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Esta apresentação é baseada no capítulo “Galáxias”, do livro virtual “Astronomia e Astrofísica”, de Kepler de Souza Oliveira Filho e Maria de Fátima Oliveira Saraiva (UFRGS), sugerido como texto básico do tópico “Galáxias Normais”, do curso AGA210.
Entre os séculos 17 (uso da luneta por Galileu) e 18 vários astrônomos observaram, entre as estrelas, a presença de corpos extensos e difusos, que denominaram "nebulosas".
Hoje sabemos que diferentes tipos de objetos estavam agrupadossob esse termo, a maioria pertencendo à nossa própria Galáxia:nuvens de gás iluminadas pelas estrelas que estão em seu interior, cascas de gás ejectadas por estrelas em estágio final de evolução estelar, aglomerados de estrelas.
As tais “nebulosas espirais”, entretanto, não passavam de galáxias individuais, como a Via Láctea.
A descoberta das galáxias
Por volta de 1755, Immanuel Kant sugeriu que algumas daquelas nebulosas poderiam ser sistemas estelares individuais, como a Via Láctea:
"[A] analogia [das nebulosas] com o sistema estelar em que
vivemos... está em perfeita concordância com o conceito de que
esses objetos elípticos são simplesmente universos [ilha], em
outras palavras, Vias Lácteas ...".
Essa idéia ficou conhecida como a “hipótese dos universos-ilha”,mas não foi bem aceita na época.
A descoberta das galáxias
Até 1908, cerca de 15.000 nebulosas haviam sido catalogadas edescritas.
Algumas foram corretamente identificadas como aglomerados estelares, outras como nebulosas gasosas.
Mas a maioria permanecia com natureza inexplicada.
Por que? : - suas distâncias eram desconhecidas!- pertenciam ou não à nossa Galáxia?
A descoberta das galáxias
A descoberta das galáxias
O grande debate
Harlow Shapley (1885-1972), do Observatório de Monte Wilson, EUA:
as nebulosas espirais são objetos da nossa Galáxia
Heber Doust Curtis (1872-1942), do Observatório Lick, EUA:
as nebulosas espirais são objetos extragalácticos
O famoso debate em abril de 1920, frente à Academia Nacional de Ciências não resolveu a questão.
A descoberta das galáxias
A prova veio em 1923
Edwin Powell Hubble (1889-1953):as nebulosas espirais são galáxias independentes
Como ele chegou a esta conclusão?Identificando variáveis Cefeidas em Andrômeda!
A partir da relação entre período e luminosidade das Cefeidas da nossa Galáxia, e do brilho aparente das Cefeidas de Andrômeda, Hubble calculou sua distância em 2,2 milhões anos-luz.
Andrômeda estava bem além dos limites da nossa
Galáxia, que tem 100 mil anos-luz de diâmetro.
A prova veio em 1923
Edwin Powell Hubble (1889-1953):as nebulosas espirais são galáxias independentes
Como ele chegou a esta conclusão?Identificando variáveis Cefeidas em Andrômeda!
A partir da relação entre período e luminosidade das Cefeidas da nossa Galáxia, e do brilho aparente das Cefeidas de Andrômeda, Hubble calculou sua distância em 2,2 milhões anos-luz.
Andrômeda estava bem além dos limites da nossa
Galáxia, que tem 100 mil anos-luz de diâmetro.
Lembrete: (1) pelo período de variabilidade da Cefeida obtém-se sua luminosidade, ou magnitude absoluta; (2) a magnitude aparente é estimada por observação; (3) pelo módulo distância (ver estrelas-4), calcula-se a distância.
A variabilidade de uma Cefeida na Galáxia IC4182,
A descoberta das galáxias
Telescópio Espacial Hubble
Há quatro tipos básicos: espirais, espirais barradas, elípticas e irregulares.
Proposto nos anos de 1920, mas usado até hoje.
Não sugeria caráterevolutivo, apenas
classificatório.
Classificação é baseada na aparência, não na
forma verdadeira
Classificação morfológica
O esquema de Hubble
Classificação morfológica
Vistas de frente, apresentam estrutura espiral.
Andrômeda e a nossa própria Galáxia são espirais típicas.
Possuem: núcleo, disco, halo e braços espirais.
Subdividem-se nas categoriasSa, Sb e Sc, de acordo com o grau de desenvolvimento e enrolamento dos braços espiraise com o tamanho do núcleo comparado com o do disco.
Espirais (S)
Classificação morfológica
Espirais barradas (SB)
Apresentam uma estrutura em forma de barra atravessando o núcleo. Cerca de metade das galáxias com disco são barradas.
