Astrofísica Extragaláctica
Aula #8
Karín Menéndez-Delmestre
Observatório do Valongo Tópicos (Parte I) 1.  Revisão: Formação e Evolução Estelar 2.  Introdução a ExtragalácCca 3.  Propriedades Gerais das Galáxias 3.2. Populações Estelares 3.3. Função de Luminosidade 4.  Propriedades Gerais das Galáxias ElípCcas 4.1. Familias de elípCcas 4.2. Fotometria superficial Referência: Kormendy et al. 2009 4.4. Relações de Escala e Dinâmica Referência: Capítulo 6, Sparke & Gallagher 5.  Propriedades Gerais das Galáxias Espirais Familias das galáxias elípCcas •  Subdividimos as galáxias elípCcas nas seguintes três classes: Gigantes Luminosas: •  L > ~poucos x L* •  MB <-­‐20 ElípCcas de tamanho médio: •  L ~0.1 L* -­‐ L* •  MB ~ -­‐18 to -­‐20 ElípCcas Anãs (dE & dSph): •  L < 0.1 L* •  MB > -­‐18 •  As elípCcas luminosas e aquelas de tamanho médio possuem propriedades diferentes, mas formam uma sequência única em massa. •  As anãs elípCcas compactas, pouco comuns, representam uma conCnuação desta sequência. •  As anãs elípCcas/esferoidales difusas, muito comuns, são significaCvamente diferentes. Perfis de brilho •  A distribuição de brilho fornece informações acerca da distribuição das estrelas na galáxia •  Através dos perfis de brilho, podemos inferir que algumas estruturas percepiveis da imagem das galáxias: –  bojo, disco, braços espirais, etc., correspondem a estruturas bem definidas no perfil. •  O estudo de perfis de brilho também pode ser chamado de fotometria superficial de galáxias (“surface photometry”) Isofotas – caracterizando o brilho superficial •  Isofotas = Contornos de mesmo brilho superficial. •  Observamos um perfil projetado (2D) de brilho: I(R) [μ(R)] E. M. Xilouris et al.: Dust emission in early-type galaxies, Online Material p 7
NGC 4649
Intensidade: I(R) [erg/s/cm2/arcsec2] Brilho superficial: μ(R) [mag/arcsec2] NGC 4649 Xilouris et al. 2004 htp://ned.ipac.caltech.edu/level5/Narlikar2/Nar1_3.html NGC 4486
Isofotas – caracterizando o brilho superficial •  Isofotas = Contornos de mesmo brilho superficial. •  Observamos um perfil projetado (2D) de brilho: I(R) [μ(R)] •  Ainda que as isofotas de galáxias não são “puras elipses”, podemos modelar o perfil de brilho de uma galáxia usando um conjunto de isofotas elípCcas concêntricas. htp://www.phy.ohiou.edu/~tss/ASTR410/Pidopryhora02/yp_paper.html Construindo o perfil de brilho de galáxias •  Podemos graficar a intensidade ou brilho ao longo do eixo maior de uma imagem em função de R, determinando a média na direção azimutal s
g
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Galax
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3011
s – AS
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azimu
φ
angle
5
NGC4472 (SDSS) htp://www.astro.queensu.ca/~courteau/Phys216/sphot.html Construindo o perfil de brilho de galáxias •  O ajuste de isofotas elípCcas gera também perfils de: –  Ângulo de posição (PA) –  elipCcidade (ε) htp://www.astro.virginia.edu/class/whitle/astr553/Topic07/t7_isophote.html •  Podemos graficar a intensidade ou brilho ao longo do eixo maior de uma imagem em função de R, determinando a média na direção azimutal NGC4472 (SDSS) Construindo o perfil de brilho de galáxias •  O ajuste de isofotas elípCcas gera também perfils de: –  Ângulo de posição (PA) –  elipCcidade (ε) –  parâmetros que representam Deviations
from
ellipses o desvio de elipCcidade •  Falamos do “diskiness” ou are not perfect ellipses.
There may dbe
excess of light on the major axis
“boxiness” as anisofotas on the “corners” of the ellipse (boxy).
disky boxy ess/boxiness of an isophote is measured by the difference between the real
nd the best-fit
ellipse:
htp://www.astro.rug.nl/~ahelmi/galaxies_course/class_VII-­‐E/ellip-­‐06.pdf =< >+
a cos n +
b sin n
htp://www.astro.virginia.edu/class/whitle/astr553/Topic07/t7_isophote.html •  Podemos graficar a intensidade ou brilho ao longo do eixo maior de uma imagem em função de R, determinando a média na direção azimutal NGC4472 (SDSS) Construindo o perfil de brilho de galáxias •  Podemos graficar a intensidade ou brilho ao longo do eixo maior de uma imagem em função de R, determinando a média na direção azimutal •  O ajuste de isofotas elípCcas gera também perfils de PA, ε, δNo.
