Astrofísica Extragaláctica Aula #3

Astrofísica Extragaláctica
Aula #3
Karín Menéndez-Delmestre
Observatório do Valongo Calendário de apresentações Data Alun@s Ar,gos 4-­‐abril Sorteio [PG+Grad1] + Grad2 Review: Conroy (2013) Outro: Buat et al. (2014) 25-­‐abril Sorteio [PG+Grad3] + Grad4 Review: Kormendy & KennicuN (2004) Outro: A defiinir 16-­‐mayo Sorteio [PG+Grad2] + Grad1 Review: A defiinir Outro: Rodighiero et al. 2011 28-­‐maio Sorteio [PG+Grad4] + Grad3 Review: A defiinir Outro: A defiinir 6-­‐junho Sorteio [PG+Grad] Review: A defiinir Outro: A defiinir Apresentações Orais Teremos várias aulas dedicadas a 2 seminários apresentados por 2 alunos; geralmente resumindo e discuXndo um arXgo de revisão (review) e um arXgo mais especializado. Os alunos responsáveis pela apresentação serão definidos da seguinte forma: os alunos de graduação serão assignados com tempo; no caso de alunos da PG (e um graduando pre-­‐selecionado), o/
a apresentador/a será assignado/a na hora, o que requer preparação prévia de todos estes. Aluno/a que não se apresenta para a aula do seminário levará automaXcamente um "0" no seminário desse dia (independentemente de se o seu nome é selecionado ou não). Tópicos (Parte I) 1.  Revisão: Formação e Evolução Estelar 2.  Introdução a ExtragalácXca 2.1. Contexto Histórico 2.2. Via Láctea 2.3 Conceitos Básicos em Astronomia ExtragalácXca 3.  Propriedades Gerais das Galáxias 3.1. Morfologia das galáxias 3.2. Populações Estelares 3.3. Função de Luminosidade 4.  Propriedades Gerais das Galáxias ElípXcas 5.  Propriedades Gerais das Galáxias Espirais 2.3. Conceitos básicos em ExtragalácXca Conceitos básicos • 
• 
• 
• 
• 
• 
• 
Fluxo Função de Planck Magnitude Cor ExXnção Redshil Cosmológico Correção K Conceitos Básicos: (6) Redshil Cosmológico •  A luz de galáxias distantes viaja distâncias cosmológicas: o comprimento de onda é influenciado pela expansão do Universo à a luz é desviada ao vermelho (redshiled) •  λobs = λrest (1 + z) Conceitos Básicos: (7) Correção K m − M is called the
modulus.
•  Devido ao desvio ao andvermelho, a ldistance
uz que observamos, por exemplo, na banda V corresponde a luz que foi emiXda numa banda mais azul no K−corrections
referencial da galáxias. travels towards us from cosmological distances, it is redshifted.
As light
This means that light we observe in (say) the V −band was emitted from a
bluer band intrinsically (in the rest frame of the galaxy). The K−correction
is effectively the shift between the observed and intrinsic luminosity in a
given band.
d
+K
m − M = 5 ∗ log10
10pc
Filtro, banda fixa -­‐  O λcentral da banda observada e a z=0.1
banda no referencial da galáxia é diferente -­‐  Δλ também: -­‐  dλobs=(1+z)dλrest z=0
Sunday, January 23, 2011
K−corrections
As light travels towards us from cosmological distances, it is redshifte
This means that light we observe in (say) the V −band was emitted from
bluer band intrinsically (in the rest frame of the galaxy). The K−correcti
•  No universo ocal (z=0), a relação entre mag. and
aparente e magnitude is effectively
the lshift
between
the observed
intrinsic
luminosity in
given absoluta band. (numa banda X) é dada pela seguinte fórmula: d
+ K (equação 1)
m X− MX = 5 ∗ log10
10pc
Conceitos Básicos: (7) Correção K figura (a): ²  Na 0.1 se ignoramos o desvio para o vermelho, afastar a fonte de nós só resulta numa diminuição em fluxo, conXda no termo log(d/10pc] fluxo
–  uma vez conhecemos a distância até u(a)
ma galáxia, podemos 2.6 Descrição
do Universo
determinar a magnitude absoluta (geométrica
ou vice-­‐versa) (a)
filtro
(b)
brilho
observado
fluxo no ref.
