mesma
referecircncia
Relaccedilatildeo IdadeMetalicidade e CorMetalicidade Estudando as metalicidades e as idades de aglomerados globulares eacute
possiacutevel estabelecer uma relaccedilatildeo entre idade e metalicidade
Forbes Duncan A et al
MonNotRoyAstronSoc 404 (2010)
1203
Blakeslee John P et al AstrophysJ 710 (2010)
Metalicidades e Idades e Metalicidades e Velocidades
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
Relaccedilotildees Idade Metalicidade e Dinacircmica Estelar
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia
Lindblad e Oort identificaram as mudanccedilas nas direccedilotildees dos vetores
velocidades para raios menores e maiores do que o solar como uma
consequumlecircncia da rotaccedilatildeo do Sol em torno da galaacutexia Baade associou os
tipos de estrelas agrave sua cinemaacutetica (populaccedilatildeo I e II) observando outras
galaacutexias
Populaccedilatildeo I (Bojo)
Populaccedilatildeo II (Disco)
Menos metais
Mais velho
Mais vermelho
Mais metais
Mais novo
Mais azul
Carney in Leacutepine (2008)
Menor dispersatildeo
de velocidades no
disco
Movimento
ordenado no Disco
Associado a Curva
de Rotaccedilatildeo
Escala de Altura e Disco Fino e Espesso
Segundo Bahcall e Sonera (1980) estrelas jovens (ciacuterculos preenchidos) se
encontram em um disco mais proacuteximas do plano meacutedio enquanto estrelas
mas velhas (ciacuterculos abertos) se encontram mais afastadas da mesma
referecircncia
Metalicidades e Idades e Metalicidades e Velocidades
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
Relaccedilotildees Idade Metalicidade e Dinacircmica Estelar
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia
Lindblad e Oort identificaram as mudanccedilas nas direccedilotildees dos vetores
velocidades para raios menores e maiores do que o solar como uma
consequumlecircncia da rotaccedilatildeo do Sol em torno da galaacutexia Baade associou os
tipos de estrelas agrave sua cinemaacutetica (populaccedilatildeo I e II) observando outras
galaacutexias
Populaccedilatildeo I (Bojo)
Populaccedilatildeo II (Disco)
Menos metais
Mais velho
Mais vermelho
Mais metais
Mais novo
Mais azul
Carney in Leacutepine (2008)
Menor dispersatildeo
de velocidades no
disco
Movimento
ordenado no Disco
Associado a Curva
de Rotaccedilatildeo
Escala de Altura e Disco Fino e Espesso
Segundo Bahcall e Sonera (1980) estrelas jovens (ciacuterculos preenchidos) se
encontram em um disco mais proacuteximas do plano meacutedio enquanto estrelas
mas velhas (ciacuterculos abertos) se encontram mais afastadas da mesma
referecircncia
Relaccedilotildees Idade Metalicidade e Dinacircmica Estelar
bull Estudo de estrelas do tipo G e F (tempo na sequencia principal) com
ajuste de modelos de atmosfera estelares a dados espectroscoacutepicos
bull Correspondecircncia entre abundacircncias entre idade e abundacircncias etc
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia
Lindblad e Oort identificaram as mudanccedilas nas direccedilotildees dos vetores
velocidades para raios menores e maiores do que o solar como uma
consequumlecircncia da rotaccedilatildeo do Sol em torno da galaacutexia Baade associou os
tipos de estrelas agrave sua cinemaacutetica (populaccedilatildeo I e II) observando outras
galaacutexias
Populaccedilatildeo I (Bojo)
Populaccedilatildeo II (Disco)
Menos metais
Mais velho
Mais vermelho
Mais metais
Mais novo
Mais azul
Carney in Leacutepine (2008)
Menor dispersatildeo
de velocidades no
disco
Movimento
ordenado no Disco
Associado a Curva
de Rotaccedilatildeo
Escala de Altura e Disco Fino e Espesso
Segundo Bahcall e Sonera (1980) estrelas jovens (ciacuterculos preenchidos) se
encontram em um disco mais proacuteximas do plano meacutedio enquanto estrelas
mas velhas (ciacuterculos abertos) se encontram mais afastadas da mesma
referecircncia
O que Ocorre em Nossa Galaacutexia
Lindblad e Oort identificaram as mudanccedilas nas direccedilotildees dos vetores
velocidades para raios menores e maiores do que o solar como uma
consequumlecircncia da rotaccedilatildeo do Sol em torno da galaacutexia Baade associou os
tipos de estrelas agrave sua cinemaacutetica (populaccedilatildeo I e II) observando outras
galaacutexias
Populaccedilatildeo I (Bojo)
Populaccedilatildeo II (Disco)
Menos metais
Mais velho
Mais vermelho
Mais metais
Mais novo
Mais azul
Carney in Leacutepine (2008)
Menor dispersatildeo
de velocidades no
disco
Movimento
ordenado no Disco
Associado a Curva
de Rotaccedilatildeo
Escala de Altura e Disco Fino e Espesso
Segundo Bahcall e Sonera (1980) estrelas jovens (ciacuterculos preenchidos) se
encontram em um disco mais proacuteximas do plano meacutedio enquanto estrelas
mas velhas (ciacuterculos abertos) se encontram mais afastadas da mesma
referecircncia
Escala de Altura e Disco Fino e Espesso
Segundo Bahcall e Sonera (1980) estrelas jovens (ciacuterculos preenchidos) se
encontram em um disco mais proacuteximas do plano meacutedio enquanto estrelas
mas velhas (ciacuterculos abertos) se encontram mais afastadas da mesma
referecircncia
![Revista Galáctica [Número 02: Julio de 2014]](https://static.fdocuments.in/doc/165x107/568c56191a28ab4916c54b19/revista-galactica-numero-02-julio-de-2014.jpg)