2, 2007
(b) there
presence
Fig. 3b).
respect to
!P:A: P
erations,
galaxy di
In the
the region
Final da barra continuou
both invo
nating wi
progressi
or (b) no
duced by
open, bri
If we w
cases wit
Semi-major axis
KMD+07
barred ga
Fig. 2.— Top left: 2MASS J þ H þ Ks combined image of NGC 1300.
Instead, w
Bottom left: NIR image of NGC 1300 with ellipse-fit ellipses overplotted. Top
right: Ellipticity profile for NGC 1300. Bottom right: P.A. profile for NGC 1300.
by Sheth
Menéndez-­‐Delmestre+07 •  Algumas estruturas das galáxias, como o bojo, disco, braços espirais, etc., correspondem a estruturas bem definidas no perfil –  Exemplo: bojo, barra, disco 2MASS BAR FRACTION AND BAR
This is the bar signature in NGC 1300: ! increases monotonically and drops
Fotometria de elípCcas – Lei de de Vaucouleurs •  ElípCcas parecem sistemas simples, esféricos, de brilho homogêneo e suavemente decrescente •  O perfil de brilho de elípCcas pode ser bem representado pela Lei de de Vaucouleurs I(R) = I e10
1/4
−3.33"$( R/Re ) −1%'
#
&
NGC 1700 •  Re = raio “efeCvo” (ou “half-­‐light”) -­‐  o fator 3.33 foi escolhido de forma que para uma galáxia circularmente simétrica, metade da luminosidade total da galáxia é emiCda dentro de Re. •  O parâmetro Ie é o brilho superficial em R=Re. •  Nesse formalismo, o brilho central da galáxia é I0 ~ 2000 Ie. htp://www.astro.virginia.edu/class/whitle/astr553/Topic07/t7_deVauc_profile.html Fotometria de elípCcas – Lei de de Vaucouleurs •  ElípCcas parecem sistemas simples, esféricos, de brilho homogêneo e suavemente decrescente •  O perfil de brilho de elípCcas pode ser bem representado pela Lei de de Vaucouleurs I(R) = I e10
1/4
−3.33"$( R/Re ) −1%'
#
&
NGC 1700 µ(R)~R1/4
Em termos de brilho superficial: µ(R) = µe + 8.325[ (R/Re)1/4 -­‐ 1 ] = µ(0) + 8.325 (R/Re)1/4 •  Como o perfil de de Vaucouleurs é também aplicável aos bojos prosperou a concepção que estas estruturas seriam semelhantes às galáxias elípCcas de menor tamanho inseridas nos discos das galáxias espirais. htp://www.astro.virginia.edu/class/whitle/astr553/Topic07/t7_deVauc_profile.html Não todas as elípCcas são bem representadas por um perfil de Vaucouleurs (R1/4) •  Embora a lei de de Vaucouleurs ajuste bem a maioria dos perfis de brilho de elípCcas, há desvios tanto em elípCcas anãs quanto elípCcas gigantes. 1/4 sobre-­‐esCma o brilho no Elliptical
•  O perfil ~R244
centro: galaxies
I(0) > 2000 x I(Re) 22
Galáxia dE VCC753 no A maioria das anãs aglomerado de Virgo 23
elípCcas são 24
“difusas” (conhecidas IB(Re) = 24.4 mag/arcsec2 25
como “galáxias 26
esferoidales”; Kormendy+09], 27
e representam um Cpo 28
diferente de galáxia, diferente das “elípCcas” 0
10
20
30
40
50
60
mais luminosas. Fig. 6.2. From Equation 6.1, R 1/4 (n = 4: solid) and exponential (n = 1: dashed) curves.
show V -band surface brightness for dE galaxy VCC753 in the Virgo cluster. This
•  O perfil ~R1/4Points
sobre-­‐esCma o b′′rilho para R grande −2
elliptical has Re = 15.8 in the B band and I B (Re ) = 24.4 mag arcsec . Extrapolating
the profile outward gives total apparent magnitude BT0 = 16.4; taking d = 16 Mpc, we
find L ≈ 1.1 × 108 L ⊙ – H. Jerjen.
