Estudo Espectroscópico da Galáxia Peculiar AM0117-412
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UNIVERSIDADE ESTADUAL DE FEIRA DE SANTANA DEPARTAMENTO DE FÍSICA GIUANA ALVES DA SILVA Estudo Espectroscópico da Galáxia Peculiar AM0117-412 FEIRA DE SANTANA - BA MAIO-2016
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UNIVERSIDADE ESTADUAL DE FEIRA DE SANTANA
DEPARTAMENTO DE FÍSICA
GIUANA ALVES DA SILVA
Estudo Espectroscópico da Galáxia Peculiar AM0117-412
FEIRA DE SANTANA - BA
MAIO-2016
GIUANA ALVES DA SILVA
Estudo Espectroscópico da Galáxia Peculiar AM0117-412
FEIRA DE SANTANA - BA
MAIO-2016
Monografia apresentada ao Curso de Bacharelado em Física da
Universidade Estadual de Feira de Santana como requisito para obtenção
do título de Bacharel em Física.
Orientador: Prof.º Dr. Paulo César da Rocha Poppe.
Estudo Espectroscópico da Galáxia Peculiar AM0117-412
Aprovada em 20 de maio de 2016
Monografia apresentada ao Curso de Bacharelado em Física
da Universidade Estadual de Feira de Santana como requisito
para obtenção do título de Bacharel em Física.
Dedico este trabalho à minha família.
AGRADECIMENTOS
Na trajetória acadêmica encontrei muito desafios mas também fui agraciada em
conhecer pessoas excepcionais que suavizaram os transtornos das etapas que passei.
É com imensa gratidão que expresso meus sentimentos a todos que contribuíram
para minha formação. Agradeço a Deus por te me colocado onde estou e ter estado comigo em
todo o processo, pois sei que sem ele nada posso fazer. Agradeço à minha mãe Eliane Alves e
minha irmã Aniele Alves, que sempre me deram forças para nunca desistir. Agradeço ao meu
namorado, Walison Pires, pelo companheirismo e pela ajuda nos momento difíceis. À toda
minha família que compreendeu minhas ausências e me confortou com palavras de ânimo.
Sou grata também a Deus por te me dado o privilégio de conhecer meu orientador
Dr. Prof. Paulo César da Rocha Poppe, que sem dúvida foi o que mais colaborou para minha
formação acadêmica e pessoal durante o curso, ensinando-me através do exemplo. Agradeço
aos professores do curso em especial: Dra. Prof. Vera Aparecida Fernandes Martin e Dr. Prof.
Iranderly Fernandes de Fernandes que são pessoas fantásticas.
À todos do Grupo de Astronomia Teórica e Observacional (G.A.T.O), onde
encontrei o apoio para o desenvolvimento da minha pesquisa. Em especial à Rennan, Marcos
e Wilton, meus companheiros de estudos, que dividiram comigo o mesmo “barco” e se
tornaram grandes amigos.
Agradeço à PROBIC/UEFS e ao PIBIC/CNPq pelo apoio financeiro. Agradeço ao
OPD/LNA-MCTI que forneceu os dados espectroscópicos para este trabalho de pesquisa.
Enfim agradeço a todos que fizeram parte desta história que está apenas no começo.
“Tu te tornas eternamente responsável por aquilo que cativas.”
Do livro O Pequeno Príncipe
RESUMO
As chamadas Galáxias Peculiares, quando observadas no visível, são caracterizadas
por apresentarem algumas particularidades em sua morfologia. Estudos baseados em
simulações numéricas apontam que as mesmas possuem origem em processos gravitacionais
do tipo fusão (“merging”, onde dois ou mais objetos são combinados em uma única estrutura),
colisão (neste caso, temos uma seção eficaz de colisão/impacto) e efeito de maré (“tidal
interaction”, onde uma galáxia passa próxima o suficiente para perturbar gravitacionalmente a
estrutura de uma segunda galáxia). O fenômeno de interação gravitacional em galáxias nos
força a re-examinar o nosso ponto de vista sobre a classificação e evolução das mesmas.
Como uma contribuição para esta temática, realizamos um estudo espectroscópico da
galáxia peculiar colisional AM0117-412, conhecida em diversos catálogos extragalácticos
como "Boomerang", sendo formado pelo par interagente ESO 296-IG 011 NED01 e ESO
296-IG 011 NED02 (daqui para frente, NED01 e NED02). As observações no óptico foram
realizadas no OPD/LNA-MCTI (Observatório do Pico dos Dias/Laboratório Nacional de
Astrofísica – Ministério de Ciência e Tecnologia e Inovação – daqui para frente, OPD) com o
espectrógrafo Cassegrain no foco principal do telescópio Perkin-Elmer de 1,6m.
Os espectros nucleares residuais (observado menos modelado), obtidos com o código
de síntese espectral Starlight, revelam razões de linha que permitem classificar ambos objetos
como galáxias Starbursts. Parâmetros físicos e geométricos também serão explorados neste
estudo espectroscópico.
Finalmente, com o objetivo de discutir a natureza morfológica observada, uma
simplificada simulação numérica foi também incluída e discutida neste trabalho de pesquisa,
cujo resultado preliminar encontra-se em bom acordo com a estrutura fotométrica observada.
Toda redução espectral foi realizado com o pacote IRAF 2.16 (Image Reduction and Analysis
Facility) no ambiente Linux (Ubuntu 14.04 LTS).
ABSTRACT
The Peculiar Galaxies, when observed in visible, are characterized by presenting some
peculiarities in their morphology. Studies based on numerical simulations indicate that they
have originated from gravitational processes, such as fusion ( "merging", where two or more
objects are combined into a single structure), collision (in this case, an effective section
collision / impact is present) and tidal effect ("tidal interaction", where a galaxy passes close
enough to disturb the structure of a second). The gravitational interaction phenomenon in
galaxies forces us to re-examine our point of view on the classification and evolution.
As a contribution to this issue, we conducted a spectroscopic study of the peculiar
collisional galaxy AM0117-412, known in many extragalactic catalogs as "Boomerang",
formed by the pairs ESO 296-IG 011 NED01 and ESO 296-IG 011 NED02. The observations
were made at the OPD/LNA-MCTI (Observatory Pico dos Dias/Laboratório Nacional de
Astrofísica-Ministério da Ciência, Tecnologia e Inovação) with the Cassegrain spectrograph
in the main focus of the Perkin-Elmer Telescope 1.6m.
The residual nuclear spectra (observed minus modeled), obtained with the spectral
synthesis code Starlight reveal important lines to classify both objects as Starbursts galaxies.
Physical and geometrical parameters are also explored in this spectroscopic study.
Finally, in order to discuss the observed morphological nature, a simplified numerical
simulation was also included and discussed in this research work, whose preliminary result is in good
agreement with the observed photometric structure. All spectral reduction was carried out with the
IRAF 02.16 package (Image Reduction and Analysis Facility) in the Linux environment (Ubuntu
04.14 LTS).
SUMÁRIO
Abstract i
Resumo ii
Prefácio iii
Agradecimentos iv
Sumário v
Lista de Publicações vii
Lista de Tabelas viii
Lista de Figuras ix
Capítulo 1
Introdução 17
1.1 Justificativa Científica 21
1.2 Relevância Científica 23
1.3 Motivação Científica 25
1.4 Objetivo Geral 26
1.5 Objetivos Específicos 26
Capítulo 2. Observações e Redução dos Dados
2.1 A Instrumentação Empregada do OPD/LNA-MCTI 27
2.1.1 O Sistema de Controle do Telescópio Perkin Elmer 27
2.1.2 Detector 28
2.1.3 Espectrógrafo Cassegrain (Boller & Chivens) 29
2.2 AM0117-412: Dados Espectroscópicos 32
2.3 O Procedimento de Redução IRAF 36
Capítulo 3 .Artigos Relacionados 39
Capítulo 4. AM0117-412: Resultados Obtidos
4.1 Os Espectros Calibrados 43
4.2 A Síntese Espectral 47
4.3 A Classificação Espectral 49
4.4 Parâmetros e Geométricos e Cinemáticos 51
4.5 A Curva de Rotação 53
Capítulo 5. Simulação de N-Corpos
5.1 Simulação Numérica: Um Estudo Preliminar 55
5.2 O Código GADGET-2 59
Capítulo 6. Conclusões e Perspectivas 63
Referências Bibliográficas 65
Apêndices
Apêndice1: Informações contidas no header das galáxias MED01 e NED02 68
Apêndice 2: Produção Científica 72
LISTA DE FIGURAS
Figura 1.0: Os tipos de galáxias de acordo com o esquema de classificação de Hubble
proposto em 1936. A letra E representam as galáxias elípticas, S0 as chamadas lenticulares, e
as galáxias espirais são classificadas sem (S) e com barra (SB). Fonte:
http://astro.if.ufrgs.br/galax/. 18
Figura 1.1: Telescópio Perkin-Elmer de 1,60m (esquerda) e o espectrógrafo Boller & Chivens
(direita), que é instalado no foco Cassegrain do telescópio. Fonte: Arquivo pessoal. 22
Figura 1.2: Concepção artística do LSST (observatório e telescópio) – imagem esquerda 24
Figura 1.3: Protótipo do espelho de 8,4 m do LSST – imagem direita. 24
Figura 2.1: Janela principal de controle do TCSPD: telescópio, cúpula, estação meteorológica,
etc. Para maiores informações, acessar:
http://www.lna.br/opd/telescop/TCSPD_manual_v1.2.1.pdf 27
Figura 2.2 CCD Ikon 13739 empregado nas observações. Um manual de operação pode ser
encontrado no link: http://www.lna.br/opd/instrum/ccd/manual_ikon.pdf. Para maiores
detalhes, recomendamos o leitor visitar o site da Andor: http://www.andor.com/scientific-
cameras/high-energy-detection/ikon-l-so. 28
Figura 2.3. Curva de eficiência quântica do CCD Ikon 13739, otimizada em 750 nm. 28
Figura 2.4:Detalhes do Espectrografo acoplado no foco Cassegrain do Telescópio. (1) Ajuste
de foco do colimador; (2) Indicador da posição de foco do colimador; (3) Orifício para
abastecimento de nitrogênio líquido; (4) Garrafa criogênica do detetor CCD; (5) Obturador da
rede de difração - para dentro fecha, para fora abre; (6) Escala de coincidência para ajuste do
ângulo da rede. A posição da rede é travada (unicamente) pelas duas borboletas; (7) Módulo
de guiagem com ocular intensificada – normalmente usado com uma câmera CCD; (8)
Comutador de feixe (para fora o espectrógrafo recebe o feixe do telescópio, para dentro o
feixe é interrompido e projeta-se a luz das lâmpadas de comparação; (9) Interruptor da
lâmpada de Neônio; (10) Ajuste do ângulo de posição do rotator de instrumentos. Três
parafusos na periferia do rotator travam sua posição; (11) Mostrador da posição do rotator de
instrumentos; (12) Eletrônica de aquisição e controle da câmera CCD; (13) Nônio de abertura
da fenda. O rolete do lado esquerdo da escala trava a posição do nônio; (14) Obturador do
colimador (na vertical abre, na posição transversal fecha); (15) Régua de deckers (totalmente
para dentro obtêm-se a posição aberta (0); as posições 1, 2, e 3 para fora selecionam deckers
cada vez maiores); (16) Interruptor da lâmpada de He+Ar. 30
Figura 2.5: Calculadora de rede usada para obter os parâmetros instrumentais. 31
Figura 2.6: Linhas espectrais do He-Ar obtidas com a rede de 300l/mm. 32
Figura 2.7:Imagem bias obtida com o tempo de exposição de 1s (obturador fechado). 33
Figura 2.8: Imagem flat-fields obtidas dentro da cúpula, iluminando uma tela branca. 33
Figura 2.9: Perfil de uma estrela brilhante usada para o foco. A FWHM foi de ~3,4. 34
Figura 2.10: Escala de Pickering. A FWHM obtida corresponde ao valor 6 na escala. Fonte:
http://www.telescope-optics.net/induced.htm. 34
Figura 2.10: AM0117-412: Imagem no visível obtida no Aladin Sky Atlas (http://aladin.u-
strasbg.fr/). As linhas retas indicam as posições das fendas, com os ângulos calculados de
acordo com o valor de referência para o ângulo inicial do rotator (281,5°). A escala da
imagem é de 30 segundos de arco. Norte (N) está para cima, e o Leste (L) para a esquerda. 35
Figura 2.11: Layout do ambiente inicial do IRAF. 36
Figura 2.12: Diagrama de redução empregado neste trabalho. Em parênteses, as tarefas IRAF
empregadas em cada processamento. 39
Figura 2.13: Janela de entrada dos dados para o “script” (poppe.cl) de redução da galáxia AM
0117-412. Os (*) permitem que todas as imagens presentes sejam consideradas no processo de
redução. 39
Figura 3.0: Imagem na banda azul (a partir de placas do ESO). Norte para cima e Leste para a
esquerda. Os dados para as regiões numeradas são apresentados em várias Tabelas. Para as
cores, temos: V = 17.48, B-V = 0.40, V-R = 0.52, e R-I = 0.28. Para maiores detalhes,
indicamos o artigo Agüero et al. (1999). 41
Figura 4.1.0: Extração do espectro da galáxia NED01 obtida com a tarefa apall, onde o núcleo
é identificado com a abertura central 1. As demais aberturas representam as regiões
extranucleares. 43
Figura 4.1.1: Extração do espectro da galáxia NED02. Ver comentários na Figura 4.1.0 43
Figura 4.1.2: Extinção atmosférica em UBVRI para o OPD. A curva contínua é o modelo
semiempírico de Bessel (1990) e Hayes & Lathan (1975) para a extinção. A pontilhada, a
transmissão da atmosfera. 44
Figura 4.1.3: Algumas aberturas (abt) para a galáxia NED01, mostrando a evolução dos
espectros (em particular das linhas de emissão nas partes azul e vermelha). 45
Figura 4.1.4: Algumas aberturas (abt) para a galáxia NED02, mostrando a evolução dos
espectros (em particular das linhas de emissão). 46
Figura 4.2.0: Espectro nuclear da galáxia ESO 296-IG 011 NED01: O painel superior
representa o espectro observado (em preto) com o modelado via Starlight (sobreposto em
vermelho). O painel inferior ilustra o espectro residual, subtraído da componente estelar, com
as principais linhas de emissão no intervalo espectral estudado. 48
Figura 4.2.1: Espectro nuclear da galáxia ESO 296-IG 011 NED02. O painel superior
representa o espectro observado (em preto) com o modelado via Starlight (superposto em
vermelho). O painel inferior ilustra o espectro residual, subtraído das componentes estelares,
com as principais linhas de emissão no intervalo espectral estudado. 48
Figura 4.4.0: Representação das elipses ajustadas para calcular os semieixos maior (a) e
menor (b). Os nodos representam simbologias para as velocidades de recessão, de acordo com
as curvas de rotação. 51
Figura 4.5.0: Curva de rotação da galáxia NED01. Apenas os pontos centrais estão
distribuídos ao longo da curva, com os respectivos erros. 54
Figura 4.5.1: Curva de rotação da galáxia NED02. Apenas os pontos centrais estão
distribuídos ao longo da curva, com os respectivos erros. 54
Figura 5.1.0. Simulação da galáxia espiral M51 produzida por Toomre & Toomre (1972). A
imagem da galáxia M51, como representação, foi obtida do site www.astronomyphotos.com.