de repouso
h
Figu
entr
buiç
(além
K−corrections
As light travels towards us from cosmological distances, it is redshifte
This means that light we observe in (say) the V −band was emitted from
bluer band intrinsically (in the rest frame of the galaxy). The K−correcti
•  No universo ocal (z=0), a relação entre mag. and
aparente e magnitude is effectively
the lshift
between
the observed
intrinsic
luminosity in
given absoluta band. (numa banda X) é dada pela seguinte fórmula: d
(equação
1)
+K
m X− MX = 5 ∗ log10
2.6 Descrição
geométrica
do Universo
10pc
Conceitos Básicos: (7) Correção K (a)
fluxo
led the•  distance
modulus.
Para uma galáxia com z>0, a banda observada é diferente da banda no referencial da galáxia: ns
filtro
fluxo no ref.
de repouso
-­‐  A correção K toma conta da brilho
observado
towards mudança us fromna cosmological
distances, it is redshifted.
h
banda no t light wereferencial observe din
the Vb−band
was emitted from a
a g(say)
aláxia (Figura ) (b) K−correction
nsically (in
the galaxy). The
– nthe
este rest
caso, frame
também of
implica filtro
fluxo com
uma diminuição no fluxo (K>0) e shift between
the observed
and intrinsic luminosity in a redshift
fluxo
0.1
d
+K
m − M = 5 ∗ log10
10pc
brilho
observado
Figura
entre o
buição
(além
inter-e
da me
h
A relação entre as magnitudes aparente (“redshifta
As light travels towards us from cosmological distances, it is reds
lled the distance
modulus.
This means
that light we observe in (say) the V −band was emitted
bluer band intrinsically (in the rest frame of the galaxy). The K−cor
ns
is effectively the shift
between the observed
and intrinsic luminosi
(hNp://lanl.arxiv.org/abs/astro-­‐ph/0210394)
given band.
•  No universo local (z=0): d
s towards us from cosmological mdistances,
it
is
redshifted.
+ K (equação 1)
− MX = 5 ∗ log10
X
10pc
at light we observe in (say) the V −band was emitted from a
insically
(incaso thedrest
frame
of the
galaxy).
K−correction
•  No e uma galáxia com z~0.6 e oThe
bservada com um filtro na he shift banda between
V: the observed and intrinsic luminosity in a
Conceitos Básicos: (7) Correção K d
+K
m V− MU = 5 ∗ log10
VU
10pc
as magnitudes (aparente e absoluta) que aparecem na eq. 1 NÃO correspondem à mesma banda! z=0.1–  Isso, porque a luz que observamos na banda V corresponde à luz que foi emiXda na banda U (mais azul que V) no referencial da galáxia à O valor da correção K depende do SED da galáxia em questão (da forma do espectro), da banda e do redshil. Conceitos Básicos: (7) Correção K (hNp://lanl.arxiv.org/abs/astro-­‐ph/0210394) Exercicio: Qual é o signo (+vo? -­‐vo?) da correção K das bandas indicadas se consideramos M82 num redshil z~2? SED do starburst M82 (z~0)
Conceitos Básicos: (7) Correção K (hNp://lanl.arxiv.org/abs/astro-­‐ph/0210394) SED de Arp220
•  Efeito do redshil no SED observado de uma galáxia •  Correção K negaXva! à Grande avantagem para estudar emissão submilimétrica (e no IV distante) de galáxias em alto redshil: fica mais fácil a detecção quanto maior o redshil! http://www.mpia-hd.mpg.de/homes/decarli/science.html
