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possuem espectros no lado vermelho do ´otico. A gal´axia IRAS 03359+1523 (2) tem o espectro muito ruidoso tornando imposs´ıvel a identifica¸c˜ao da maioria das linhas de emiss˜ao.

8.6 Resultados

Nesta se¸c˜ao vamos apresentar outros resultados da an´alise das linhas.

Primeiramente vamos investigar na Figura 8.7 como a metalicidade das gal´axias da amostra variam com o tempo. Como j´a esper´avamos n˜ao encontramos rela¸c˜ao alguma. Entretanto lembramos que nossa amostra cobre faixas retritas em metali- cidades, de acordo com nosso crit´erio de sele¸c˜ao.

Outra quest˜ao interessante ´e investigar como metalicidade nebular se relaciona com a magnitude integrada. V´arios trabalhos exploram uma clara correla¸c˜ao entre metalicidade e luminosidade, como por exemplo Tremonti et al. (2004), Melbourne & Salzer (2002) e referˆencias l´a citadas.

Motramos na Figura 8.8 a rela¸c˜ao entre metalicidade e magnitude na banda B. Utilizamos a metalicidade derivada na se¸c˜ao anterior de acordo com DTT02. A magnitude na banda B foi compilada do NED para as nossas gal´axias. Como com- provamos nas se¸c˜oes 8.2 e 8.5, estamos considerando uma faixa bastante restrita em metalicidades, uma vez que estamos tratando de gal´axias Starburst de alta me- talicidade - de acordo com nosso m´etodo de sele¸c˜ao. Assim, para ilustrar todos os poss´ıveis valores da metalicidade nebular, graficamos a Figura 8.8 na escala da figura 6 encontrada em Melbourne & Salzer (2002) que cobre faixas maiores em metalici- dade e magnitude. A regi˜ao que compreende os dados de Melbourne & Salzer (2002) est´a representada pelo paralelogramo. Como esperado, a rela¸c˜ao que encontramos n˜ao ´e t˜ao forte, com um coeficiente de Spearman RS = 0.04. Ainda assim vemos

que nossas gal´axias ocupam a parte esquerda-superior do diagrama, indicando que a rela¸c˜ao entre metalicidade nebular e magnitude tamb´em ´e v´alida para estas gal´axias luminosas no infra-vermelho.

O cen´ario preferido para explicar esta rela¸c˜ao ´e a perda seletiva de metais atrav´es de ventos estelares intensos e por explos˜oes de super-novas, que expelem g´as quimica- mente enriquecido. Se estes eventos ocorrem em gal´axias de menor massa (gal´axias an˜as, pouco luminosas), eles ser˜ao capazes de impulsionar este material para fora do potencial gravitacional da gal´axia hospedeira. Por outro lado, quando estes eventos ocorrem em gal´axias de maior massa (mais luminosas) o material expelido continua ligado gravitacionalmente `a gal´axia hospedeira (ver Mac Low & Ferrara 1999, Gar- nett 2002 e referˆencias l´a citadas). Desta forma, gal´axias de maior massa ou mais luminosas s˜ao capazes de manter condi¸c˜oes para que as v´arias gera¸c˜oes possam ser continuamente formadas a partir de um substrato j´a enriquecido por uma gera¸c˜ao anterior de estrelas, contribuindo assim para um aumento da metalicidade geral da gal´axia.

Outros resultados da an´alise das linhas de emiss˜ao s˜ao as larguras equiva- lentes, em particular a de Hβ (ver tabela 8.6). Como vimos no cap´ıtulo 3, estas grandezas podem ser utilizadas como indicadoras do est´agio evolutivo do Starburst (Dottori 1981; Copetti et al. 1986; Leitherer & Heckman 1995). Desta forma, as larguras equivalentes funcionam como verdadeiros “rel´ogios emp´ıricos”, que relaci- onam a largura equivalente, uma grandeza observada, `a idade do Starburst - que ´e uma propriedade global.