56
Figura 5.1.1. Galáxia Hoag (direita) e a M51 (rodamoinho) – Arp 85 (direita). 56
Figura 5.1.2. Resultados das simulações para as galáxias M51 (superior) e Hoag (inferior). 57
Figura 5.2.0. Simulação GADGET-2 para a galáxia de estudo AM 0117-412. 62
LISTA DE TABELAS
Tabela 1: Categorias presentes no catálogo de Arp & Madore publicado em 1987. Adaptado
de http://ned.ipac.caltech.edu/level5/SPGA_Atlas/frames.html. 19
Tabela 2: Características físicas do CCD Ikon 13739. 29
Tabela 3: Configurações instrumentais 32
Tabela 4: Fluxos obtidos para as regiões nucleares (1016 ergs/cm2/s) 49
Tabela 5: Razões de linhas de emissão para as regiões nucleares. 49
Tabela 6: Valores da população dos intervalos definidos acima. As duas últimas colunas
mostram a qualidade do ajuste. 50
Tabela 7: Valores dos parâmetros geométricos do NED01 e NED02. 52
Tabela 8a: Parâmetros cinemáticos determinados. 52
Tabela 8b: Parâmetros cinemáticos publicados. 52
CAPÍTULO 1
1. INTRODUÇÃO
Desde os tempos mais remotos, o céu vem intrigando os observadores com seus diversos
objetos celestes e, como o maior laboratório da humanidade, o Universo é o palco de inúmeras
descobertas científicas. Historicamente, o céu serviu como conhecimento para a orientação
geográfica, para o estabelecimento da agricultura, do transporte, da religião, etc. Com o passar do
tempo, a criticidade na prática observacional tornou o homem um investigador, e foi com o italiano
Galileu Galilei (1564) que a ferramenta de trabalho do astrônomo foi aprimorada. Galileu Galilei,
ao confeccionar a sua pequena luneta a partir de um instrumento óptico, possivelmente
desenvolvido na Holanda (uma vez que vários países reivindicam o direito quanto à origem da
mesma), visualizou “coisas” que jamais tinham sido observadas até então, como as manchas na
fotosfera do Sol, as crateras na superfície da Lua, as fases de Vênus, os satélites naturais do planeta
Júpiter, etc.
O avanço científico a partir do emprego deste instrumento na Astronomia foi enorme nos
séculos seguintes, e através destes, foi possível ampliar o Universo conhecido até outros limites,
saindo do nosso Sistema Solar e explorando aglomerados de estrelas e, posteriormente, outros
intrigantes objetos. As observações realizadas no início do século passado pelo astrônomo
americano Edwin Powell Hubble (1889-1953), permitiram concluir definitivamente que aqueles
objetos “nebulosos” eram, na verdade, outras galáxias mais longínquas, além da Galáxia Via Láctea,
ratificando assim, a suposição feita anteriormente pelo filósofo prussiano, Immanuel Kant (1724-
1804). Em particular, Hubble observou a galáxia de Andrômeda, utilizando um telescópio de 2,5
metros localizado no Mount Wilson, Califórnia, Estados Unidos. No passado, todos os objetos
extensos, galáxias, aglomerados estelares e nebulosas planetárias, eram classificadas como
nebulosas.
A definição de uma galáxia e o seu processo de formação, constitui ainda hoje, uma árdua e
complexa tarefa, no qual envolve muita ciência e muito debate na literatura. Podemos dizer de
maneira bastante simplificada, que as galáxias são estruturas compostas por estrelas, radiação
eletromagnética, partículas energéticas, meio interestelar (contendo gás e poeira), buracos negros e
matéria escura; tudo isso, em uma complicada harmonia sustentada pela força gravitacional. As
demais forças ou interações fundamentais da natureza (eletromagnética, forte e fraca), contribuem
17
com parcelas muito diminutas dentro deste cenário. Ainda assim, apesar dessa complexidade, os
astrônomos são capazes de classificá-las de acordo com os aspectos geométricos e físico-químicos,
por exemplo, estudando a morfologia observada, identificando estruturas, mecanismos físicos
geradores de energia nuclear, de absorção e de ionização de linhas atômicas, etc.
Observações de galáxias podem ser realizadas em diversos comprimentos de onda do
espectro eletromagnético, empregando técnicas como a fotometria, a polarimetria e a
espectroscopia, as quais estão amparadas no desenvolvimento da Física Moderna. A instrumentação
científica, por outro lado, associada a melhoria dos telescópios no que tange a automatização e ao
tamanho dos espelhos, permitiu avançar de maneira significativa no conhecimento das propriedades
físicas intrínsecas destes objetos. Hoje em dia, podemos observar objetos situados na vizinhança da
nossa Galáxia ou em grandes distâncias, redshifts (z~8, Labbé et. al 2013), resultando, como um
considerável produto, dentre outros, a construção de catálogos de galáxias e de aglomerados de
galáxias. A classificação morfológica ou do esquema proposto inicialmente pelo astrônomo
americano Edwin Hubble (Figura 1.0), representou um passo importante para este processo.
Contudo, nesta versão, as galáxias Irregulares, Anãs e as Elípticas Gigantes, não se enquadravam no
seu diagrama proposto inicialmente, conhecido na literatura como “Tuning Fork Diagram”.
Figura 1.0: Os tipos de galáxias de acordo com o esquema de classificação de Hubble proposto em 1936. A letra E
representam as galáxias elípticas, S0 as chamadas lenticulares, e as galáxias espirais são classificadas sem (S) e
com barra (SB). Fonte: http://astro.if.ufrgs.br/galax/.
A Figura 1.0 representa um dos primeiros e mais simples esquemas de classificação de
galáxias, empregado até hoje, publicado no livro The Realm of the Nebulae (O Reino das
Nebulosas), Edwin Hubble (1936).
18
Com o prosseguimento de seus estudos, Hubble descobriu que quanto maior a distância,
maior é a velocidade de recessão do objeto. A este vínculo observacional foi dado o nome de Lei de
Hubble, e uma nova janela, Extragaláctica, foi então aberta na Astronomia. Desta maneira, ele
calculou as distâncias de diversas galáxias, catalogou-as e classificou-as de acordo com suas
características morfológicas.
Algumas décadas mais tarde, esta nova janela observacional permitiu explorar o Universo de
diferentes maneiras, e um particular catálogo com 338 galáxias “peculiares” foi publicado em 1966
pelo astrônomo americano Halton Christian Arp (1927-2013). Particularmente, o principal objetivo
do catálogo foi o de apresentar fotografias exemplificando os diferentes tipos de estruturas
peculiares encontrados entre as galáxias vizinhas. Os objetos presentes no “Atlas of Peculiar
Galaxies”, são ordenados em diversas categorias, de acordo com a aparência morfológica. Em seu
trabalho, Arp também percebeu que os processos físicos, isto é, a razão pela qual as galáxias
formadas em estrutura espiral ou elíptica (presentes na classificação de Hubble), não eram ainda
bem entendidos.
Em 1987, ampliando a pesquisa e as conclusões sobre as possíveis origens dos objetos
observados, Arp (em colaboração com Madore) publicou um novo catálogo (A Catalogue of
Southern Peculiar Galaxies and Associations) reunindo observações de ambos hemisférios,
possibilitando que a natureza fotométrica e espectroscópica desses intrigantes objetos fossem
exploradas em vários comprimentos de onda por diversos observatórios. As galáxias peculiares
estão distribuídas em 25 distintas categorias, cujas origens morfológicas podem ser explicadas por
processos gravitacionais envolvendo colisão, fusão ou interações de maré.
Tabela 1: Categorias presentes no catálogo de Arp & Madore publicado em 1987. Adaptado de
http://ned.ipac.caltech.edu/level5/SPGA_Atlas/frames.html.
Código Breve Descrição Frequência Relativa
1 Galáxias com companheiras interagentes 5,5
2 Interagentes duplas (galáxias com tamanho
comparável)
12,6
3 Interagentes triplas 2,0
4 Interagentes quádruplas 0,5
5 Interagentes quíntuplas 0,1
6 Galáxias aneladas (ou objetos com morfologia similar) 3,1
7 Galáxias com jatos 2,4
8 Galáxias com companheiras aparentes 11,5
19
9 Tipo-M51 (companheira com brações espirais) 2,0
10 Galáxias com braços espirais peculiares 4,1
11 Galáxias com três e múltiplos braços espirais 0,5
12 Galáxias com discos peculiares 2,8
13 Galáxias Compactas 6,4
14 Galáxias com absorção não usual de poeira 1,6
15 Galáxias com caudas, laços de matéria ou detritos 3,5
16 Galáxias irregulares 4,2
17 Galáxias em cadeias 4,0
18 Galáxias em grupos 4,9
19 Galáxias em aglomerados 1,6
20 Galáxias anãs 6,8
21 Objetos estelares com nebulosas associadas 0,7
22 Miscelânea 1,4
23 Pares próximos 11,4
24 Pares triplos 5,6
25 Nebulosas planetárias 0,9
O objetivo deste trabalho de pesquisa consiste em contribuir para uma melhor compreensão
da natureza colisional da galáxia peculiar AM0117-412 (NED01 e NED02), presente no catálogo de
Arp e Madore (1987), Categoria 15: “Galaxies with Tails, Loops of Material or Debris”. O catálogo
é conhecido pelas iniciais AM, seguida pelas coordenadas equatoriais, ascensão reta () e
declinação () para a época padrão de 1950.0. Como exemplo: AM 0117-412: = 01h17m e =
-41o2' (Arp & Madore 1987).