Tópicos (Parte I) 1.  Revisão: Formação e Evolução Estelar 2.  Introdução a ExtragalácXca 2.1. Contexto Histórico 2.2. Via Láctea 2.3 Conceitos Básicos em Astronomia ExtragalácXca 3.  Propriedades Gerais das Galáxias 3.1. Morfologia das galáxias 3.2. Populações Estelares 3.3. Função de Luminosidade 4.  Propriedades Gerais das Galáxias ElípXcas 5.  Propriedades Gerais das Galáxias Espirais II. Propriedades Gerais das Galáxias 2.1. Morfologia das galáxias 2.1.1. Sistemas de Classificação Referência: Galac8c Astronomy de Binney & Merrifield §4.1.1 2.1.2. Propriedades Astro•sicas dos Tipos de Galáxias – Correlações •sicas – Correlações em função do ambiente – Diferencias dinâmicas 2.2. Populações Estelares •  Distribuição Bi-­‐modal de cor 2.3. Função de Luminosidade Tipos de Galáxias •  Podemos classificar as galáxias de acordo com sua aparência (morfologia) e/ou outras propriedades. •  Há vários sistemas de classificação de galáxias. O mais conhecido é a classificação de Hubble, baseado na aparência morfológica das galáxias. Requisitos para a classificação de galáxias •  Grande amostra de galáxias. •  Homogeneidade nas imagens: –  Tempo de exposição adequado –  Filtro semelhante –  Mesma faixa de redshil •  Buscar padrões e similaridades nas galáxias. •  Classificação deve ser unívoca. Esquemas de classificação: os biases •  Os esquemas tradicionalmente usados para a classificação de galáxias baseiam-­‐se em imagens fotográficas ou imagens tomadas no filtro B. Desta forma, a cor não tem efeito nesses esquemas de classificação de galáxias. Nota: -­‐  Esses esquemas tradicionais são apropriados somente às galáxias mais luminosas e deixam de lado boa parte das galáxias de menor brilho. Problemas na classificação: tempo de exposição •  Imagens tomadas com tempo de exposição diferentes podem levar a classificações morfológicas diferentes, inclusive para um mesmo objeto. NGC 5128 (também conhecida como Centauro A) em duas imagens, tomadas com diferentes tempos de exposição Problemas na classificação II: Banda de observação •  Imagens para a classificação devem ser obXdas no mesmo filtro, já que a forma da galáxia varia substancialmente, dependendo do filtro usado na observação. M 81, observada através de diversos filtros ou em diferentes faixas do espectro eletromagnéXco. Na seqüência, observações em raios x, UV, visível, NIR e FIR. NGC 253 •  NGC 253 exemplifica um dos casos de classificação ambígua, em função filtro escolhido para sua observação. No visível, esta galáxia era considerada uma espiral normal. Porém, dados no infravermelho próximo indicam que ela seja barrada. Esquemas de Classificação Sequência (Diagrama) de Hubble •  Hubble (1936) desenvolveu o sistema de classificação de galáxias mais conhecido. –  Seu diagrama, chamado por vezes de diagrama de diapasão (“tuning fork diagram”), separa as galáxias entre elípXcas e espirais, e estas entre barradas e não barradas. Espirais
Elípticas
The Hubble
Sequence
Por razões históricas, as galáxias elípXcas e lenXculares são conhecidas como galáxias de Xpo anterior (“early-­‐type”); as galáxias espirais, como Xpo tardio (“late-­‐type”) Sequência (Diagrama) de Hubble •  Hubble (1936) desenvolveu o sistema de classificação de galáxias mais conhecido. –  Seu diagrama, chamado por vezes de diagrama de diapasão (“tuning fork diagram”), separa as Irr
galáxias entre elípXcas e espirais, e estas entre barradas e não barradas. Irregulares
Espirais
Elípticas
The Hubble
Sequence
–  Algumas modificações a esse sistema foram posteriormente introduzidas por outros autores (Irr, Sandage) Galáxias elípXcas •  Galáxias que apresentam perfil de luminosidade suave e sem estruturas. •  Na classificação de Hubble, são designadas por En, onde n = 10[1-­‐(b/a)]; b/a é a razão axial aparente da galáxia. –  uma galáxia que nos pareça completamente arredondada corresponde ao Xpo E0 –  uma galáxia que possui um eixo maior duas vezes mais alongado do que o eixo menor corresponde ao Xpo E5. Exemplos de galáxias elípXcas NGC 4697
