Evolução de Galáxias

Profa. Thaisa Storchi Bergmann

Função de Luminosidade de Galáxias Φ(L)

Φ(L)dL = Densidade de galáxias com luminosidade entre L e L+dL

Schechter parametrizou esta distribuição com a Função de Luminosidade de Schechter:

(1) $\begin{equation*} \Phi(L)dL=\left(\frac{\Phi^*}{L^*}\right)\left(\frac{L}{L^*}\right)^\alpha\; exp\left(-\frac{L}{L^*}\right)dL \end{equation*}$

onde L^* é uma luminosidade característica acima da qual a distribuição cai exponencialmente, α é a declividade (slope) da função para L menor do que L^*, e o primeiro termo Φ^*/L^* dá a normalização da função.

Verifica-se que há diferença de declividade para as galáxias mais massivas (“flat slope”) e as menos massivas (“steep slope”):

Exemplo de um resultado observacional:

Muitas vezes se usa magnitude absoluta, e então os parâmetros vão variar de acordo com a banda espectral da observação: azul (b), vermelha (r), infravermelho próximo (i), etc.

Com os surveys mais recentes, tem se verificado que a função muda não só de acordo com a luminosidade das galáxias mas conforme principalmente a “cor” das galáxias, tendo-se encontrado que as galáxias formam duas sequências: (1) jovens (cor mais azul) e velhas (cor mais vermelha). Em particular, são muito relevantes para este estudo os trabalhos com base no Sloan Digital Sky Survey, como:

Baldry et al. 2004, ApJ, 600, 681

[file://www.if.ufrgs.br/~thaisa/2013/58567.web_bimodal_SDSS.pdf]

Apresentam Color-Magnitude diagram for 66 846 nearby galaxies a partir de imagens do SDSS nas bandas u, g, r, i z:

Amostra: z< 0.08; -23.5 < Mr < -15.5
Encontram: distribuição bi-modal: “Red sequence” e “Blue sequence”

Fig. 1: diagrama u-v x Mr observado:

Red sequence: galáxias mais luminosas – early-type
Blue sequence: galáxias menos luminosas – late-type

Correção por completeza – “Malmquist bias”: Astrônomo sueco em 1922 chamou a atenção sobre o fato de que à medida que observamos mais longe observamos preferencialmente objetos brilhantes. Uma “correlação espúrea” da distância com a luminosidade do objeto astronômico: quanto mais brilhante o objeto, mais longe o observamos. Parece que os objetos mais brilhantes estão mais longe, mas é porque conseguimos observá-los mais longe. É um bias que afeta os surveys limitados em magnitude, que são os mais comuns.

Um tipo de correção usada é pesar por 1/V_max, onde V_max é o máximo volume dentro do qual uma fonte de certa magnitude absoluta seria detectada num survey lumitado por uma certa magnitude aparente (por exemplo, o Palomar survey de espectroscopia de galáxias vai até B_T = 12.5 mag).

Bi-modalidade por intervalo de Magnitude absoluta Mr: n° de galáxias em função da cor u-r em bins de 0.5mag em Mr:

Número de galáxias vermelhas por bin de Mr se torna maior do que o n° de galáxias azuis para massas da ordem de 3 x 10¹⁰ M_sun. Ajustando as duas distribuições assim por bins de Mr, consegue separar as sequências vermelha e azul:

Funções de luminosidade das duas sequencias (vermelha e azul) diferem:

Red sequence: maior luminosidade característica e menor inclinação para luminosidades baixas; diferença entre estas funções de luminosidade podem ser explicadas num cenário em que a sequencia vermelha resulta de um n° maior de major mergers.

Kauffmann et al. 2003, MNRAS, 341, 33

[file://www.if.ufrgs.br/~thaisa/2013/2003MNRAS_341___33K.pdf]

Ao invés da cor u-r, usou dois indices para classificar as galáxias. Figs. abaixo:

Comportamento dos índices com a idade da população:

D_n(4000): pequeno para população jovem e grande para população velha
Hδ_A: cresce até idade “intermediária” e depois decresce

Encontram que D_n é bi-modal, mostrando uma divisão entre galáxias dominadas por populações velhas e galáxias com formação estelar recente. Calculam massas, razões massa-luminosidade, e encontram que o universo local é dominado por galáxias com massas ~ 5 x 10¹⁰M_sun, raio contendo metade da luminosidade ~ 3kpc e densidade superficial estelar neste raio ~ 5 x 10⁹M_sun kpc^-2.