Basicamente, discutiremos os resultados espectroscópicos obtidos com o telescópio Perkin-
Elmer de 1,60m do Observatório do Pico dos Dias – LNA, ao longo da Iniciação Científica,
desenvolvida ao longo de toda a Graduação, a qual permitiu construir a minha primeira base para o
processo de investigação científica em Astronomia. Contudo, vale a pena mencionar a experiência
prévia, ainda no Ensino Médio, obtida durante 1 (um) ano na Iniciação Científica Júnior, na qual foi
desenvolvida com o auxílio (bolsa) da FAPESB. Nesta, obtive o primeiro contato com a Astronomia
no Observatório Astronômico Antares, onde pude conhecer alguns aspectos já relacionados com a
redução e o tratamento de dados.
20
1.1 Justificativa Científica
Em geral, as diversas áreas do conhecimento evoluem a partir dos resultados científicos que
são obtidos através de estudos teóricos e/ou experimentais. No caso da Astronomia e em particular
da subárea a qual este trabalho científico está associado, Astronomia Extragaláctica, o
desenvolvimento está extremamente vinculado aos resultados advindos das diversas observações
telescópicas sistemáticas realizadas em solo ou no espaço, com instrumentações que permitem
cobrir boa parte do espectro eletromagnético (de raios gama ao infravermelho). A parcela atribuída
às ondas de rádio e micro-ondas são obtidas por meio dos radiotelescópios, antenas como o VLA
(Very Large Array), EVLA (Expanded Very Large Array), VLBA (Very Long Baseline Array) e o
ALMA (Atacama Large Millimeter Array). No país, o ROI (Radiobservatório de Itapetinga – SP),
ligado ao INPE/MCTI e operando em 7GHz, representa a contribuição brasileira nesta faixa
espectral.
No caso específico do nosso trabalho, as observações foram obtidas no projeto de longo
prazo “Estudo Espectroscópico de Galáxias Peculiares e Associações”, coordenado pelo Prof. Dr.
Paulo César da Rocha Poppe ao longo do período de 2012-2015, envolvendo o telescópio Perkin-
Elmer de 1,60m com o espectrógrafo Boller-Chivens (Cassegrain) operando na janela do visível
(Figura 1.1). O projeto objetiva estudar galáxias que apresentam aspectos peculiares em suas
morfologias observadas, em particular, anéis, pontes, filamentos, jatos, laços, detritos de matéria,
etc.
Para o presente estudo científico, foi selecionado o par interagente conhecido na literatura
como “Boomerang”, formado pelas galáxias espirais NED01 e NED02. Tratam-se de objetos
colisionais do Universo local (z ~0,017) com poucas referências individuais na literatura (base de
dados do NED1), categorias 8 e 6, respectivamente. No entanto, para uma análise global, existem
um conjunto maior com 38 referências. Não existem espectros individuais publicados no referido
banco de dados para estes objetos.
Por outro lado, a escolha deste objeto também foi motivada pelo meu interesse particular em
estudar aspectos relacionados à simulação numérica de N-corpos, na qual pretendo ganhar
experiencia para uma futura pós-graduação. Para tal, foi buscada uma parceria com o grupo de
pesquisa da UNIVAP-SP, na qual pude conhecer alguns pesquisadores que trabalham com esta
temática.
1 https://ned.ipac.caltech.edu/ (NASA/IPAC Extragalactic Database)
21
Figura 1.1: Telescópio Perkin-Elmer de 1,60m (esquerda) e o espectrógrafo Boller & Chivens (direita), que é
instalado no foco Cassegrain do telescópio. Fonte: Arquivo pessoal.
A valorização dos resultados na produção científica é essencial para justificar o investimento
realizado, neste caso, o tempo de observação concedida para realizar o projeto observacional no
OPD/LNA-MCTI. Por outro lado, também aponta diretamente para o impacto que o telescópio
passa a ter no cenário nacional e internacional, justificando, sobretudo, os atuais e os novos
investimentos necessários para o crescente desenvolvimento da atividade observacional do mesmo,
pautado boa parte na melhoria da instrumentação em diversos comprimentos de onda.
Nesse sentido, entendemos que o tempo associado aos processos de observação e de
publicação deve ser o mais curto possível, necessitando assim o desenvolvimento de estratégias que
minimizem esse tempo e também os custos operacionais de computação envolvidos (redução dos
dados). No caso particular deste trabalho, a proposta consiste em usar o “script” desenvolvido pelo
orientador deste trabalho o qual permite obter de forma rápida (~95% do tempo em relação ao
processo clássico, i.e., tarefa por tarefa e com a remoção individual de raios cósmicos) e confiável
(comparadas com reduções de objetos de controle feitas por outros pesquisadores do grupo) a
redução espectral total dos objetos observados ao longo do projeto de longo prazo. Mas em
trabalhos anteriores (iniciação cientifica júnior) utilizamos o IRAF sem usamos o “script” de
redução.
22
1.2 Relevância Científica
As novas gerações de telescópios “gigantes” apontam para espelhos que prometem
revolucionar diversos ramos da Astronomia e Astrofísica, como é o caso dos projetos Giant
Magellan Telescope (GMT, 25m), European Extremely Large Telescope (E-ELT, 39m) e o Thirty
Meter Telescope (TMT, 30m). O Brasil ainda discute a participação como parceiro nestes e em
outros projetos, os quais envolvem grandes investimentos que podem ser justificados, não apenas
para a pesquisa científica, mas, também, pelo desenvolvimento que será alcançado em áreas
tecnológicas.
Como exemplo desta perspectiva para a Astronomia brasileira, e em particular para os
futuros pós-graduandos, podemos citar o recente acordo2 firmado entre o Laboratório
Interinstitucional de e-Astronomia (LIneA), o Laboratório Nacional de Astrofísica (LNA), a Rede
Nacional de Ensino e Pesquisa (RNP) e a Academic Network at São Paulo (ANSP) que permitirá a
participação de pesquisadores brasileiros no projeto de construção do Large Synoptic Survey
Telescope (LSST, Figura 1.2). considerado revolucionário para a Astronomia. O LSST é um
telescópio em construção em Cerro Pachón, no Chile, com previsão para entrar em operação em
2022. Com um investimento da ordem de R$ 1 bilhão, o LSST terá capacidade para fazer o
mapeamento de quase metade do céu em seis filtros por um período de dez anos. O telescópio, com
8,4 metros de diâmetro (Figura 1.3), cobrirá um campo de quase 10 graus quadrados, podendo
mapear toda a região do céu ao qual tem acesso em apenas algumas noites. Com os dados do LSST,
os cientistas vão explorar o Sistema Solar, estudar a estrutura de nossa Galáxia e a formação e
evolução de estruturas do Universo.
A título de informação, a câmera de aquisição consiste de um mosaico de CCD com 3,2
bilhões de pixeis e cada exposição cobrirá uma área correspondente a 40 vezes o tamanho da Lua
cheia. A cada noite serão acumulados da ordem de 15 TB de dados, os quais devem ser transmitidos
para diferentes centros para redução e análise, inclusive no Brasil. O sistema fornecerá aos
astrônomos uma visão dinâmica do Universo, onde variações de posição ou fluxo de objetos
celestes serão registradas em intervalos de algumas poucas noites. Estima-se que o LSST gerará da
ordem de 10 milhões de alertas destas variações a cada noite. Estas variações serão classificadas e
os casos mais interessantes serão observados em outros telescópios para análise mais detalhada.
Ao término de 10 anos o levantamento obterá informações sobre 37 bilhões de estrelas e
galáxias explorando um volume de espaço sem precedentes e gerando da ordem de 100 pentabytes
de dados.
2 http://lnapadrao.lna.br/noticias/brasil-assina-acordo-com-telescopio-lsst. Fonte do texto apresentado acima.
23
O desenvolvimento destes telescópios será destinado, não apenas, mas em sua grande
maioria, para o estudo de objetos longínquos, situados em grandes redshifts (z > 5). Lacunas em
projetos voltados para o universo local (z < 1), importantes para uma análise e compreensão global,
ainda serão necessários, tendo em vista a quantidade de observações acumuladas em inúmeros
catálogos fotométricos e espectroscópicos. Logo, podemos afirmar que este trabalho possui sua
relevância científica ancorada no estudo das galáxias peculiares observadas com z < 1, ainda pouco
exploradas na literatura extragaláctica. Por outro lado, também se encontra totalmente inserido
dentro dos projetos que estão em fase final de discussão no grupo, envolvendo observações para a
confirmação de novas galáxias peculiares situadas em outros redshifts (z < 2 ou 3), com os
telescópios também gerenciados pelo LNA/MCTI: SOAR (4,10m) e GEMINI Norte e Sul (8,0m).
Em resumo, apesar das novas e empolgantes descobertas que estarão associadas em um
futuro próximo com as novas gerações de telescópios, estamos, por enquanto, empenhados em
explorar as observações realizadas através de telescópios de pequeno porte, como o Perkin-Elmer
de 1,60m do OPD/LNA-MCTI. Contudo, dependendo dos resultados científicos apresentados, nada
impede que tais instrumentos possam melhor caracterizar tais objetos com as sofisticadas
instrumentações que serão construídas. Por outro lado, contribuições importantes do Universo local
feitas com telescópios de pequeno porte, poderão fornecer importantes pistas para a compreensão
de estudos do Universo distante.
Figura 1.2: Concepção artística do LSST (observatório e telescópio) – imagem à esquerda
Figura 1.3: Protótipo do espelho de 8,4 m do LSST – imagem á direita.
24
1.3 Motivação Científica
O presente trabalho consiste em um estudo espectroscópico aplicado galáxia peculiar
AM017-412, integrante do Catálogo de Galáxias Peculiares e Associações (Arp e Madore, 1987).
Portanto, este estudo visa contribuir para um melhor conhecimento deste objeto colisional,
fornecendo resultados relacionados aos processos físicos e geométricos da galáxia.
Apesar de não ser necessário neste momento o desenvolvimento específico de novas tarefas
de redução de dados no ambiente IRAF, necessitamos, contudo, do conhecimento astrofísico destes
objetos, do conhecimento óptico de como a observação é realizada pelo telescópio, de como o
espectro é gerado pela rede de difração presente no espectrógrafo, de como é registrado por um
dispositivo de estado sólido (CCD) e, sobretudo, de como a atmosfera influencia na qualidade final
dos dados observados. Grande parte destas informações físicas foram trabalhadas ao longo do Curso
de Bacharelado em Física da UEFS, de tal forma que o entendimento das mesmas foi obtida, de
certa forma, sem maiores complicações, o que permitiu associar a aplicação de um conhecimento a
um estudo científico de caso.
De maneira específica, os conhecimentos destes processos são fundamentais para uma
escolha adequada de parâmetros e constantes que serão empregados ao longo do processo de
redução espectroscópica. Logo, não apenas iremos realizar a redução IRAF dos mesmos, mas
iremos entender uma importante parte de uma ciência que busca fornecer respostas para problemas
fundamentais da humanidade que ainda encontram-se abertos, relacionados com a formação do
universo, das galáxias, de estrelas e de planetas com a capacidade de abrigar vida em planetas
situados em zonas habitáveis.
Por outro lado, este trabalho também aponta para a justificativa necessária de se produzir
dados científicos a partir dos dados brutos de maneira rápida e segura, permitindo assim que as
observações possam ser discutidas e publicadas imediatamente. Nesse aspecto, as perspectivas são
bastante animadoras, tendo em vista que o objeto em estudo não possui resultados detalhados
(parâmetros físicos, químicos e geométricos) publicados na literatura, fornecendo, assim, alguns
resultados inéditos para estudos que podem ser complementados com outras técnicas ou em outros
comprimentos de onda.
Finalmente, acreditamos que a conclusão deste trabalho permitirá dinamizar as linhas de
pesquisa do grupo de Galáxias Peculiares, e também de criar novas perspectivas de exploração
astronômica em novos telescópios e instrumentos.
25
1.4 Objetivo Geral
O presente trabalho monográfico objetiva fornecer resultados espectroscópicos de fenda
longa para a galáxia peculiar AM0117-412 (constituída do par colisional NED01 e NED02),
observada no óptico com o telescópio de 1,60m do OPD/LNA-MCTI.