M59
M94
M60
M110
M49
LenXculares (S0s) •  Galáxias caracterizadas por condensação central de brilho similar a uma galáxia elípXca, envolta em uma componente difusa com brilho decrescente correspondente a um disco externo (o que diferencia as S0s das elípXcas). –  A condensação central recebe o nome de bojo. –  São designadas como S0 ou SB0, de acordo com serem não barradas ou barradas. –  A região de brilho decrescente é achatada e pode, por vezes, conter poeira. –  Algumas lenXculares apresentam “lentes”, como discos residuais. NGC4526
LenXculares Bojo central “Envoltório” Lentes LenXculares (S0s) •  A classe das S0s é extremamente di•cil de ser classificada e por isso está sujeita a conter o maior número de incorreções –  Normalmente a classificação é definida pela presença de uma componente difusa correspondente a um disco externo, que não deveria estar presente nas elípXcas. –  Além disto não vê claramente a presença de braços, †picos das espirais, exceto em imagens residuais. Subdivisão das S0 •  As S0 são subdividas em S01, S02 e S03 em função da quanXdade de poeira que apresentam. S02
S01
S03
Subdivisão das SB0 •  As SB0 são subdivididas em SB01, SB02 e SB03 em função da proeminência da barra. SB02
SB01
SB03
Galáxias Espirais •  Galáxias caracterizadas por um condensação central de brilho, semelhante a uma elípXca, centrada em um disco afinado que contém estruturas de luminosidade em formato espiral. –  Chamam-­‐se braços espirais, essas estruturas presentes nos discos das galáxias. –  A condensação central recebe o nome de bojo. Espiral vista de topo Bojo central
Braços espirais
Região interbraços
(ou entrebraços)
Espiral vista de perfil Bojo central •  Vistas de lado elas tem a aparência de um disco. Disco Quando vistas de perfil, as espirais geralmente apresentam uma extensa faixa equatorial escura, que é obscurecida pelo gás no disco galácXco Faixa de absorção pela presença de gás no disco Subdivisão das Espirais •  São designadas pelas classes Sa, Sb, Sc e Sd, em ordem de importância do bojo central e o grau de abertura dos braços espirais. –  Os critérios usados por Hubble para essas classes são insaXsfatórios pois não são mutuamente excludentes. Por exemplo: Podemos ter uma espiral com bojo proeminente e braços relaXvamente abertos. Subdivisão das Espirais •  São designadas pelas classes Sa, Sb, Sc e Sd, em ordem de importância do bojo central e o grau de abertura dos braços espirais. –  Os critérios usados por Hubble para essas classes são insaXsfatórios pois não são mutuamente excludentes. –  Percebe-­‐se nas galáxias Sc e Sd Sa
      
uma maior vidência de ós de   
e

n
formação stelar e regiões HII   
e


à
 
(devido ionização por 
estrelas   
 
jovens) –  Em p
arXcular Sd não tem as 
   
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 

Sc
espiral como nas Sa/Sb/Sc. Sb
Sd
NGC 5585 Sd
Subdivisão das Espirais •  São designadas pelas classes Sa, Sb e Sc, em ordem de importância do bojo central, grau de abertura dos braços espirais e capacidade de resolução do braço em estrelas ou regiões H II. –  Percebe-­‐se nas galáxias Sc e Sd uma maior evidência de nós de formação estelar e regiões HII (devido à ionização por estrelas jovens) –  Em parXcular as Sd não tem uma clara organização do padrão espiral como nas Sa/Sb/Sc.       