Não todas as elípCcas são bem representadas por um perfil de Vaucouleurs (R1/4) •  Embora a lei de de Vaucouleurs ajuste bem a maioria dos perfis de brilho de elípCcas, há desvios tanto em elípCcas anãs quanto elípCcas gigantes. 244
Elliptical galaxies
22
23
Galáxia dE VCC753 no aglomerado de Virgo 24
25
IB(Re) = 24.4 mag/arcsec2 26
27
28
-­‐  O perfil de brilho de 0
10
20
30
40
50
60
elípCcas anãs é melhor representado por uma Fig. 6.2.às From Equation 6.1, R 1/4 (n = 4: solid) and exponential (n = 1: dashed) curves.
exponencial, similar Points show V -band surface brightness for dE galaxy VCC753 in the Virgo cluster. This
galáxias Cpo tardio, elliptical has Re = 15.8′′ in the B bandou
and I B (Re ) = 24.4 mag arcsec−2 . Extrapolating
com discos 0
the profile outward gives total apparent magnitude BT = 16.4; taking d = 16 Mpc, we
find L ≈ 1.1 × 108 L ⊙ – H. Jerjen.
Não todas as elípCcas são bem representadas por um perfil de Vaucouleurs (R1/4) •  No caso das elípCcas gigantes... O perfil de Vaucouleurs é adequado até ~20Re •  O excesso de emissão indica a presença de um halo extenso. -­‐  Crê-­‐se que os halos cD pertençam ao aglomerado e não à galáxia. -­‐  A dispersão em velocidades estelares aumenta com R (em elípCcas normais, a dispersão cai com R) à envelope das cDs não é uma “extensão” da distribuição em Es normais. Não todas as elípCcas são bem representadas por de Vaucouleurs – dependência com luminosidade Ellipticals are not de Vaucouleurs (1948) r1/4 laws –
•  A forma do perfil varia com shape
a luminosidade Profile
correlates with luminosity.
Schombert (1986) template mean profiles for MV = -18, …, -22.5:
Schombert (1986)
Tuesday, February 1, 2011
Fotometria de elípCcas – Perfil de Sérsic •  Outra alternaCva de representação do perfil de brilho das elípCcas é através da lei empírica conhecida como perfil de Sérsic onde bn é escolhido tal que metade da luminosidade provém de R < Re. OU The Sérsic (1968) Function
n = 1 ⇒ exponential (many disks)
“scalelength” r0 = R onde μ diminui por 1/e n = 4 ⇒ de Vaucouleurs
law
They suggested that the
shape parameter n
Caon et al. (1993) showed that residuals
is physically meaningful because
of Sérsic fits are systematically smaller
Pseudo-bulge: 1 < n < 2
Disc: n~1
Bar: n~0.5
Total light profile = sum of components.
Fotometria de elípCcas – Perfil de Sérsic Galaxies – AS 3011
•  Outra alternaCva de representação do perfil de brilho das elípCcas é através da lei empírica conhecida como perfil de Sérsic –  onde o índice n é uma generalização que permite a incorporação do: •  perfil exponencial do disco (n=1) Sersic shapes
•  perfil de de Vaucouleurs (n=4) The Sérsic (1968) Function
n = 1 ⇒ exponential (many disks)
n = 4 ⇒ de Vaucouleurs law
Caon et al. (1993) showed that residuals
of Sérsic fits are systematically smaller
than residuals of r1/4-law fits.
They suggested that the
shape parameter n
is physically meaningful because
it correlates with effective radius.
Galaxies – AS 3011
Fotometria de elípCcas – Perfil de Sérsic •  Outra alternaCva de representação do perfil de brilho das elípCcas é através da lei empírica conhecida como perfil de Sérsic –  onde o índice n é uma generalização que permite a incorporação do: •  perfil exponencial do disco (n=1) •  perfil de de Vaucouleurs (n=4) The Sérsic (1968) Function
n = 1 ⇒ exponential (many disks)
indice n” de
está correlacionado n = 4 “⇒
Vaucouleurs
law
com o raio efecCvo Caon
et al.
(1993) showed
that residuals
à reflete propriedades „sicas of Sérsic fits are systematically smaller
than residuals of r1/4-law fits.
They suggested that the
shape parameter n
is physically meaningful because
it correlates with effective radius.