1.5 Objetivos Específicos
a. realizar a redução via IRAF e obter espectros finais calibrados em fluxo e comprimento de
onda (nuclear e extranuclear);
b. determinar parâmetros físicos (redshift, massa, classificação espectral via diagramas de
diagnóstico, sínteses de populações (idades e metalicidades) e parâmetros geométricos (eixo maior
e menor, elipticidade, excentricidade e ângulo de inclinação) para cada galáxia colisional;
c. realizar uma simulação numérica preliminar para compreender a morfologia atualmente
observada para esta galáxia peculiar.
26
CAPÍTULO 2. OBSERVAÇÕES E REDUÇÃO DOS DADOS
Neste capitulo apresentaremos a instrumentação utilizada para o colhimento dos dados e o
procedimento de aquisição dos espectros calibrados em fluxo e comprimento de onda.
2.1 A Instrumentação Empregada do OPD/LNA-MCTI
As observações no óptico foram realizadas em 2012 no sítio do OPD, localizado em
Brazópolis (sul de Minas Gerais), altitude 1865m, acima do nível médio do mar, com coordenadas
geográficas: longitude (-45° 34' 57") e latitude (-22° 32' 04").
2.1.1 O Sistema de Controle do Telescópio Perkin Elmer
A escolha do telescópio de 1,6m está relacionado ao tipo de ciência pretendida:
espectroscopia de fenda longa de objetos extragalácticos e fracos. O espelho primário possui 1,6
metros de diâmetro e razão focal no foco Cassegrain f/103. O projeto óptico é tipo Ritchey-Chrétien.
O telescópio é automatizado e gerenciado pelo TCSPD (Telescope Control System), de
forma local ou remota, pela internet. O sistema foi construído em LabView. A Figura 2.1 ilustra a
janela principal de controle do TCSPD.
Figura 2.1: Janela principal de controle do TCSPD: telescópio, cúpula, estação meteorológica, etc. Para maiores
informações, acessar: http://www.lna.br/opd/telescop/TCSPD_manual_v1.2.1.pdf3 A relação f/D, vulgarmente chamada de razão focal, é o quociente da distância focal da objetiva pelo seu diâmetro. Ao
inverso da razão focal, temos a abertura relativa.
27
2.1.2 Detector
O CCD (Charge Coupled Device) utilizado foi o Ikon 13739 (Figura 2.2), com maior
eficiência (otimizado) em 750 nm. Possui perdas na parte azul e vermelha do espectro
eletromagnético, como pode ser visto na Figura 2.3. A Tabela 2 ilustra algumas características.
Figura 2.2 CCD Ikon 13739 empregado nas observações. Um manual de operação pode ser encontrado no link:
http://www.lna.br/opd/instrum/ccd/manual_ikon.pdf. Para maiores detalhes, recomendamos o leitor visitar o site
da Andor: http://www.andor.com/scientific-cameras/high-energy-detection/ikon-l-so.
Figura 2.3. Curva de eficiência quântica do CCD Ikon 13739, otimizada em 750 nm.
28
Basicamente, os CCD são semicondutores que convertem a luz em padrões de energia,
através da transformação de fótons em carga elétrica. Um CCD é formado por milhões destes
conversores. A carga de cada um desses sensores é lida e transformada em uma imagem digital.
Tabela 2: Características físicas do CCD Ikon 13739.
Chip: E2V CCD42-40
(fino, back-illuminated)
Tamanho da Imagem (pixel) 2048 x 2048
Tamanho do pixel (microns) 13,5 x 13.5
De forma comparativa, o CCD utilizado atualmente nas câmeras digitais dos celulares são
iluminados frontalmente (front-illuminated). Basicamente, significa dizer que os fótons que deixam
a imagem que está sendo filmada ou fotografada, incidem sobre os sensores diretamente, liberando
assim os elétrons. Cada sensor pode ser entendido como um "balde", onde os elétrons ficam
armazenados. Estes elétrons são coletados periodicamente, formando, posteriormente, as imagens.
O valor de cada bit ou pixel, dependerá da quantidade de elétrons acumulados nesses "baldes".
Os CCD utilizados em Astronomia, ao contrário, são iluminados por trás (back-illuminated),
preservando, de certa forma, os circuitos eletrônicos. Contudo, para que os fótons atinjam o sensor,
praticamente todo o substrato deve ser removido de forma mecânica ou química, reduzido a uma
fina camada de ~20 micra. Como este é um processo extremamente delicado, devido ao grande
número de perdas durante a produção, o custo sobe exponencialmente com a dimensão da matriz de
pixel desejada.
2.1.3 Espectrógrafo Cassegrain (Boller & Chivens)
As observações no óptico da galáxia peculiar AM0117-412 foram obtidas com o
espectrógrafo Boller & Chivens4, ver Figura 2.4 , acoplado no foco Cassegrain do telescópio de
1,6m. Os espectros foram tomados com a menor rede de difração disponível, 300 linhas/mm,
possibilitando uma maior cobertura espectral. Isso permite, por exemplo, incluir todas as linhas de
absorção e de emissão de interesse de estudo na banda do visível.
4 O link http://www.lna.br/opd/instrum/manual/Manual_160mOPD_Cap2.pdf fornece uma completa descrição do
mesmo.
29
Figura 2.4:Detalhes do Espectrógrafo acoplado no foco Cassegrain do Telescópio. (1) Ajuste de foco do
colimador; (2) Indicador da posição de foco do colimador; (3) Orifício para abastecimento de nitrogênio líquido;
(4) Garrafa criogênica do detetor CCD; (5) Obturador da rede de difração - para dentro fecha, para fora abre;
(6) Escala de coincidência para ajuste do ângulo da rede. A posição da rede é travada (unicamente) pelas duas
borboletas; (7) Módulo de guiagem com ocular intensificada - normalmente usado com uma câmera CCD; (8)
Comutador de feixe (para fora o espectrógrafo recebe o feixe do telescópio, para dentro o feixe é interrompido e
projeta-se a luz das lâmpadas de comparação; (9) Interruptor da lâmpada de Neônio; (10) Ajuste do ângulo de
posição do rotator de instrumentos. Três parafusos na periferia do rotator travam sua posição; (11) Mostrador
da posição do rotator de instrumentos; (12) Eletrônica de aquisição e controle da câmera CCD; (13) Nônio de
abertura da fenda. O rolete do lado esquerdo da escala trava a posição do nônio; (14) Obturador do colimador
(na vertical abre, na posição transversal fecha); (15) Régua de deckers (totalmente para dentro obtêm-se a
posição aberta (0); as posições 1, 2, e 3 para fora selecionam deckers cada vez maiores); (16) Interruptor da
lâmpada de He+Ar.
De forma prática, quando centrada na linha do NaI 5892 Å, a cobertura aproximada será de
3269-8515 Å (ver Figura 2.5). A calculadora de rede, disponível em
http://www.lna.br/opd/instrum/cassegr/calc_cass.html, fornece todos os parâmetros instrumentais
associados.
Por outro lado, uma maior cobertura espectral implica em uma menor resolução espacial,
ocasionando uma “superposição” de linhas que possuem comprimentos de onda muito próximos,
como é o caso das linhas proibidas do [S II]: 6716 Å e 6731 Å.
30
Figura 2.5: Calculadora de rede usada para obter os parâmetros instrumentais.
A largura da fenda usada foi de 240 mm (3”), estabelecida em função das inúmeras
observações empregadas pelo grupo de pesquisa. O tempo de exposição foi de 2100 segundos por
objeto, permitindo obter uma razão sinal/ruído de ~100. Por fim, para obtermos as calibrações em
comprimento de onda, empregamos a lâmpada de comparação He-Ar. Esta, em função do
comprimento de onda central escolhido (5892 Å), fornece uma maior quantidade de linhas para
identificação (Figura 2.6), em relação às lâmpadas de Ne ou de Th.
31
Figura 2.6: Linhas espectrais do He-Ar obtidas com a rede de 300l/mm.
Um resumo das configurações instrumentais empregadas durante as observações
relacionadas com os objetos de estudo são descritas na Tabela 3.
Tabela 3: Configurações instrumentais
Item Configuração
Telescópio Perkin-Elmer 1,60m
Espectrógrafo Cassegrain
CCD Ikon 13739
Rede Difração 300 linhas/mm
Lambda Central 600 nm
Cobertura 338-862 nm
Fenda 240 mm (3”)
Exposição 2100 s/objeto
Lâmpada He-Ar
32
2.2 AM0117-412: Dados Espectroscópicos
A metodologia observacional consiste em obter um conjunto de imagens bias e de flat-fields
que caracterizarão as respectivas correções aditivas e multiplicativas, as quais deverão ser
removidas posteriormente na etapa de redução das observações.
Basicamente, as imagens bias (Figura 2.7) são usadas para estimar o nível de ruído
eletrônico do CCD (transferência de cargas) e devem ser adquiridas com tempos de exposição
curtos (~1 segundo ou menor) e com o obturador do CCD fechado.
Figura 2.7:Imagem bias obtida com o tempo de exposição de 1s (obturador fechado).
As imagem flat-fields (Figura 2.8) empregadas neste trabalho, foram obtidos expondo o
CCD a uma tela uniformemente iluminada por uma lâmpada homogênia , situada dentro da cúpula.
Exposições do céu (amanhecer ou crepúsculo, são empregadas em algumas observações). Estas
exposições revelam a variação de sensibilidade de cada pixel do CCD.
Figura 2.8: Imagem flat-fields obtidas dentro da cúpula, iluminando uma tela branca.
Para se obter excelentes espectros ópticos, diversas correções focais foram realizadas com
estrelas brilhantes (magnitudes <5) antes das observações das galáxias, determinando assim um
ótimo valor (menor possível) para a FWHM (Full Width and Half Maximum). Logicamente, esta
tarefa depende da qualidade do céu do sítio observacional (seeing). A Figura 2.9 ilustra esta etapa
para uma dada estrela selecionada a partir do TCSPD, onde a FWHM foi de ~3,4, o que fornece um
seeing da ordem de 1,7. Obviamente, este procedimento deve ser repetido ao longo da noite, pois a
qualidade do céu pode variar.
33
Figura 2.9: Perfil de uma estrela brilhante usada para o foco. A FWHM foi de ~3,4.
Em termos comparativos, podemos associar a qualidade do céu obtido com a chamada
escala pickering, desenvolvida por William H. Pickering (1858-1938). Esta escala serve para
classificar os níveis de turbulência atmosférica baseado na imagem estelar observada pelo
telescópio (Figura 2.10). Portanto, de acordo com a referida escala, a FWHM obtida (1,7)
corresponde ao valor 6. Em resumo, quanto maior o valor na escala, melhor será a qualidade do céu.
Atualmente, para o OPD/LNA, a qualidade do seeing atinge, na melhor das noites, o valor 7.
Raramente o valor 8 (ou superior) é obtido.
Figura 2.10: Escala de Pickering. A FWHM obtida corresponde ao valor 6 na escala. Fonte:
http://www.telescope-optics.net/induced.htm.
34
Em particular, devido à morfologia do objeto estudado, a fenda de difração com abertura de
3 segundos de arco foi posicionada em dois distintos ângulos de posição (P.A.), conforme a Figura
2.10: 175o (NED01) e 85o (NED02).
Figura 2.10: AM0117-412: Imagem no visível obtida do Aladin Sky Atlas (http://aladin.u-strasbg.fr/). As linhas
retas indicam as posições das fendas, com os ângulos calculados de acordo com o valor de referência para o
ângulo inicial do rotator (281,5°). A escala da imagem é de 30 segundos de arco. Norte (N) está para cima, e o
Leste (L) para a esquerda. O header das galáxias é apresentado no Apêndice 1.
Os espectros foram obtidos com a rede de difração de 300 linhas/mm. Estrelas padrão
espectrofotométricas LTT (Baldwin & Stone(1984)), revisadas por Hamuy et al. (1992), (1994))
também foram observadas ao longo da noite (em diferentes massas de ar) para a devida calibração
em fluxo. As informações da lâmpadas de He-Ar (para as galáxias e estrelas), foram obtidas após as
respectivas imagens espectrais, com o intuito de obter as devidas calibrações em comprimento de
onda.
35
2.3 O Procedimento de Redução IRAF
Para fazer a análise dos espectros brutos, utilizamos o pacote de redução IRAF (Image
Reduction and Analysis Facility, http://iraf.noao.edu/, Valdes (1986)), que foi desenvolvido pelo
National Optical Astronomy Observatory (NOAO), em Tucson, Arizona, EUA. A Figura 2.11 ilustra
a janela inicial do IRAF.