        
      
       
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       
      

Sa
Sb
Sc
Sd
NGC 5585 Sd
Espirais intermediárias •  A classificação morfológica é tanto mais incerta quanto maior for a inclinação entre a linha de visada e o eixo de rotação da galáxia. –  Em alguns casos, classificações intermediárias (Sab, Sbc, etc) são capazes de levar em conta a incerteza na classificação. Sab
Sbc
Espirais Barradas •  Caracterizam-­‐se por uma condensação central de brilho imersa em um disco achatado, como as espirais normais. Todavia, apresentam uma estrutura luminosa central semelhante a uma barra, que atravessa o bojo, e da qual costumam emergir os braços espirais. •  A origem da barra é moXvo de discussões na literatura mas provavelmente trata-­‐se de uma instabilidade dinâmica associada com os mesmos processos que dão origem aos braços espirais. NGC1300
Bojo central Barra NGC1300
Braço espiral Subdivisão das Espirais Barradas •  São designadas por SBa, SBb e SBc, em ordem de importância do bojo central, grau de abertura dos braços espirais e capacidade de resolução do braço em estrelas ou regiões H II. •  Em vários casos o término da barra é marcado pela presença de um anel. SBb
SBc
SBa
Barradas Intermediárias •  Assim como no caso das espirais normais, as espirais barradas podem apresentar caracterísXcas ambíguas ou serem vistas de perfil. Classes intermediárias (e.g., SBab) costumam ser usadas para lidar com esses casos. NGC 1512
SBab
SBbc
Galáxias Irregulares •  A classificação original de Hubble não contempla galáxias não-­‐
elípXcas e não-­‐espirais. Dentre estas, as Nuvens de Magalhães são os exemplos mais flagrantes da incompleteza dessa classificação. Foram posteriormente incluídas no diagrama de Hubble por Sandage, como uma classe a parte. •  As irregulares não possuem nem braços espirais, nem uma estrutura suave, nem um bojo •  Não tem uma forma bem definida. Allan Sandage
Irregulares de Xpo I (Irr I) •  Na classificação modificada de Hubble, são sistemas que não apresentam estrutura espiral, mas também não simetria. •  Apresentam nós brilhantes (na verdade, regiões H II ou associações OB) compostos por estrelas massudas. Sextans A
NGC 6822
Irregulares do Xpo II (Irr II) •  Em Irr II, não é possível resolver estrelas. •  Esses sistemas são geralmente amorfos. Nota: Uma vez que a capacidade de resolver estrelas diminui com a distância ao objeto, irregulares muito distantes não são facilmente separáveis nas classes Irr I e Irr II. M 82
NGC 1215
de Vaucouleurs Espirais de de Vaucouleurs •  De Vaucouleurs considerou que a classificação de Hubble dá conta da elípXcas, mas é incompleta para as espirais: •  Diversas estruturas nas galáxias espirais deveriam ser consideradas na classificação, como a presença de anéis (r) circungalácXcos, braços (s). A classe das espirais foi ampliada
com os subtipos Sd e Sm
(magalhânicas). Também se
devia considerar se a galáxia
tinha anel (r) ou não (s).
A classificação de de
Vaucouleurs é particularmente
detalhada para espirais, como
pode ser visto nesse
esquema.
Note que de Vaucouleurs propõe a
classificação SA para espirais normais, em
analogia com as espirais barradas: SB.
A classe das espirais foi ampliada
com os subtipos Sd e Sm
(magalhânicas). Também se
devia considerar se a galáxia
tinha anel (r) ou não (s).
A classificação de de
Vaucouleurs é particularmente
detalhada para espirais, como
pode ser visto nesse
esquema.