1
Fotometria de elípCcas – Perfil de Sérsic •  Outra alternaCva de representação do perfil de brilho das elípCcas é através da lei empírica conhecida como perfil de Sérsic –  onde o índice n é uma generalização que permite a incorporação do: •  perfil exponencial do disco (n=1) •  perfil de de Vaucouleurs (n=4) ess from AS1001
on
mber!
er!
( f )]
•  Brilho de superficie (integrado) alto à objeto compacto •  Brilho de superficie (integrado) baixo à objeto difuso 1
Fotometria de elípCcas – Perfil de Sérsic •  Outra alternaCva de representação do perfil de brilho das elípCcas é através da lei empírica conhecida como perfil de Sérsic –  onde o índice n é uma generalização que permite a incorporação do: •  perfil exponencial do disco (n=1) •  perfil de de Vaucouleurs (n=4) galáxias “normais” galáxias “brilhantes” ess from AS1001
on
mber!
er!
( f )]
Fotometria de elípCcas – Perfil de Sérsic •  Outra alternaCva de representação do perfil de brilho das elípCcas é The cSérsic
(1968)
através da lei empírica onhecida como Function
perfil de Sérsic •  Pode er exponential
uClizado p(many
ara representar a maioria das estruturas: n = 1s⇒
disks)
4 ⇒ de Vaucouleurs
– n =elípCcas: 1.5 < n < 2law
0 They suggested that the
shape parameter n
– Caon
Bojos: .5 < n showed
< 10 that residuals
et al.1(1993)
is physically meaningful because
of Sérsic fits are systematically smaller
–  Pseudo-­‐bojos: 1/4
1 < n < 2 it correlates with effective radius.
than residuals of r -law fits.
–  Barra: n~0.5 –  Disco: n~1 Tuesday, February 1, 2011
(2009) ⇒ brightness profiles
Desvios do Perfil de SKFCB
ersic – of Virgo ellipticals are very
Observamos menos
accurately
Sérsic.
The
median fit
ElípCcas luminosas contém caroços brilho
no centro do
RMS = 0.040 mag arcsec-2.
esperado pelo perfil
de Sersic
•  Uma análise recente mostrou que as elípCcas mais brilhantes (MB< -­‐21.66) seguem a lei de Sérsic •  Porém elas tendem a apresentar uma estrutura de caroço central (“core” em inglês) onde I(R) permanece ~ constante [Kormendy et al. 2009] Tuesday, February 1, 2011
Desvios do Perfil de Sersic – ElípCcas menos luminosas não apresentam caroços •  As elípCcas menos brilhantes também Ao contrário os objetos
seguem lei de como
menos abrilhantes
NGC
4551
também
Sérsic, m
as t
endem seguem a lei de Sérsic
tendem aum apresentar
a amas
presentar um perfil cuspy. Muito
provavelmente
estas
perfil cuspy. diferenças podem estar
associadas
de
[Kormendy et al. à2presença
009] buracos negros massivos
nas elípticas com perfil
Observamos mais
brilho no centro do
esperado pelo perfil
de Sersic
do tipo core.
Faça uma estimativa do excesso
Efeito do Seeing: caroço central •  O efeito do seeing altera os perfis de brilho observados: Se uma galáxia possui um caroço compacto, o seeing atmosférico resulta na re-­‐distribuição do brilho numa região aparente mais extensa, definida pelo seeing na hora que as observações foram feitas (e.g., ~1”). •  Nas regiões centrais, os perfis observados apresentam menos luz do que os perfis reais, pois esta luz foi redistribuída em raios maiores, transformando o que seria um perfil de lei de potência em um perfil com caroço de brilho superficial aproximadamente constante. •  Graças às observações do HST, foi possível examinar o perfil de brilho de galáxias até as regiões mais centrais (r~0.1”) Galáxias ElípCcas – 2 familias 248
Elliptical galaxies
14
16
Caroço: R <∼ 1′′
onde I(R) permanece ~ constante NGC596, elípCca 2x menos luminosa que NGC1399 NGC 596
NGC 1399
(elípCca cD) 18
20
0.05 0.1
0.5
1
5
10
Kormendy et al. 2009 •  Duas familias de Fig.elípCcas: 6.7. Surface brightness I V (R) in the V band at the centers of two elliptical galaxies.
′′
Thecaroço cD galaxy NGC 1399 (MV = −21.7) has a core at R <
∼ 1 , where I (R) is nearly
–  ElípCcas COM constant. NGC 596 (MV = −20.9) is half as luminous; the surface brightness continues
–  ElípCcas SEM aroço tocrise
as a cusp. The dashed line shows I (R) ∝ R −0.55 – T. Lauer.
in the Fornax and Virgo clusters of galaxies may be similar. Beyond the Local
Group, our observations often lack the spatial resolution to measure such very
small cores.
