ASTROFÍSICA

EXTRAGALÁCTICA

2004 Hubble Deep Fields

The Hubble Deep FieldsHDF-N

HDF-S

HDFsO objetivo da obtenção destes campos foi o de conseguir as imagens mais profundas até hoje obtidas para se examinar galáxias em seus estágios iniciais.

Os campos foram selecionados de forma a evitar a presença de estrelas brilhantes, radiofontes, galáxias próximas, além de estarem situados em uma região de baixa extinção galáctica.

O HDF-S incluiu como critério de seleção, pelo menos um QSO que seria útil para o estudo de linhas de absorção ao longo da linha de visada.

Ambas as regiões escolhidas deveriam estar continuamente no campo de visão do HST, durante o período de 10 dias os quais foram integrados.

As áreas cobertas pelo HST foram: HDF-N: 5.3 arcmin2 (WFPC2) F300W, F450W, F606W e F814WHDF-S: 0.7 arcmin2 (STIS + NICMOS)

Estrelas no HDF-N

Embora algumas das fontes pontuais detectadas pelo HST possam ser atribuídas à estrelas, a contaminação parece ser grande. Em particular fontes azuis poderiam ser anãs brancas jovens, ou até anãs brancas velhas de baixa metalicidade que se tornariam azuladas ao esfriarem. Com isso parte da classificação de galáxias deve ser revisada levando algumas destas a se tornarem anãs brancas. Isto afeta a contagem de galáxias.

Um outro ponto interessante, é o de que a função de luminosidade de estrelas do Halo, não dá suporte a hipótese de que estrelas da seqüência principal poderiam ser constituintes importantes da matéria escura do halo.

Galáxias no HDF

Cores e Morfologia:

No Universo Local as galáxias próximas a L* da FL são elípticas,lenticulares e espirais, dominando a distribuição de densidades de massa e de luz. No entanto as anãs espirais e elípticas dominam em número. A população de galáxias luminosas “peculiares” ou em interação é de 2-7%.

HDF apresenta uma proporção de 40% de galáxias Ir/Pec/merger em I=25. Este efeito deve ser real, mesmo levando em conta efeitos de mudança de banda no referencial de repouso, confirmado pela manutenção das características encontradas quando examinadas em outras bandas (ver próximo slide).

A grande quantidade de estruturas peculiares encontradas nestes objetos não são prováveis de persistirem por longos tempos, sugerindo que estes objetos devem ser genuinamente jovens, cuja luz é devida principalmente a populações jovens de estrelas registradas tanto no UV como IR.

Imagens de alguns dos objetos do HDF-N, mostrando o crescente grau de complexidade e peculiaridade com a profundidade.

Galáxias no HDFContagens de Galáxias: ( N(m) } m0.6 )

Um dos problemas para se realizar contagens de galáxias no HDF, é a grande quantidade de galáxias com isofotas superpostas. Dependendo das metodologias de “splitting” imagens e de calibração das magnitudes, resulta em uma diferença nas contagens.A diferença das inclinações e quebras nas contagens, é reflexo de mudanças de cor em populações de mag fracas, devido a correção-K e evolução.

Galáxias no HDFContagens de Galáxias: ( N(m) } m0.6 )

Não existem artigos que comparem as previsões de N(m) resultante de modelos semi-analíticos da cosmologia de plantão com os dados HDF.

Os modelos No-evolution que levam em conta a LF a Z=0 não são fisicamente razoáveis, mas ajudam a prever quanto e que tipo de evolução é requerido para se reproduzir os dados observacionais.

Os modelos Pure Luminosity Evolution, basicamente exploram variantes da idéia de que as galáxias se formaram a um Zf, com alguma história de formação estelar (t), sem mergers.

Alguns modelos fazem a inclusão de populações de galáxias menos luminosas que ficariam excluídas nestas contagens profundas.

Evolução de galáxias ------------> próximo slide

A questão da evolução envolve:- cor - galáxias no passado eram mais azuis (estrelas jovens=quentes= azuis)- número - aglutinações de pequenas galáxias no passado para formar as atuais.

Galáxias no HDF

Galáxias no HDFEvolução secular na estrutura de uma galáxia

Galáxias no HDFTamanhos de galáxias:

)11( )1()1( )1(

00

2200

2

−+−−+

=+

=zqzq

zqcDH

dzD

L

θ

Distância luminosidade

Diâmetro linear

Diâmetro angular

Os exame dos tamanhos das galáxias no HDF, é controvertido por causa dos procedimentos usados na determinação de seus raios e do brilho superficial adotado. Alguns autores encontram que até z~1.2 a evolução nos tamanhos e luminosidades é moderada, sendo mais forte além destes redshifts. Galáxias com z>2 são mais compactas que aquelas a Z=0 com L~L*.

Galáxias no HDF

Redshifts: Espectroscópicos e Fotométricos

Praticamente todos os redshifts foram obtidos com o telescópio Keck, porem apenas para 5% das galáxias. Isto no entanto corresponde a uma densidade de 30 redshifts por arcmin2 entre intervalo de 0.089 < z < 5.60.Foram os estudos do HDF-N que impulsionaram a indústria do redshiftfotométrico, uma vez que as magnitudes limites dos objetos do HDF são 100 vezes mais fracas do que o limite prático para espectroscopia em telescópios da classe de 10m.

Galáxias com z > 6.5 não devem ter fluxo detectável no óptico. Na verdade existe uma candidata a z > 12, considerada um J-dropout, pois foi detectada pelo NICMOS em 1.6 e não em J110 ou óptico.