Figura 2.11: Layout do ambiente inicial do IRAF.
O IRAF é amplamente utilizado pela comunidade científica astronômica, pois ele possui
diversos pacotes para a redução e análises de dados. Entre as funções que o IRAF disponibiliza,
podemos citar os processamentos em imagens (fotometria) e em espectros (espectroscopia), além
das integrações com pacotes de redução (“pipelines”) desenvolvidos por vários observatórios. O
IRAF ainda permite “fabricação” de dados artificiais, importantes para a construção ou otimização
de novos programas dentro do ambiente. Além disso, o IRAF fornece “demos” extremamente úteis
para os iniciantes.
O software é dividido em pacote (“packages”) e tarefas (“tasks”). Contudo, como se trata de
um código aberto, “scripts” podem ser construídos com o objetivo de otimizar o processo de
redução de dados. Como mencionado anteriormente, neste trabalho foi utilizado um desenvolvido
pelo orientador desta pesquisa, o qual permite uma redução significativa no tempo de redução, cerca
de 95%, quando comparado ao modo clássico. Neste trabalho utilizaremos os pacotes de
espectroscopia, onde os dados brutos são processados com o objetivo de serem calibrados em fluxo
e comprimento de onda.
36
O objetivo da maioria dos dados de calibração é remover os efeitos aditivos, como o nível
do pedestal eletrônico (medido na região do overscan (pedestal) em cada (frame), o nível de pre-
flash (medido nas imagens de bias)), e, se necessário, a corrente de escuro ou darks, que são obtidos
com o mesmo tempo de exposição do objeto científico de estudo. Por exemplo, se o detector
(CCD) usado não fosse suficientemente frio (cerca de 80o Celsius negativos), contaminações devido
ao aquecimento térmico seriam adicionadas as imagens obtidas, de modo que um tempo igual de
exposição de 2100 segundos (dark) deveria ser realizado para subtrair o efeito contaminante.
Como visto anteriormente, os dados de flat-field irão remover os ganhos multiplicativos
(diferenças de ganho pixel a pixel) e as variações de iluminação através do sensor. Contudo, como
as operações não são comutativas, uma ordem deve ser respeitada, neste caso, para o processo de
redução espectral:
1. seleção da dimensão da imagem para a redução (escolhida a partir de uma imagem flat);
2. subtração de overscan (sobre-leitura, para CCD antigos ainda disponíveis no OPD);
3. subtração de bias (viés eletrônico – sempre);
4. correção por dark (corrente de escuro, térmica – para CCD que não atingem baixas
temperaturas);
5. correção por flat-field (variações de sensibilidade – sempre);
Em termos das tarefas (“tasks”), a primeira usada para o tratamento dos espectros brutos é o
“ccdred”, que permite obter uma dimensão (área) contendo excelentes respostas dos pixel
(contagens). Basicamente, este pacote corta as bordas das imagens do CCD onde a resposta dos
pixel não são eficientes. Esta etapa é feita empregando-se uma imagem flat.
O pacote utilizado para a correção do bias é o “zerocombine”, que combina todas as
imagens bias realizadas; em geral, para fins estatísticos, utilizamos um total de 30 imagens.
Para o flat-fields, a tarefa “flatcombine” combina as todas imagens (também empregamos 30
imagens), com a subsequente aplicação da tarefa response, onde iremos obtemos a normalização do
arquivo final contendo os flat-fields combinados. A correção de todos os arquivos pelo flat-field
combinado e normalizado é feita pela tarefa “ccdproc”. Depois de tratadas as contribuições
referentes à instrumentação, realizamos as correções relacionadas ao fluxo observado do objeto de
estudo. Um fluxograma descritivo é apresentado a seguir (Figura 2.12), com a tela do “script” de
redução na Figura 2.13.
37
38
Figura 2.12: Diagrama de redução empregado neste trabalho. Em parênteses, as tarefas IRAF empregadas em
cada processamento.
Figura 2.13: Janela de entrada dos dados para o “script” (poppe.cl) de redução da galáxia AM 0117-412. Os (*)
permitem que todas as imagens presentes sejam consideradas no processo de redução.
39
CAPÍTULO 3. ARTIGOS RELACIONADOS
Comparativamente a outros objetos no Universo local, a galáxia AM0117-412 é um objeto
pouco analisado na literatura extragaláctica. No site do banco de dados da NASA, NED/IPAC,
encontramos 8 (NED01) e 6 (NED02) artigos para cada galáxia, e um total de 38 artigos com
análises globais que citam a galáxia de algum modo, quer seja em um catálogo fotométrico ou
dentro de um survey espectroscópico. Neste Capítulo, abordaremos alguns resultados da literatura
relacionados com a galáxia de estudo.
O primeiro artigo a citar a galáxia “Bumerangue” foi publicado em 1968 pelo astrônomo
Jose Luis Sersic, com o título de “Atlas de Galaxy Australes”. A maioria dos artigos publicados
deste objeto são oriundos de survey, onde a galáxia compõe o levantamento mas sem observações
dedicadas para a mesma.
Em 1977, Vorontsov-Velyaminov publicou um catálogo de galáxias interativas, catalogando
1500 galáxias com distintos tipos morfológicos (Vorontsov-Velyaminov 1977). Posteriormente, Arp
e Madore em 1987 publicaram o catálogo “A Catalogue of Southern Peculiar Galaxies and
Associations”, introduzido o conceito de objetos peculiares em sua morfologia observada.
A primeira discussão dos elementos químicos do objeto foi feita por Lauberts et al. 1979):
“Eight Southern Galaxies with Strong Emission Line Spectra”. Em 1988 (Lipovetsky et al. 1988) o
objeto foi introduzido no catálogo de galáxias do tipo Seyfert. Mais tarde, os artigos publicados em
2000 e 2002, “A New Database of Observed Spectral Energy Distributions of Nearby Starburst
Galaxies from the Ultraviolet to the Far-Infrared” e “Star formation in distant sttarburst galaxies”
classificaram a galáxia como Starburst. Nesta, ocorre um surto de formação estelar nuclear,
diferentemente da atividade nuclear do tipo Seyfert, um núcleo compacto e muito brilhante, que
produz um espectro de contínuo não-térmico com linhas de emissão alargadas.
Uma detalhada discussão fotométrica deste objeto foi publicado por Agüero et al (1999),
Figura 3.0. De acordo com os autores, as cores (V, B-V, V-R, R-I) através de todo o sistema
mostram pouca variação e refletem a presença da mesma composição estelar jovem. As cores
observadas, bastante azuis nas regiões observadas em ambas as galáxias (ver numeração), indicam
intensa atividade de formação estelar.
40
Figura 3.0: Imagem na banda azul (a partir de placas do ESO). Norte para cima e Leste para a esquerda. Os
dados para as regiões numeradas são apresentados em várias Tabelas. Para as cores, temos: V = 17.48, B-V =
0.40, V-R = 0.52, e R-I = 0.28. Para maiores detalhes, indicamos o artigo Agüero et al. (1999).
O redshift de referência publicado no NED (z = 0,017337 ± 0,000040) que conduz a uma
velocidade heliocêntrica radial de 5198 ± 12 km/s, foi determinado no “HI Parkes All Sky Survey
Final Catalog” (Wong 2006).
Finalmente, em 2009, o catálogo, “The Imperial IRAS-FSC Redshift” (IIFSCz), contendo
60303, galáxias selecionadas dentro do catálogo de fontes fracas do satélite IRAS (InfraRed
Astronomical Satellite), incluiu a galáxia de estudo. O IIFSCz fornece posições precisas,
características no óptico, no infravermelho próximo e rádio, além de redshifts espectroscópicos (se
disponível) ou redshifts fotométricos (se possível). Cerca de 55% das galáxias no IIFSCz têm
redshifts espectroscópicos, e mais de 20% têm redshifts fotométricos. Neste catálogo, a presente
galáxia possui entrada F01177-4129, z = 0,0173 e fluxo de 0,882 Jy em 60 microns.
41
CAPÍTULO 4. AM0117-412: RESULTADOS OBTIDOS
A seguir iremos abordar os resultados obtidos da espectroscopia realizada neste trabalho e
os parâmetros: cinemáticos, dinâmicos e geométricos.
4.1 Os Espectros Calibrados
Utilizando as tarefas presentes na sequência de redução (Figura 2.12), obtemos as janelas de
abertura a partir do perfil bi-dimensional construído pela tarefa apall. A tarefa posiciona a abertura
central (identificada como 1) no pico de distribuição de maior velocidade relativa. Em seguida,
construímos as demais aberturas deslocadas de 3 segundos de arco (Figuras 4.1.0 – 4.1.1). Um
ajuste do fundo de céu é feito para cada janela de abertura.
Figura 4.1.0: Extração do espectro da galáxia NED01 obtida com a tarefa apall, onde o núcleo é identificado com
a abertura central 1. As demais aberturas representam as regiões extranucleares.
Figura 4.1.1: Extração do espectro da galáxia NED02. Ver comentários na Figura 4.1.0.
42
Com as extrações dos espectros, o próximo passo consiste em identificar as linhas relativas
as lâmpadas de calibração de He-Ar (Figura 2.6) das galáxias com a tarefa identify. É importante
dizer que o mesmo procedimento feito até aqui, também se aplica para as estrelas padrão
espectrofotométricas. Contudo, para estas, deveremos criar a curva de sensibilidade, que será obtida
com a tarefa sensfunc em função da curva de extinção média calculada anteriormente para o OPD
(Figura 4.1.2), obtida através de observações de estrelas padrão espectofotométricas (Jablonski et al.
1994).
Figura 4.1.2: Extinção atmosférica em UBVRI para o OPD. A curva contínua é o modelo semiempírico de Bessel
(1990) e Hayes & Lathan (1975) para a extinção. A pontilhada, a transmissão da atmosfera. Fonte:
http://www.lna.br/workshop2010/Proc-OSG/posters/FranciscoJablonski.pdf
Resumidamente, parte da luz emitida por uma estrela que se observa no solo através de um
telescópio, foi absorvida ou espalhada pela atmosfera terrestre. Assim, para que possamos estimar a
intensidade luminosa “real” da estrela, precisamos subtrair as indesejáveis interferências da
atmosfera, calculando a quantidade de luz que foi absorvida ou espalhada nesse processo, a qual
chamamos de extinção. Então, para uma estimativa da extinção da luz, é necessário conhecer,
inicialmente, o quanto de atmosfera a luz atravessou até chegar ao telescópio, i.e., a massa de ar que
foi atravessada pela luz
Como exemplo, para uma observação no zênite, a massa de ar vale 1 e esta aumenta a
medida que a estrela se aproxima do horizonte. Portanto, precisamos determinar uma curva de
43
extinção em função da massa de ar, o qual é feita através da observação de estrelas padrão, ou seja,
estrelas com brilho não variável e muito bem conhecidas). Geralmente, são estimadas as
magnitudes em cada um dos filtros UBVRI, para cada uma das estrelas padrão, em diferentes
massas de ar e isso servirá como base para a calibração das magnitudes das outras estrelas e de
outros objetos de interesse.
Para calibrar em fluxo, usamos a tarefa “calibrate” com as estrelas espectrofotométricas
observadas na mesma noite. Por fim, realizamos a correção do efeito Doppler com a tarefa
“dopcor” e a correção de avermelhamento com a tarefa “dered”. O resultado final são os espectros
calibrados em fluxo e comprimento de onda, de acordo com as Figuras 4.1.3 e 4.1.4.
Figura 4.1.3: Algumas aberturas (abt) para a galáxia NED01, mostrando a evolução dos espectros (em particular
das linhas de emissão nas regiões azul e vermelha).
44
Figura 4.1.4: Algumas aberturas (abt) para a galáxia NED02, mostrando a evolução dos espectros (em particular
das linhas de emissão nas regiões azul e vermelha).