Note que de Vaucouleurs propõe a
classificação SA para espirais normais, em
analogia com as espirais barradas: SB.
A classificação de De Vaucouleurs costuma ser usadas em paralelo à de Hubble, para melhor definir a morfologia galácXca. Estágio de Hubble (8po T) •  De Vaucouleurs introduz o estágio de Hubble (T), uma variável que permite quanXficar o Xpo morfológico. Essa variável mostra que a classificação de de Vaucouleurs é mais con†nua. •  Permite, quanXficar as comparações com outras propriedades. Espirais Magalhânicas •  Foram propostas por de Vaucouleurs. Consistem de galáxias irregulares que apresentam disco, como a Grande Nuvem de Magalhães. •  São classificadas como Sm. Espirais aneladas •  As galáxias espirais aneladas (com classificação “r”) possuem braços espirais que se pronunciam a parXr de um anel ESO 565-11
IC 5240
M 95
ElípXcas anãs •  As elípXcas contempladas na classificação de Hubble são grandes e brilhantes. •  Os modernos levantamentos de galáxias mostram que boa parte das elípXcas distantes são muito menores e mais nucleadas do que as elípXcas de Hubble. •  Esses objetos recebem a denominação dE (dwarf ellipXcal = elípXca anã). NGC 185
M 32
M 110
Esferoidais anãs •  Galáxias não contempladas no esquema de Hubble, por lhe serem desconhecidas. •  Nelas, a taxa de formação estelar parece ser tão baixa, que muito pouco de sua luz pode ser observada contra o fundo de céu. –  O brilho superficial é muito baixo •  São designadas como dSph (dwarf spheroidals). Fornax
Pegasus
Irregulares anãs •  Desconhecidas por Hubble, esse grupo de galáxias assemelha-­‐se às irregulares, mas são consideravelmente pequenas. •  São designadas por dIrr (dwarf irregulars). Antlia
SagDIG
DD0 63
Galáxias peculiares •  Um conjunto de galáxias não parece encaixar-­‐se em nenhum critério. •  São consideradas “peculiares”. •  Geralmente são galáxias interagentes. Anulares •  Peculiares que apresentam estrutura sob a forma de anel, na qual se observam estrelas azuis de alta massa. •  Sua formação é ainda desconhecida. •  Crê-­‐se que tenham adquirido essa aparência em fusões com outras galáxias (collisional rings) Objeto de Hoag
AM 0644-741
Galáxias de anel polar •  Peculiares que possuem um anel de estrelas orientado na direção polar, com respeito ao disco. •  Provavelmente são galáxias em fusão. NGC 660
NGC 4650A
Sistema DDO (Luminosity Class) •  Proposto por van den Bergh. Introduz a luminosidade da galáxia como critério classificatório e introduz a classe de galáxias anêmicas (A), que têm pouco gás e formação estelar. Sidney van den Bergh
Classes de braços espirais (AC=“arm class”) •  Elmegreen & Elmegreen (1982; MNRAS 201, 1021) propuseram uma classificação morfológica de espirais baseada exclusivamente na forma dos braços espirais. As figuras abaixo apresentam as 12 classes propostas, de 1 a 12. AC1 = Flocculent spirals = braços caóticos, fragmentados, com multiples segmentos
AC1
AC12
AC12 = Grand-design spirals = 2 braços compridos dominam o disco
Classificação galácXca no NIR •  Tom Jarret usou imagens do 2MASS para criar um esquema de classificação morfológica de galáxias no infravermelho próximo. Jarrett