Redshift fotométrico:Basicamente desenvolvida por W.A. Baum em 1962 utilizou fotometria fotoelétrica em bandas largas para determinação da SED de galáxias elípticas em Virgo e em um aglomerado distante. Plotando as duas SEDem escala logarítmica, como se fossem espectros de baixa resolução, ele pode calcular o deslocamento das SED e estimar o redshift. Como a técnica dependia da quebra a 4000Å, ela só era útil para elípticas.

Redshift fotométrico:Outra forma de determinar phot-z é através de diagramas de cor (Koo1985), que utilizou 4 bandas e modelos teóricos de SED de Bruzual dos quais extraiu cores. Nestes diagramas determinou linhas de redshiftsconstantes para tipos espectrais diferentes, chamadas linhas de iso-z.

Redshift fotométrico:

Outra forma de estimar redshift é a chamada UV-dropout fazendo uso do Lyman break em 912Å oudescontinuidade de Balmera 4000Å.

Galáxias no HDFCinemática de galáxias:Espectroscopia foi feita na tentativa de se impor vínculos nos modelos de evolução de massa/luminosidade. Em um dos estudos (Vogt et al. 1997) mostram que galáxias em z~0.5 seguem uma relação Tully-Fisherlinear, e com inclinação similar a das galáxias locais, porem deslocada de 0.4 mag em direção a parte brilhante, sinal de modesta evolução em L.

Galáxias no HDFInfravermelho Médio:Observações com satélite ISO de objetos do HDF-N tem como contrapartida óptica, galáxias brilhantes com 0 < z < 1.2. Identificações são problemáticas devido a PSF de 9” em 15 m. Muitas das fontes detectadas são radiofontes, embora não detectadas pelo SCUBA.

Neste intervalo de z, as detecções em 15 m, são provenientes de bandas de emissão não identificadas, incluindo aquelas intensas entre 6.2-8.6 m típicos de starburst e AGNs.

Galáxias no HDFRadiofontes:VLA + MERLIN detectaram 91 fontes incluindo os campos adjacentes, enquanto que no campo central foram 16 fontes. As contrapartidasópticas da maioria delas revela que são galáxias brilhantes (<I>~22) a 0.4 < z < 1. A parte de alguns AGNs (20%) localizados em elípticas gigantes, a maioria dos objetos são galáxias com disco, algumas vezes distorcidas ou em interação.

10% dos objetos possuem contrapartidas ópticas muito fracas, e devem ser galáxias com starburst envoltas em poeira. Várias destas foram detectadas em 850 m pelo SCUBA.

Galáxias no HDF

Galáxias no HDFAGNs:

O estudo da densidade de AGNs no HDF é de interesse por sua conexão com o background de raios-x e para a explicação de reionização do Universo a altos Zs.

Além de não terem sido encontrados candidatos em altos Zs, um limite superior de 20 objetos foi o determinado a baixos Zs. Isto é insuficiente para suportar a ionização do IGM através da emissão no UV.

Os dados também sugerem que BNs não se formam com eficiência constante dentro de halos de matéria escura fria.

Galáxias no HDFIGM:

Estudo do meio intergaláctico deve ser feito usando o QSO do HDF-S através de espectroscopia que revele os detalhes das nuvens de Ly- .

A densidade de nuvens de Ly- , no intervalo de Zs estudado (1.5 <z< 1.9) é maior do que a encontrada em estudos anteriores.

Galáxias no HDF

Aglomerações de galáxias:

Este é um dos pontos onde as análises são mais discrepantes. Isto acontece devido a vários fatores como: a pequena área, aliada a dificuldade de separação de objetos (superposição de isofotas), uso de diferentes metodologias de identificação de objetos, levando a criação de catálogos distintos.

Um dos pontos onde existe um acordo razoável, é o de que por meio de estudo da função de correlação, haveria indicação de um forte sinal de aglomeração para Z > 3, o que estaria em acordo qualitativo com Ly-break galaxies em amostras obtidas com telescópios no solo.

Galáxias no HDFGaláxias Elípticas:

Para resolver a disputa entre modelos monolíticos e hierárquicos de formação das elípticas, um dos pontos chave é quando elas adquirem a sua massa, e se as estrelas se formaram in situ, ou em galáxias menores que sofreram mergers a posteriori.

Dos muitos trabalhos examinando o HDF para abordar estas questões, aliados a informação de telescópios em terra, o quadro que surge é:- Galáxias elípticas similares às de Z=0, tem estado presente no campo desde Z~1 com densidade espacial similar a da era presente;- Estatisticamente existe a indicação de um forte declínio na densidade espacial para Z>>1, que poderia ser o resultado de formação estelar obscurecida por poeira, ou perturbações morfológicas produzidas por mergers .

Galáxias no HDFEvolução Química e taxa de formação estelar:Madau et al em 1996 apresentaram um diagrama de produção de metais e formação de estrelas, em que conecta amostras de baixos com altos (HDF) Zs. Como a produção de metais é diagnosticada pelo UV, e a formação estelar tem que levar em conta a parte de baixa massa da IMF, esta última tem mais dificuldade em ser determinada.

Galáxias no HDFEvolução Química e taxa de formação estelar:

Como a modificação dos critérios de seleção por cores, a formação estelar em Z > 2 ganha nova forma, e com a inclusão de dados mais atuais a taxa de SFR fica como a da figura abaixo, indicando um pico deformação estelar por volta de Z~2.