Na Figura 8.9 plotamos WHβ contra hlog tiL(idade m´edia ponderada pela luz) e

7 8 9 8.6 8.8 9 9.2 9.4

Fig. 8.7: Rela¸c˜ao entre hlog tiL e a metalicidade 12+log(O/H) de acordo com DTT02. As conven¸c˜oes de cores s˜ao as mesmas adotadas at´e agora. Naturalmente n˜ao encontramos correla¸c˜ao alguma porque estamos amostrando uma pequena parte do espa¸co hlog tiLvs. 12+log(O/H).

-22 -20 -18 -16 -14 8

9 10

Fig. 8.8: Rela¸c˜ao entre magnitude absoluta na banda B e a metalicidade segundo a cali- bra¸c˜ao AN2 de DTT02. O paralelogramo indica a posi¸c˜ao das gal´axias de Mel- bourne & Salzer (2002). Como vemos, nossas gal´axias ocupam a parte esquerda- superior do diagrama, indicando suas altas metalicidades e luminosidades.

an´alogo ao que encontramos no cap´ıtulo 3, ainda que para uma amostra diferente e que a metodologia aqui empregada seja diferente. Nota-se outra vez como as gal´axias WR (representadas pelos quadrados azuis) s˜ao as mais jovens e encontram- se entre as que possuem as maiores larguras equivalentes de Hβ. Isto demonstra, conforme os modelos (Starburst99, por exemplo) apontam, que as popula¸c˜oes de estrelas WR s˜ao preferencialmente encontradas em Starbursts jovens, com idades de alguns milh˜oes de anos.

Por fim, mostramos na Figura 8.10 o comportamento da luminosidade de Hβ em fun¸c˜ao de log(LIR/L⊙). A luminosidade de Hβ, como vimos, ´e um conhecido

indicador da taxa de forma¸c˜ao estelar (ver referˆencias citadas acima). Como pode- mos ver, encontramos uma razoa´avel correla¸c˜ao, com RS = 0.41. Fica claro que as

gal´axias WR est˜ao entre as mais luminosas tanto no infra vermelho quanto em Hβ. Os resultados das Figuras 8.9 e 8.10 mostram que as gal´axias WR s˜ao claramente encontradas em sistemas jovens e consequentemente mais luminosos.

8.7 Resumo do Cap´ıtulo

• Na se¸c˜ao 8.1 mostramos o procedimento da medida das linhas e da defini¸c˜ao dos erros nas mesmas.

• Em seguida, na se¸c˜ao 8.2 constru´ımos diagramas de diagn´ostico que empregam raz˜oes de linhas medidas anteriormente. A principal conclus˜ao desta se¸c˜ao ´e que as gal´axias da amostra s˜ao de fato Starbursts de alta metalicidade. • Na se¸c˜ao 8.3 calculamos atrav´es das linhas de Balmer a extin¸c˜ao nebular e

corrigimos as linhas observadas por este efeito. Apesar das incertezas inerentes ao m´etodo e aos nossos dados, encontramos, na se¸c˜ao 8.4, rela¸c˜oes entre a extin¸c˜ao nebular e a linha (dubleto) do s´odio (NaD).

• Na se¸c˜ao 8.5 calculamos a metalicidade nebular. Optamos por calibra¸c˜oes simples para determinar a metalicidade. Novamente comprovamos que nossas gal´axias s˜ao Starbursts de alta metalicidade.

• Por fim, na se¸c˜ao 8.6, mostramos que a metalicidade derivada na se¸c˜ao anterior relaciona-se com a magnitude (luminosidade). Esta conhecida rela¸c˜ao s´o ´e encontrada se compararmos nossa amostra (exclusivamente rica em metais) com outras gal´axias de variadas metalicidades e magnitudes. Outra conclus˜ao ´e que as popula¸c˜oes de estrelas WR s˜ao preferencialmente encontradas em sistemas jovens.