As principais linhas de emissão na parte azul do espectro (H 4862Å, [O III] 4959Å, [O
III] 5007Å) e na vermelha (H 6562Å, [N II]6548Å, [N II]6583Å, [S II] 6716Å, 6731Å)
são marcadas em ambas Figuras. Estas, por sua vez, serão empregadas para a classificação espectral
através das seguintes razões de linhas ou, comumente conhecido como diagrama de diagnóstico
(Veilleux & Osterbrock 1987):
log [O III]/H versus log [S II]/H
log [O III]/H versus log [N II]/H
log [O III]/H versus log [O I]/H
Uma discussão sobre a eficiência desses diagramas e as escolhas dessas razões de linha pode
ser obtida em Osterbrock (1989). Basicamente: (i) a possibilidade de diferenciar fisicamente
Núcleos Ativos de Galáxias (AGN) e regiões H II; (ii) a presença de fótons de altas energias como
um importante processo de ionização; (iii) e a produção do O++ predominantemente por fótons UV
situados perto da fonte ionizante.
45
4.2 A Síntese Espectral
Uma vez obtidas as linhas de emissão, o procedimento de subtrair o espectro da contribuição
estelar subjacente permite realizar uma precisa determinação do fluxo observado. Neste trabalho,
empregamos o cálculo da população estelar usando o código de síntese espectral Starlight,
desenvolvido pelo Grupo de Astrofísica da UFSC: Cid Fernandes et al. (2005); Mateus et al. (2006);
Stasinska et al. (2006); Mateus et al. (2007).
Basicamente, através de combinações lineares de uma base simples de população estelar,
modela-se o espectro observado (Oλ) em diferentes estágios de idade e metalicidade. O método
também dispõe de diversos espectros sintéticos modelados (Mλ), e o que melhor minimiza o 2 , isto
é, o que ajusta-se de forma mais coerente ao contínuo do espectro observado é utilizado. Tal
mecanismo é expresso pela equação:
χ2=Σλ (Oλ−M λ)ωλ
2 (1)
onde wλ é o inverso do ruído no espectro observado. A subtração dos espectros (Oλ–Mλ) tem como
resultado um espectro puro de linhas de emissão, pois a contribuição das linhas de absorção
advindas das estrelas são extraídas, levando assim o espectro residual ao nível zero do contínuo
estelar. As bibliotecas que utilizamos para o modelamento dos espectros sintéticos foram a Bruzual
& Charlot que contêm 3 metalicidades (Z=0,004; 0,020 e 0,050) e emprega uma faixa de idade de 1
mega anos a 13 giga anos (Bruzual & Charlot, 2003).
Os espectros finais obtidos para as regiões nucleares (NED01 e NED02) são mostrados nas
Figuras 4.2.0 e 4.2.1. As intensidades das principais linhas de emissão nebular (Tabela 4), relativas
ao referencial de repouso, também foram devidamente identificadas nos painéis inferiores das
respectivas Figuras.
Percebe-se, claramente, um aumento significativo na intensidade das linhas de emissão na
parte azul do espectro. Acontece que esta parte é mais afetada pelo efeito de extinção e o código
Starlight “devolve” a energia perdida neste processo. Dessa maneira, temos as linhas devidamente
corrigidas para serem medidas, cujas razões específicas permitirão determinar a classificação
espectral nuclear para ambas galáxias.
46
Figura 4.2.0: Espectro nuclear da galáxia ESO 296-IG 011 NED01: O painel superior representa o espectro
observado (em preto) com o modelado via Starlight (sobreposto em vermelho). O painel inferior ilustra o espectro
residual, subtraído da componente estelar, com as principais linhas de emissão no intervalo espectral estudado.
Figura 4.2.1: Espectro nuclear da galáxia ESO 296-IG 011 NED02. O painel superior representa o espectro
observado (em preto) com o modelado via Starlight (sobreposto em vermelho). O painel inferior ilustra o espectro
residual, subtraído das componentes estelares, com as principais linhas de emissão no intervalo espectral
estudado.
Assim, para a determinação da classificação espectral, usamos as linhas de emissão do
espectro final nuclear, cujos valores obtidos estão presentes na Tabela 4.
47
4.3 A Classificação Espectral
O método mais utilizado para a classificação espectral é o de razões de linhas, que foi
primeiramente proposto por Baldwin et al (1981). O critério está baseado na combinações de várias
linhas de emissão, cujas representações gráficas fornecem os chamados diagramas de diagnóstico.
De acordo com a Tabela 4 que fornece os fluxos nucleares calculados para ambas galáxias e a
Tabela 5, que utiliza um conjunto de razões de linhas propostos por Veilleux e Osterbrock (1987),
como rediscussão do trabalho anterior, e também de Ho et al. (1997), baseados em um conjunto
maior de observações, concluímos que os núcleos de ambas galáxias apresentam características de
Starburst (intensos surtos de formação estelar), segundo a definição de Weedman et al. 1981.
Tabela 4: Fluxos obtidos para as regiões nucleares (1016ergs/cm2/s)
Íons (Å) NED01 (Fluxo) NED02 (Fluxo)
Hβ (λ4862) 59,13 143,1
[O III] (λ4959) 41,12 78,41
[O III] (λ5007) 126,0 216,0
He I (λ5876) x 13,33
[O I] (λ6300) 11,94 17,67
Hα (λ6562) 174,7 406,6
[N II] (λ6584) 30,19 79,40
[S II] (λ6717) 48,27 103,4
[S II] (λ6731) 27,50 63,59
Tabela 5: Razões de linhas de emissão para as regiões nucleares.
Razões de Linhas NED01 NED02 Veilleux &
Osterbrock
Ho et al.
[O III]/Hβ 2,13 1,51 0.03-8 Qualquer
[O I]/Hα 0,07 0,04 <0.08 <0,08
[N II]/Hα 0,17 0,20 <0,5 <0,6
[S II]*/Hα 0,43 0,41 >0,4 <0,4
Hα/Hβ 2,95 2,84 - -*[S II](λ6717 + λ6731)/Hα
As razões de linha na tabela 5 apresentam a vantagem de melhor distinguir fisicamente os
vários tipos de objetos, além de minimizar os erros de calibração e as correções devido aos efeitos
de avermelhamento. A razão [S II]/H é obtida com a soma das linhas individuais proibidas do
48
Enxofre ionizado uma vez. As razões H/H apontam que as razões obtidas neste trabalho estão em
bom acordo com o valor teórico esperado (2,85) para estas razões, de acordo com Brocklehurst
(1971).
Com o intuito de contribuir com os resultados da classificação espectral, calculamos também
a porcentagem de populações estelares presentes no núcleo de cada galáxia (Tabela 6), empregando
o código de síntese espectral Starlight. Segundo os critérios definidos em Cid Fernandes et al.
(2005), as populações estelares podem ser divididas nas seguintes classes: jovens (xj = t < 5x107
anos), intermediárias (xi = 5x107 < t <2x109 anos) e velhas (xv = 2x109 < t < 9x1010 anos).
Tabela 6: Valores da população dos intervalos definidos acima. As duas últimas colunas mostram a qualidade do
ajuste.
xi(%) xj(%) xv(%) 2 AdevNED01 66,71 21,90 11,39 0,53 5,12NED02 46,62 32,38 21,11 0,72 2.49
Os valores acima confirmam as classificações nucleares obtidas anteriormente (Starburst),
de acordo com as porcentagens presentes de populações de idades jovens e intermediárias. As duas
últimas colunas representam a qualidade do ajuste. Em particular, “Adev” fornece o percentual do
desvio médio de |Oλ−Mλ|/Oλ sobre todos os pixel onde Oλ and Mλ são, respectivamente, os espectros
observados e modelados pelo Starlight.
4.4 Os Parâmetros Geométricos e Cinemáticos
Para a obtenção das características geométricas dos objetos NED01 e NED02, utilizamos
as equações publicadas no NED/NASA-IPAC. Para o cálculo dos eixos menor e maior, utilizamos a
imagem da galáxia AM0117-412 do tipo FITS (Flexible Image Transport System, Wells et al.
(1981)) disponível no Skyview Virtual Observatory da NASA5. Com o auxílio do IRAF e usando a
relação 1 pixel = 0,25 segundos de arco, valor da escala de placa dada pelo Skyview, calculamos por
trigonometria simples (supondo que as galáxias podem ser representadas por simples elipses,
conforme a Figura 4.4.0), os respectivos semieixos maior (a) e menor (b) de cada objeto.
5 http://skyview.gsfc.nasa.gov/current/cgi/titlepage.pl
49
Figura 4.4.0: Representação das elipses ajustadas para calcular os semieixos maior (a) e menor (b). Os nodos
representam simbologias para as velocidades de recessão, de acordo com as curvas de rotação.
É claro que existe uma grande incerteza no procedimento anterior, uma vez que não temos
certeza absoluta dos limites de cada galáxia na imagem. Contudo, os resultados fornecem uma
primeira aproximação para os tamanhos relativos de cada objeto.
Após o cálculo dos parâmetros geométricos, estimamos os seguintes elementos para cada
galáxia: elipticidade, excentricidade e a inclinação de cada galáxia com respeito ao plano do céu.
Os valores calculados assim como as equações utilizadas estão presentes na Tabela 7.
Tabela 7: Valores dos parâmetros geométricos do NED01 e NED02.
Eixo
maior
(“)
Eixo
menor
(“)
Elipticidade Excentricidade Inclinação em
relação ao plano
do céu (o)
2a 2b 1-b/a [(b/a)2-1]/[(b/a)2+1] cos i = (b/a)
NED01 60,7 22,65 0,63 0,14 68.1NED02 58,8 13,53 0,77 0,37 76.7
50
Outros parâmetros também foram determinados (Tabela 8a) e comparados com os dados da
literatura (Tabela 8b): redshift (z), velocidade radial heliocêntrica (v) e distância (d). Neste trabalho,
assumimos a constante de Hubble igual a Ho = 73 km/s/Mpc (Freedman & Madore 2010).
Tabela 8a: Parâmetros cinemáticos determinados.
z v(Km/s) d(Mpc)
NED01 0,01702 5060±8 69,3
NED02 0,01708 5121±16 70,16
Tabela 8b: Parâmetros cinemáticos publicados.
z v(Km/s) d(Mpc)
NED01 0,01685 5052±36 69,2
NED02 0,01708 5267±53 72,2
A pequena diferença obtida (~60 km/s) reforça a natureza interagente dos objetos que
originaram a morfologia “Boomerang” observada. Os resultados estão em bom acordo com os
publicados na literatura: NED01 (Laubers et al. 1979) e NED02 (Sekiguchi e Wolstenkroft 1992).
4.5 A Curva de Rotação
Em galáxias espirais, o movimento circular das estrelas no disco é dominante sobre o
movimento desordenado das estrelas do bojo, e a massa pode ser determinada através da curva de
rotação, v(R) x R, i.e., velocidade de rotação em função da distância galactocêntrica.
Assumindo que a maior parte da massa da galáxia está no bojo interno e que o movimento
rotacional das estrelas no disco é determinado pela massa do bojo, a massa pode ser determinada de
maneira simples através da terceira lei de Kepler. Sendo M(R) a massa contida dentro de um raio R,
podemos escrever, onde “G” é a constante gravitacional:
M gal=R v (R)
2
G (2)
Resultados observacionais apontam que a quantidade v(R), nas partes mais externas de
muitas galáxias espirais, não depende mais do raio galactocêntrico R, de modo que v(R) permanece
constante. Logo, como conclusão, podemos dizer que quanto maior o raio R, maior será a massa
51
M(R) interna a ele. No entanto, como as partes mais externas das galáxias espirais contêm uma
quantidade menor de matéria luminosa, observamos que a partir de um certo valor de R a
luminosidade não aumenta mais. Porém, de acordo com a curva de rotação observada, a massa
continua crescendo. Esta intrigante questão é conhecida na literatura como o problema da matéria
escura faltante.
Com a tarefa “XCSAO” (A Radial Velocity Package for the IRAF Environment, Kurtz et al.
1992) presente no pacote RVSAO/IRAF, calculamos as velocidades radiais heliocêntricas com
relação ao núcleo de cada galáxia, permitindo construir um gráfico da velocidade pela distância
galactocêntrica (Figura 4.5.0 e 4.5.1). A galáxia NED01 apresenta um comportamento rotacional
revelando que a parte Sul se aproxima (blueshift) e a Norte se afasta (redshift) do observador. Um
efeito semelhante pode ser verificada na galáxia NED02: blueshift (Leste) e redshift (Oeste).
Outro aspecto que pode ser notado consiste na “deformação” das curvas rotacionais que são
provocadas pela interação existente entre ambas galáxias, claramente evidenciado. A galáxia
NED01 apresenta uma curva mais “comportada” em relação à galáxia NED02.