ATLAS 3D “comb” •  ATLAS 3D = levantamento recente de 260 galáxias de Xpo anterior (D<42Mpc) –  Espectroscopia de campo integral Nova classificação proposta integra: •  CinemáXca (rotação) •  Populações estelares hNp://www-­‐astro.physics.ox.ac.uk/atlas3d/ Classificação de galáxias “primiXvas” •  Galáxias distantes (alto redshil) apresentam-­‐se em seus estágios iniciais de evolução, quando se espera que diversas colisões ocorram, após as quais as galáxias adquiririam a forma atual. Embora existam elípXcas e espirais no universo primiXvo, muitas apresentam irregularidades e assimetrias, que requerem o estabelecimento de critérios de classificação próprios. Classificação de galáxias “primiXvas” •  Uma desmostração disso é que os astrónomos que se especializam em alto redshil, falam de: clumpy galaxies, chains, tadpoles, blobs, train wrecks, etc. z=
Buta+11:
http://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept11/Buta/Buta13.html
Automa8zação da Classificação de Galáxias •  Levantamentos modernos geram uma grande quanXdade de imágens de galáxias •  Há a necessidade de desenvolver métodos de classificação objeXvos e eficientes (rápidos!) –  Sistema de parámetros CAS (concentração da emissão, assimmetria e suavidade na distribuição) (Abraham et al. +96; Conselice+03)
•  Concentração: correlação com razão bojo/disco, portanto, correlacionado com Xpo espiral vs. elípXco –  e.g., índice Sersic •  Assimetria: correlação com distorções/interações •  Suavidade/Clumpiness: traça formação estelar, a presença de mulXplos componentes num sistema merger –  M20, parámetro Gini –  Côr: correlação com idade da população estelar (elípXca vs. espiral) 0.0
0.5
1.0 1.5
u-grest
2.0
2.5 0.0
0.5
1.0 1.5
u-grest
2.0
2.5 0.0
0.5
1.0 1.5
u-grest
2.0
2.5
Automa8zação da Classificação de Galáxias F IG . 3.— Sérsic index n plotted against SSFR (top row) and u − grest color (bottom row) for galaxies with 1.2 × 1010 M⊙ < Mstellar < 1.3 × 1011 M⊙ , at z = 0,
z ∼ 1 and z ∼ 2. Arrows indicate upper or lower limits. Profile shape and SSFR are anticorrelated in all three wavelength bins, whereas profile shape and color
show a positive correlation. The relations between these morphological parameters are similar in all three redshift bins, although on average galaxies are bluer
and have higher SSFRs and lower Sérsic indices at high redshift. The similarity of the relations at z = 0 and z ∼ 2 suggests that the Hubble sequence was already
in place for massive galaxies at z ∼ 2.
2.5
2.0
rest-frame u-g color
•  Levantamentos modernos geram uma grande quanXdade de de Hubble em z~2? imágens de Sequência galáxias kpc
•  Há a 10necessidade de desenvolver métodos de classificação 2
objeXvos e eficientes (rápidos!) redshift
–  Sistema de parámetros CAS (concentração da emissão, assimmetria 1.5
1
e suavidade na distribuição) (Abraham et al. +96; Conselice+03)
1.0
0.5
•  Concentração: correlação com razão bojo/disco, portanto, 0
correlacionado com Xpo espiral vs. elípXco 0.0
-12
-11
-10
-9
-8
–  e.g., índice Sersic log SSFR (yr )
Szomoru et al. 2011
F IG . 4.— Galaxy• morphologies
from z ∼ 2 c
toorrelação z = 0, as a function of
SSFR. The
colors of the galaxies have been obtained by scaling their rest-frame u − g colors
Assimetria: com distorções/interações to the image’s RGB space, as indicated by the color bar. The range in galaxy structure at z ∼ 2 is very great, and is accompanied by a large range in galaxy colors.
There is considerable evolution towards redder colors and lower SSFRs from z ∼ 2 to z = 0. However, signs of a Hubble sequence (i.e., high SSFR galaxies are
“diskier”, more extended
and bluer than low SSFR galaxies) appear totraça exist at z ∼
2.
•  Suavidade/Clumpiness: formação estelar, a presença de mulXplos componentes num sistema merger –  M20, parámetro Gini -1
–  Côr: correlação com idade da população estelar (elípXca vs. espiral)