Galáxias ElípCcas – 2 familias STRUCTURE AND FORMATION OF ELLIPTICAL AND SPHEROIDAL GALAXIES
259
•  Duas familias de elípCcas: –  ElípCcas COM caroço Kormendy et al. 2009 r-axis profiles of all– 
elliptical
and spheroidal
galaxies
in our
ElípCcas SEM caroço Figure 40. Major-axis profiles of all of our ellipticals scaled together to illustrate
that radius is in kpc. The brightness profiles are corrected for
the dichotomy between core and coreless ellipticals. Core ellipticals are scaled
on. The fiducial galaxies M 32 and M 87 are plotted with thick
at r = r , the break radius given by the Nuker function fit in Lauer et
are shown in Figures 35 and 36; the emphasis together
same profiles
al. (2007b). Coreless ellipticals are scaled together at the minimum radius r
aring the two kinds of ellipticals. As in Figures 34, 37, 38,
normal example of the lowest-luminosity ellipticals.
r sample scaled together so that radius is in kpc.
ellipticals have n > 4 and extra light ellipticals
cx
b
min
that was used in our Sérsic fits; interior to this radius, the profile is dominated
by extra light above the inward extrapolation of the outer Sérsic fit.
index correlates with luminosity
Galáxias ElípCcas –Sersic
2 familias •  Voltando ao já mencionado: o perfil de brilho depende da luminosidade •  O índice de Sérsic está correlacionado com a luminosidade. –  ElípCcas mais luminosas possuem n maior (n>4) –  ElípCcas menos luminosas possuem n menor (n<4) Es com caroço Es sem caroço Sph Bojos em S0s KFCB 2009 Kormendy et al. 2009 •  As esferoidales, no extremo menos luminoso possuem n similar aos discos Tuesday, February 1, 2011
Galáxias ElípCcas – oNo. c1,aso esferoidais? 2009 das STRUCTURE
AND FORMATION OF ELLIPTI
•  Duas familias de elípCcas: –  ElípCcas COM caroço –  ElípCcas SEM caroço •  Caso das esferoidales –  Extensão das elípCcas no extremo de menores luminosidades? –  Inicialmente se achava que sim! (classificação de Hubble) Kormendy et al. 2009 Figure 39. Major-axis profiles of all elliptical and spheroidal galaxies in our
sample scaled so that radius is in kpc. The brightness profiles are corrected for
Galactic absorption. The fiducial galaxies M 32 and M 87 are plotted with thick
dashed lines. The same profiles are shown in Figures 35 and 36; the emphasis
here is on comparing the two kinds of ellipticals. As in Figures 34, 37, 38,
and 41, M 32 is a normal example of the lowest-luminosity ellipticals.
Fi
th
to
al.
th
by
O No.caso das STRUCTURE
esferoidales – diferentes das elípCcas 1, 2009
AND FORMATION OF ELLIPTICAL AND SPHEROIDAL GALAXIES
•  Existe uma disconCnuidade abrupta em propriedades fotométricas que indicam histórias de formação diferentes. •  As esferoidales apresentam similaridades com as galáxias irregulares e as espirais [Kormendy et al. 1985] Kormendy et al. 2009 Figure 1. Schematic illustration of the dichotomies discussed in this paper. The figure sketches the correlation between the total absolute magnitude a
brightness (for spheroidal and irregular galaxies, galaxy disks, and globular clusters), or the highest surface brightness resolved by the Hubble Spa
elliptical and cD galaxies). Surface brightnesses apply to the main bodies of the galaxies; that is, nuclear star clusters and AGNs are omitted. This
from Binggeli (1994) but with the dichotomy between “core” and “power-law” ellipticals—i.e., the discontinuity in E points at MB ∼ −20.5—a
et al. (1997). M 32 is one of the lowest-luminosity true ellipticals; the arrow points from the maximum surface brightness observed at a distance o
lower limit that would be observed if the galaxy were moved to the Virgo cluster. M 32 resembles the faintest ellipticals in Virgo. The distribution
•  b M32 is a normal low-L elliptical:
a “dwarf E”
As esferoidais são
muito difusas
NGC 205 is a spheroidal (“Sph”)
with same MV = -16.6 as M32.
Tuesday, February 1, 2011