No pr´oximo cap´ıtulo vamos analisar os espectros infra-vermelhos e chegar a ou- tras conclus˜oes a respeito destas gal´axias.

7 8 9 0 0.5 1 1.5 2

Fig. 8.9: Varia¸c˜ao da largura equivalente de Hβ com a idade m´edia das gal´axias. Este comportamento concorda com modelos evolutivos (Leitherer & Heckman 1995). Fica bastante claro que EW(Hβ) decai com o tempo. Sobretudo ´e poss´ıvel iden- tificar claramente que a idade ´e de fato um fator determinante para se encontrar gal´axias WR.

37 38 39 40 41 42 10

10.5 11 11.5

Fig. 8.10: Rela¸c˜ao entre a luminosidade de Hβ corrigida pela extin¸c˜ao e a luminosidade no infra-vermelho. Como vemos, existe uma clara correla¸c˜ao entre elas, com RS = 0.41. Vemos ainda que as gal´axias WR (quadrados azuis) est˜ao claramente entre as mais luminosas.

An´alise das Popula¸c˜oes Estelares

no Infra-Vermelho

Idealmente, para se estudar em detalhes certos objetos, deve-se observ´a-los em amplas faixas de comprimentos de onda, desde os Raios-X e Ultra-Violeta at´e o ´otico e o Infra-Vermelho. Apesar dos estudos pan-crom´aticos serem ideais para se revelar em detalhes as peculiaridades dos objetos em estudo, eles s˜ao dispendiosos tanto do ponto de vista observacional e log´ıstico quanto do ponto de vista dos dados: enormes quantidades de dados s˜ao coletadas por instrumentos com caracter´ısticas distintas.

Neste trabalho escolhemos o ´otico para estudar as popula¸c˜oes estelares (cap´ıtulo 7), as propriedades do g´as (cap´ıtulo 8) e as caracter´ısticas de estrelas massivas inde- pendentes das propriedades do g´as (conforme veremos no cap´ıtulo 10). Entretanto, escolhemos tamb´em o infra-vermelho por este conter a assinatura das super-gigantes vermelhas (RSG), estrelas mais evolu´ıdas que as estrelas WR. Al´em disso, como vere- mos, esta faixa cont´em linhas de emiss˜ao que permitem estudar outras propriedades dos Starbursts.

Neste cap´ıtulo vamos analisar, atrav´es dos espectros no infra-vermelho pr´oximo as propriedades das gal´axias da nossa amostra. Primeiramente, na se¸c˜ao 9.1, apre- sentamos uma breve introdu¸c˜ao `as caracter´ısticas e propriedades desta faixa es- pectral. Em seguida, na se¸c˜ao 9.2, vamos mostrar quais linhas vamos considerar, como elas foram medidas e como estimamos os erros nas mesmas. Na se¸c˜ao 9.3 calculamos a extin¸c˜ao do g´as e na se¸c˜ao 9.4 vamos estudar a assinatura espectral das super-gigantes vermelhas, precursoras (em alguns casos) das estrelas WR. Es- tudamos brevemente na se¸c˜ao 9.5 as propriedades do Hidrogˆenio molecular presente nestas gal´axias. Dedicamos a se¸c˜ao 9.6 ao estudo da linha de Br − γ e suas pro- priedades. Por fim, na se¸c˜ao 9.7 apresentamos nossas conclus˜oes a respeito das propriedas do g´as, taxas de super-novas e taxas de forma¸c˜ao estelar.

A an´alise apresentada neste cap´ıtulo foi feita de uma maneira completamente independente daquela que fizemos no cap´ıtulos 7 e 8 e servir´a para complementar as conclus˜oes que l´a encontramos.

Janelas Atmosf´ericas no Infra-Vermelho

Faixa em λ [µm] Banda Transparˆencia do C´eu Brilho do C´eu

1.1 - 1.4 J alta Baixo de noite

1.5 - 1.8 H alta Muito baixo

2.0 - 2.4 K alta Muito baixo