A partir das curvas de rotação, as velocidades obtidas de ambas galáxias foram utilizadas
para estimar as massas: 3,8 x 1011 Msolar.(NED01) e 5,2 x 1011 Msolar (NED02).
Figura 4.5.0: Curva de rotação da galáxia NED01. Apenas os pontos centrais estão distribuídos ao longo da
curva, com os respectivos erros.
52
Figura 4.5.1: Curva de rotação da galáxia NED02. Apenas os pontos centrais estão distribuídos ao longo da
curva, com os respectivos erros.
53
CAPÍTULO 5. SIMULAÇÕES DE N-CORPOS
Neste capitulo iremos apresentar de forma simples como é feita a simulação numérica de
N-corpos. Sem abordar as equações usadas nos códigos dos programas aqui apresentados fazemos a
abordagem geral de uma simulação preliminar.
5.1. Simulação Numérica: Um Estudo Preliminar
A construção de um modelo que represente uma estrutura ou uma evolução física de um
corpo ou de N-corpos é peça fundamental para a concepção do conhecimento da natureza do objeto.
Na Astronomia, muitas vezes não é possível visualizar todo o processo de formação ou interação
dos corpos celestes. Deste modo, o recurso utilizado para a compreensão é a simulação
computacional. Entender o processo de interação gravitacional entre as galáxias é conhecer o
passado do Universo e prever o futuro através de modelos teóricos.
Em geral, as simulações dependem de 6 (seis) variáveis do espaço de fase hexadimensional,
três variáveis de posição e três de velocidade. Entretanto, as observações astronômicas fornecem
apenas três variáveis, duas referentes ao espaço (x e y) e uma componente de velocidade na linha de
visada. Portanto para fazer simulação numérica é preciso estabelecer vínculos que possibilitem a
obtenção dos outros parâmetros. A técnica usada para simulação é elaborar sistemas em equilíbrio e
que evoluam com o tempo a fim de observar as interações, a distribuição de gás, matéria e a
morfologia final.
Os irmãos Alar Toomre e Juri Toomre foram os primeiros astrônomos a propor a simulação
numérica como uma contribuição para o entendimento das interações em galáxias, Toomre &
Toomre (1972). Usando um código bastante simples (basicamente Mecânica Newtoniana) e sem
parâmetros cosmológicos, os irmãos conseguiram simular várias interações por força de maré (Tidal
Interaction). Basicamente, os núcleos de duas galáxias de massas M1 e M2 são tratados como
pontuais, e movem-se sobre a influência gravitacional mútua. A estrutura da interação consiste em
manter uma galáxia fixa (alvo, M1) com um número inicial de anéis e estrelas em uma órbita
circular kepleriana: estes seriam os parâmetros de entrada desta galáxia. Para uma segunda galáxia,
projétil, que irá colidir com a galáxia alvo, as posições e as velocidades são variadas. A massa é
estimada em uma fração da galáxia intrusa em relação a massa da galáxia alvo. A evolução da
simulação é dada em passos de alguns milhões de anos. Um exemplo da simulação para a galáxia
espiral M51 é ilustrado na Figura 5.1.0, retirado de Toomre & Toomre (1972).
54
Figura 5.1.0. Simulação da galáxia espiral M51 produzida por Toomre & Toomre (1972). A imagem da galáxa
M51, como representação, foi obtida do site www.astronomyphotos.com.
De posse dessas e de várias outras informações presentes no artigo dos citados autores,
“Galactic Bridges and Tails”, construímos ao longo da Iniciação Científica Voluntária (PEVIC-
UEFS, 2014), um programa em linguagem C que fornece uma primeira estimativa de interação
entre galáxias. Como exemplo de aplicação, simulamos as galáxias Hoag (Hoag's Object) e Arp 85
(M51, NGC 5194),Figura 5.1.1.
figura 5.1.1. Galáxia Hoag (direita) e a M51 (rodamoinho) – Arp 85 (direita).
55
A galáxia tipo Hoag foi introduzida como um objeto de controle para a simulação (validação
do código numérico – ajuste dos parâmetros de entrada). O anel azul é constituído por estrelas
jovens de elevada massa, e contrasta com o núcleo central de estrelas velhas e vermelhas. As
galáxias com forma anelar podem se formar a partir de diversos processos. Uma possibilidade é
através da colisão com outra galáxia. No entanto, no caso da galáxia Hoag, não há sinais de uma
segunda galáxia, de modo que a explicação para a sua forma peculiar é ainda desconhecida. Por
isso, o nosso particular interesse nesse objeto.
A galáxia M51 (Arp 85), por sua vez, representa um objeto em interação que permite
verificar a robustez do código de simulação construído. A estrutura espiral pronunciada da galáxia é
resultado do encontro com sua galáxia satélite, NGC 5195. Devido à interação, o gás na galáxia foi
perturbado e comprimido em certas regiões, resultando na formação de novas estrelas. Sendo a
morfologia bastante comum em galáxias espirais, a estrutura espiral é preferivelmente induzida na
galáxia mais massiva, este caso, na NGC 5194.
As galáxias estudadas foram representadas por discos estelares, cada uma delas com uma
amostragem diferente de partículas. Como ilustradas na Figura 5.1.2, parte das estrelas afastam-se
bastante da maioria das estrelas que formam os discos.
56
Figura 5.1.2. Resultados das simulações para as galáxias M51 (superior) e Hoag (inferior).
Para obtermos imagens simuladas semelhantes ao sistema real, precisamos escolher o
melhor ângulo de visada do sistema simulado, além dos parâmetros de entrada: posições e
velocidades de cada galáxia, a razão entre as massas e o tempo de evolução do sistema interagente.
Para as unidades, as massas são expressas em 2.0 x 1010 MSol e o tempo em 1,2 milhões de anos. A
distância é padronizada em 500 pc, de modo que a velocidade vale (500 pc) / (1,2 milhões de anos)
400 km/s. A constante gravitacional foi adotada como G = 1.
As partículas, que representam as estrelas das galáxias, sofrem a ação da força da gravidade
exercida por ambas as galáxias (alvo e intrusa). Inicialmente, as galáxias alvos são discos de
partículas perfeitas; a galáxia intrusa é “jogada” em uma órbita elíptica, e os parâmetros iniciais de
entrada (posição e velocidade) fornecem as condições de interação gravitacional. Durante o
movimento orbital, as “estrelas” vão, aos poucos, abandonando a distribuição original de disco, em
virtude da ação das forças gravitacionais a que estão submetidas.
57
No caso da galáxia Hoag, usamos 10 anéis com 24 estrelas em cada anel, i.e., 240 pontos ou
“estrelas” ao total. A galáxia intrusa interagente, foi representada com igual massa da galáxia alvo.
A morfologia final foi obtida ao final de 78 milhões de anos (65 passos).
Para a galáxia Arp 85, usamos 10 anéis com 50 estrelas em cada anel, ou seja, 500 pontos ou
“estrelas” ao total. A galáxia intrusa interagente, foi representada com ¼ da massa da galáxia alvo.
A morfologia final foi obtida ao final de 648 milhões de anos (540 passos).
Sendo simples, mas representando um importante exercício para a minha formação
acadêmica, o código desenvolvido só consegue reproduzir interações via força de maré, e a
escolhida para este trabalho não apresenta este tipo de interação. Dessa forma, para uma simulação
preliminar da galáxia AM 0117-412, utilizamos um programa mais robusto o GADGET-26
(GAlaxies with Dark matterand Gas intEracT), desenvolvido por Volker Springel (Springel et al.
2001, Springel 2005), do Instituto Max Planck de Astrofísica na Alemanha.
5.2. O CÓDIGO GADGET-2
O GADGET-2 é um programa de código livre que pode ser configurado nos ambientes
LINUX e WINDOWS. Para o cálculo da força gravitacional, o código é estruturado em uma árvore
hierárquica (TREECODE, Barnes & Hut (1986)), e a hidrodinâmica do sistema é feita com a
técnica SSP (Smoothed-particle hydrodynamics), que é fundamentada pela física não colisional.
O código traça três parâmetros (ligados pela força gravitacional) do sistema: a matéria
escura (que é representada pela física não colisional), as estrelas (que também é caracterizada pela
física não colisional) e o gás (visto como gás ideal fazendo uso da técnica SSP).
A física não colisional é composta pelas equações de Boltzmann e Poisson que são
responsáveis pela descrição do movimento do sistema. A parte colisional que é executada pelo
método SSP, faz uso da equação de Navier-Stokes, para um gás compressível. O método foi
elaborado por Lucy (1977) e Gingold & Monaghan (1977), com a finalidade de calcular as
equações de movimento do fluido compressível via interpolação de grupos de partículas. O método
se baseia nas equações propostas por Monaghan (1992). O principal agente do sistema em interação
é a gravidade.
Existem diversas técnicas para calcular a força que uma partícula efetua sobre a outra. A
técnica mais simples é a PP (partícula-particula). A configuração do sistema é determinada em cada
instante t, calculando a interação de todos os pares de partículas do sistema. Em outras palavras,
6 http://wwwmpa.mpa-garching.mpg.de/gadget/
58
num sistema com “n” partículas, são definidos n(n-1) pares. Em termos de cálculo, este método
considera um esquema de soma direta, o que o torna, do ponto de vista computacional, mais pesado.
O GADGET-2 utiliza a técnica TREECODE, que baseia-se no fato da interação da partícula
com outra de menor distância ser mais relevante do que com uma partícula de maior distância. Uma
descrição mais detalhada pode ser encontrada em Freitas-Lemes & Rodrigues (2011), Krabbe et al.
(2011), cuja aplicação foi feita para a a galáxia AM 2322-821. A Figura 5.2.0 ilustra uma simulação
preliminar (projeção ortográfica) para a galáxia AM 0117-412, com o GADGET-2. O ambiente
gráfico de visualização foi o Glnemo27.
7https://projets.lam.fr/projects/glnemo2
59
60
Figura 5.2.0. Simulação GADGET-2 para a galáxia de estudo AM 0117-412.
61
CAPÍTULO 6 – Conclusões e Perspectivas
Os espectros da galáxia interagente AM0117-412, composta pelos objetos ESO 296- IG 011
NED01 e ESO 296- IG 011 NED02, foram adquiridos com o telescópio de 1,6m do OPD/LNA-
MCTI. Os resultados espectroscópicos das regiões nucleares apresentados no óptico confirmam a
natureza espectral de ambas galáxias (Starburst), em função das razões de linha e do quantitativo de
populações jovens e intermediárias determinadas com o código de síntese espectral Starlight. As
reduções foram obtidas através do “script” poppe.cl (command language, Figura 2.13), que facilitou
muito a redução e o tempo associado ao mesmo.
As velocidades radiais heliocêntricas obtidas, 5060±8 km/s (NED01) e 5121±16 km/s
(NED02), estão em excelente acordo com aquelas publicadas na literatura. Em adição, a pequena
diferença observada na velocidade (v ~ 60km/s) e posição (d < 1Mpc), confirmam a
característica morfológica interagente (z ≤ 1) observada no visível (Lambas et al. 2003).
Os parâmetros geométricos calculados foram obtidos a partir da imagem óptica presente no
banco de dados do Aladin. Contudo, esperamos realizar uma fotometria UBVRI-H para expressar
melhor as variáveis geométricas obtidas, assim como caracterizar um estudo fotométrico refinado
nestas bandas. Em particular, imagens neste último filtro permitirão identificar às regiões de
formação estelar nos objetos.
As curvas de rotação obtidas são típicas para galáxias espirais. Contudo, apenas as regiões
mais centrais foram exploradas neste trabalho, tendo em vista que uma forte dispersão nos valores
das velocidades estão presentes para r > 5kpc. Este resultado está ligado ao fato do sistema estudado
ser fortemente interagente, o que dificulta uma análise para regiões muito distantes do núcleo.
Estimativas das massas foram obtidas a partir das curvas de rotação. Os valores
determinados (NED01: 3,8x1011 MSolar. e NED02: 5,2x1011 MSolar) encontram-se dentro do intervalo
esperado para galáxias do tipo espiral: 109 - 1012 Msolar.
Ainda que realizada de forma simples, apenas como uma etapa preliminar de estudo, a
simulação conduzida com o GADGET-2 empregando o visualizador Glnemo2, representou de
maneira satisfatória um possível cenário interagente para o aspecto morfológico “Boomerang”
observado para estes objetos. Como perspectiva futura, pretendemos refazer a simulação de forma
mais robusta usando o cluster do grupo de pesquisa da UNIVAP-SP, incluindo variáveis que não
foram empregadas na presente análise.