Outros resultados relevantes

Kauffmann et al. 2003, MNRAS, 346, 1055

Medindo os indices de AGN encontraram que Seyfert’s 2 tem população estelar mais jovem do que galáxias não ativas (confirmando resultados prévios para amostras menores de Cid Fernandes et al., Storchi-Bergmann et al. , Gonzalez Delgado et al.). Na verdade, AGNs apresentam uma mistura de pop. velha e jovem, e por isto ficam entre a red e blue sequence, no “green valley”, com ficou sendo chamada a região entre a blue e a red sequence.

Possível interpretação: AGN é o agente de migração das galáxias da blue para a red sequence, devido a interrupção pelo AGN da formação estelar: “quenching of star formation” que aconteceria num intervalo de tempo de 100 a 500Myr. Schawinski defendeu esta idéia por um tempo mas depois concluiu que ela não se aplicava, ver isto mais abaixo.

Mateus et al. 2006, MNRAS, 370, 721

Análise da bimodalidade das galáxias em termos de sintese de população estelar: 50000 galáxias do SDSS com Mr<-20.5
Resultado: bimodalidade é resultado de idade média da população
Dividiu em star-forming, passivas e AGNs

Tese de Husemann (Julho 2011, orientado de Lutz Wisotzky)

Fig. 1.4: Idade vs. Massa em estrelas: AGN entre a blue e red cloud: transição entre as duas sequências?
Bimodalidade observada até z~2.5 (ou seja, já existe desde z=2.5)
Entretanto, o no. de galáxias na red sequence cresceu de um fator 2 desde z=1 para z=0, enquanto que o no. de galáxias na blue sequence permaneceu o mesmo -> contínuo “crescimento” ou população da red sequence via o truncamento da formação estelar nas galáxias da blue sequence, enquanto que as galáxias na red sequence podem crescer por gas-poor mergers (ou “dry mergers”).

Em uma série de papers (2007-2012), Schawinski investigou a posição das galáxias ativas num diagrama Cor vs. Dispersão de velocidades (equivalente a um diagrama Cor x Massa ou Cor x Luminosidade ou Cor x Magnitude):

O resultado acima sugere que a atividade nuclear, quando as galáxias aparecem no “Green Valley”, seria responsável pela migração das galáxias desde a sequência azul até a sequência vermelha. Um mecanismo sugerido seria de que a atividade nuclear cessasse repentinamente a formação estelar, já que as duas sequências são separadas no diagrama, indicando que a transição é bem rápida. Um mecanismo sugerido foi o do “AGN Feedback”, ou seja, outflows e radiação do AGN cessariam a formação estelar por agitar/destruir/expulsar as nuvens de gás que formariam novas estrelas. Mas é este cenário compatírvel com as observações? Schawinski faz esta pergunta abaixo:

Schawinski mesmo conclui que este cenário não é compatível com a idade típica da população estelar na região central de galáxias ativas: a maioria tem idades que indicam que a atividade aparece depois da cessação da formação estelar, não sendo possível, portanto que a atividade seja a responsável por cessar a formação estelar. Este cenário já tinha sido proposto por mim (Storchi-Bergmann et al. 2001, ApJ, 559, 147) e por Davies (Davies et al. 2007, ApJ, 671, 1388). Então a conclusão é que a atividade nuclear aparece depois da cessação da formação estelar:

Resultado recente do survey CALIFA (Calar Alto survey):

Perez et al. 2013, ApJ, 764, L1: [file://www.if.ufrgs.br/~thaisa/2013/perez_califa_apjl_764_1_1.pdf] Espectroscopia de Campo Integral de ~100 galáxias próximas de todos os tipos de Hubble -> galáxias crescem de dentro para fora

González Delgado, 2013, A&A: [file://www.if.ufrgs.br/~thaisa/2013/califa_rosa_2013.pdf] Efeitos relacionados à massa total e densidade de massa