Finalmente, o presente trabalho permitiu realizar um importante aspecto de investigação
científica, que será de suma importância para a continuidade de minha formação acadêmica à nível
62
de pós-graduação. O aprendizado obtido na redução de espectros no óptico com o IRAF representou
uma grande vantagem e permitirá avançar rapidamente em projetos de pesquisa relacionados com a
redução espectral, bem como a determinação de vários parâmetros associados ao objeto de estudo.
Um resumo das minhas contribuições científicas são apresentadas no Apêndice 2.
63
Referências
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66
Apêndice
Apêndice 1: Informações contidas no header das galáxias NED01 e NED02
ESO 296 IG- 011 NED01:
am0117412.fits[531,2042][real]: object No bad pixels, min=0., max=0. (old) Line storage mode, physdim [531,2042], length of user area 4131 s.u. Created Sat 12:21:11 09-Aug-2014, Last modified Mon 09:38:37 21-Dec-2015 Pixel file "am0117412.fits" [ok] EXTEND = T / File may contain extensions ORIGIN = 'NOAO-IRAF FITS Image Kernel July 2003' / FITS file originator DATE = '2014-08-09T15:21:11' / Date FITS file was generated IRAF-TLM= '2015-12-21T12:38:37' / Time of last modification OBJECT = 'object ' / Name of the object observed COMMENT FITS (Flexible Image Transport System) format is defined in 'Astronomy COMMENT and Astrophysics', volume 376, page 359; bibcode: 2001A&A...376..359H HEAD = 'DZ936_FS,BR' / Head Model ACQMODE = 'Single ' / Acquisition Mode READMODE= 'Image ' / Readout Mode IMGRECT = '1, 2048, 2048, 1' / Image Format HBIN = '1 ' / Horizontal Binning VBIN = '1 ' / Vertical Binning SUBRECT = '690, 1320,2048,1' / Subimage Format XTYPE = 'Pixel number' / Calibration type XUNIT = 0 / Calibration units TRIGGER = 'Internal' / Trigger Mode CALIB = '0,1,0,0 ' / Calibration DLLVER = '2.93.30006.0' / Software Version EXPOSURE= '2100,00000' / Total Exposure Time TEMP = '-81,8 ' / Temperature READTIME= 1.0E-06 / Pixel readout time OPERATN = 4 / Type of system GAIN = '1.0 ' / Ganho EMREALGN= 0 / EM Real Gain VCLKAMP = 0 / Vertical Clock Amplitude VSHIFT = '76,95 ' / Vertical Shift Speed PREAMP = '4x ' / Pre Amplifier Gain SERNO = '13739 ' / Serial Number UNSTTEMP= '-999 ' / Unstabilized Temperature BLCLAMP = F / Baseline Clamp PRECAN = 0 / Prescans FLIPX = 0 / Horizontally Flipped FLIPY = 0 / Vertically Flipped
67
CNTCVTMD= 0 / Count Convert Mode CNTCVT = 0 / Count Convert DTNWLGTH= 500. / Detection Wavelength SNTVTY = 0. / Sensitivity SPSNFLTR= 0 / Spurious Noise Filter Mode THRSHLD = 0. / Threshold PCNTENLD= 0 / Photon Counting Enabled NSETHSLD= 0 / Number of Photon Counting Thresholds PTNTHLD1= 0. / Photon Counting Threshold 1 PTNTHLD2= 0. / Photon Counting Threshold 2 PTNTHLD3= 0. / Photon Counting Threshold 3 PTNTHLD4= 0. / Photon Counting Threshold 4 AVGFTRMD= 0 / Averaging Filter Mode AVGFCTR = 1 / Averaging factor FRMCNT = 1 / Frame Count USERTXT1= ' ' / User text USERTXT2= ' ' / User text USERTXT3= ' ' / User text USERTXT4= ' ' / User text FRAME = '2012-09-08T04:16:15.313' / Start of Frame Exposure ESHTMODE= 0 / Electronic Shuttering Mode DETECTOR= 'DZ936_FS,BR' / Head Model EXPTIME = '2100,00000' / Total Exposure Time OUTPTAMP= 'Electron Multiplying' / Output Amplifier CAMGAIN = '4x ' / Pre Amplifier Gain DATE-OBS= '2012-09-08T04:16:15' / File Creation Date (YYYY-MM-HHThh:mm:ss) RA = '01:19:56' / Alfa DEC = '-41:14:12' / Delta EPOCH = '2000.0 ' / Epoca AIRMASS = '1.058 ' / Massa de Ar JD = '2456178.70232' / Data Juliana ST = '00:59:37' / Tempo Sideral AH = '-0:20:54' / Angulo Horario TELESCOP= '1.60m ' / Telescopio INSTRUME= 'Ecass+ikon' / Instrumento OBSERVER= 'Paulo Poppe, Carol Lima, Thauane Souza, Mauro' / Observador RDNOISE = '6.0 ' / Ruido de Leitura FILTER = 'Clear ' / FiltroCOMMENT foco 449 IMAGETYP= 'object ' FILTERS = 'clear ' WCSDIM = 2 LTM1_1 = 1. LTM2_2 = 1. WAT0_001= 'system=physical' WAT1_001= 'wtype=linear' WAT2_001= 'wtype=linear' TRIM = 'Aug 9 12:12 Trim data section is [45:575,7:2048]' ZEROCOR = 'Aug 9 12:12 Zero level correction image is Zero.fits' CCDSEC = '[45:575,7:2048]' BIASSEC = '[1:531,17:554]'
68
LTV1 = -44. LTV2 = -6. CCDPROC = 'Aug 9 12:21 CCD processing done' FLATCOR = 'Aug 9 12:21 Flat field image is Resp with scale=1.' OBSERVAT= 'lna '
ESO 296 IG- 011 NED02:
m0117-412B_01.fits[524,2041][real]: object No bad pixels, min=0., max=0. (old) Line storage mode, physdim [524,2041], length of user area 4131 s.u. Created Tue 12:41:00 26-Apr-2016, Last modified Thu 10:36:09 10-Mar-2016 Pixel file "am0117-412B_01.fits" [ok] EXTEND = T / File may contain extensions ORIGIN = 'NOAO-IRAF FITS Image Kernel July 2003' / FITS file originator DATE = '2016-03-10T13:36:09' / Date FITS file was generated IRAF-TLM= '2016-03-10T13:36:09' / Time of last modification OBJECT = 'object ' / Name of the object observed COMMENT FITS (Flexible Image Transport System) format is defined in 'Astronomy COMMENT and Astrophysics', volume 376, page 359; bibcode: 2001A&A...376..359H HEAD = 'DZ936_FS,BR' / Head Model ACQMODE = 'Single ' / Acquisition Mode READMODE= 'Image ' / Readout Mode IMGRECT = '1, 2048, 2048, 1' / Image Format HBIN = '1 ' / Horizontal Binning VBIN = '1 ' / Vertical Binning SUBRECT = '690, 1320,2048,1' / Subimage Format XTYPE = 'Pixel number' / Calibration type XUNIT = 0 / Calibration units TRIGGER = 'Internal' / Trigger Mode CALIB = '0,1,0,0 ' / Calibration DLLVER = '2.93.30006.0' / Software Version EXPOSURE= '2100,00000' / Total Exposure Time TEMP = '-81,8 ' / Temperature READTIME= 1.0E-06 / Pixel readout time OPERATN = 4 / Type of system GAIN = '1.0 ' / Ganho EMREALGN= 0 / EM Real Gain VCLKAMP = 0 / Vertical Clock Amplitude VSHIFT = '76,95 ' / Vertical Shift Speed PREAMP = '4x ' / Pre Amplifier Gain SERNO = '13739 ' / Serial Number UNSTTEMP= '-999 ' / Unstabilized Temperature BLCLAMP = F / Baseline Clamp PRECAN = 0 / Prescans FLIPX = 0 / Horizontally Flipped FLIPY = 0 / Vertically Flipped CNTCVTMD= 0 / Count Convert Mode CNTCVT = 0 / Count Convert
69
DTNWLGTH= 500. / Detection Wavelength SNTVTY = 0. / Sensitivity SPSNFLTR= 0 / Spurious Noise Filter Mode THRSHLD = 0. / Threshold PCNTENLD= 0 / Photon Counting Enabled NSETHSLD= 0 / Number of Photon Counting Thresholds PTNTHLD1= 0. / Photon Counting Threshold 1 PTNTHLD2= 0. / Photon Counting Threshold 2 PTNTHLD3= 0. / Photon Counting Threshold 3 PTNTHLD4= 0. / Photon Counting Threshold 4 AVGFTRMD= 0 / Averaging Filter Mode AVGFCTR = 1 / Averaging factor FRMCNT = 1 / Frame Count USERTXT1= ' ' / User text USERTXT2= ' ' / User text USERTXT3= ' ' / User text USERTXT4= ' ' / User text FRAME = '2012-09-08T05:11:50.391' / Start of Frame Exposure ESHTMODE= 0 / Electronic Shuttering Mode DETECTOR= 'DZ936_FS,BR' / Head Model EXPTIME = '2100,00000' / Total Exposure Time OUTPTAMP= 'Electron Multiplying' / Output Amplifier CAMGAIN = '4x ' / Pre Amplifier Gain DATE-OBS= '2012-09-08T05:11:50' / File Creation Date (YYYY-MM-HHThh:mm:ss) RA = '01:19:56' / Alfa DEC = '-41:14:12' / Delta EPOCH = '2000.0 ' / Epoca AIRMASS = '1.064 ' / Massa de Ar JD = '2456178.74092' / Data Juliana ST = '01:55:22' / Tempo Sideral AH = '00:34:48' / Angulo Horario TELESCOP= '1.60m ' / Telescopio INSTRUME= 'Ecass+ikon' / Instrumento OBSERVER= 'Paulo Poppe, Carol Lima, Thauane Souza, Mauro' / Observador RDNOISE = '6.0 ' / Ruido de Leitura FILTER = 'Clear ' / Filtro COMMENT foco 449 IMAGETYP= 'object ' FILTERS = 'Clear ' WCSDIM = 2 LTM1_1 = 1. LTM2_2 = 1. WAT0_001= 'system=physical' WAT1_001= 'wtype=linear' WAT2_001= 'wtype=linear' TRIM = 'Mar 10 10:35 Trim data section is [47:570,8:2048]' ZEROCOR = 'Mar 10 10:35 Zero level correction image is Zero.fits' CCDSEC = '[47:570,8:2048]' LTV1 = -46. LTV2 = -7.
70
CCDPROC = 'Mar 10 10:36 CCD processing done' FLATCOR = 'Mar 10 10:36 Flat field image is Resp with scale=1.'
Apêndice 2: Produção Científica
1. SILVA, G. A.; POPPE, P. C. R. ; MARTIN, V. A. F. . ESPECTROSCOPIA E SIMULAÇÃO DA GALÁXIACOLISIONAL AM0117-412.. In: XIX-SEMANA DE INICIAÇÃO CIENTÍFICA, 2015, FEIRA DESANTANA. XIX SEMIC-UEFS, 2015.
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71
![Guardiões Da Galáxia #06 [HQOnline.com.Br]](https://static.fdocumentos.com/doc/165x107/577cc35d1a28aba71195d353/guardioes-da-galaxia-06-hqonlinecombr.jpg)
![Guardiões Da Galáxia #04 [HQOnline.com.Br]](https://static.fdocumentos.com/doc/165x107/577cc35d1a28aba71195d342/guardioes-da-galaxia-04-hqonlinecombr.jpg)
![[Zn(BDC)(H2O)2 n: ESTUDO ESPECTROSCÓPICO DE ... filedepartamento de quÍmica fundamental programa de pÓs-graduaÇÃo em quÍmica [zn(bdc)(h2o)2]n: estudo espectroscÓpico de fotoluminescÊncia](https://static.fdocumentos.com/doc/165x107/5be8482a09d3f2d3638d1801/znbdch2o2-n-estudo-espectroscopico-de-de-quimica-fundamental-programa.jpg)
![Guardiões Da Galáxia #10 [HQOnline.com.Br]](https://static.fdocumentos.com/doc/165x107/55cf863b550346484b9588e1/guardioes-da-galaxia-10-hqonlinecombr.jpg)