Subdividem-se em SBa, SBb, e SBc.
Classificação morfológica
Normalmente, os braços partem das extremidades da barra.
A formação da barra ainda não é bem compreendida, mas acredita-se que seja decorrente de perturbação gravitacional periódica(como uma galáxia companheira), ou simplesmente de assimetria na distribuição de massa no disco da galáxia.
Não se sabe também se a barra é, pelomenos em parte, responsável pelaformação da estrutura espiral e por outros fenômenos evolutivos das galáxias.
Espirais barradas (SB)
Classificação morfológica
Espirais
Normalmente nos braços das galáxias espirais estão presentes o material interestelar, as nebulosas gasosas, a poeira e as estrelas jovens, incluindo as supergigantes luminosas.
• Os aglomerados estelares abertos podem ser vistos nos braços das espirais mais próximas e os aglomerados globulares no halo.
• População estelar típica: estrelas jovens e velhas.
• Diâmetros: de 20 mil anos-luz até mais de
100 mil anos-luz. • Massas: de 10 bilhões a 10 trilhões de vezesa massa do Sol.
• Andrômeda e Via Láctea são espirais grandes e massivas.
• Algumas galáxias têm núcleo, disco e halo, podem ou não apresentar barra, mas não têm braços de estrutura espiral.
• Hubble as classificou como S0, às vezes chamadas lenticulares. • Espirais e lenticulares juntas formam o conjunto das galáxias
discoidais.
Classificação morfológica
Lenticulares
• apresentam forma esférica ou elipsoidal,
• não têm estrutura espiral.
• têm pouco gás, pouca poeira e poucas estrelas jovens.
• se parecem com o núcleo e halo das galáxias espirais.
• Hubble as subdividiu de E0 a E7, de acordo com o seu grau de achatamento.
Como definir En?n =10(a-b)/aa - semi-eixo maiorb - semi-eixo menorEx.: círculo; a = b; n = 0; E0
• apresentam forma esférica ou elipsoidal,
• não têm estrutura espiral.
• têm pouco gás, pouca poeira e poucas estrelas jovens.
• se parecem com o núcleo e halo das galáxias espirais.
• Hubble as subdividiu de E0 a E7, de acordo com o seu grau de achatamento.
Como definir En?n =10(a-b)/aa - semi-eixo maiorb - semi-eixo menorEx.: círculo; a = b; n = 0; E0
Classificação morfológica
Elípticas (E)
• um disco visto de frente assemelha-se a uma E0
• quanto mais inclinado estiver o disco, mais elíptico ele parecerá
• Exemplos: (1) uma galáxia E0 tanto pode ser uma elíptica realmente esférica quanto uma elíptica mais achatada vista de frente,
de perfil de frente
(2) já uma E7 tem que ser uma elíptica achatada
vista de perfil.
(3) nenhuma elíptica parecerá tão achatada
quanto uma espiral vista de perfil.
Classificação morfológica
Elípticas (E)
Classificação morfológica
Elípticas (E)
As galáxias elípticas variam muito de tamanho: de supergigantes até anãs.
Os diâmetros variam de milhares de A.L. a milhões de A.L.
As massas podem atingir 10 trilhões de massas solares
As anãs são o tipo mais comum
Classificação morfológica
Irregulares (I)
• Galáxias privadas de qualquer simetria circular ou rotacional, têm estrutura caótica ou irregular.
• Muitas apresentam formação estelar relativamente intensa, comaparência dominada por estrelas jovens brilhantes e nuvens degás ionizado distribuídas irregularmente.
• Observações na linha de 21 cm, revelam um disco de gás hidrogêniosimilar ao das galáxias espirais.
• Possuem estrelas de população I (jovens) e II (velhas), como as espirais
• As mais conhecidas: as Nuvens de Magalhães
• Galáxias privadas de qualquer simetria circular ou rotacional, têm estrutura caótica ou irregular.
• Muitas apresentam formação estelar relativamente intensa, comaparência dominada por estrelas jovens brilhantes e nuvens degás ionizado distribuídas irregularmente.
• Observações na linha de 21 cm, revelam um disco de gás hidrogêniosimilar ao das galáxias espirais.
• Possuem estrelas de população I (jovens) e II (velhas), como as espirais
• As mais conhecidas: as Nuvens de Magalhães
Classificação morfológica
• As Nuvens de Magalhães foram identificadas pelo navegador Fernão de Magalhães (1480-1521), em 1520. • São as galáxias mais próximas da Via Láctea,e visíveis a olho nu no Hemisfério Sul, • A Grande Nuvem tem uma barra, mas não tembraços espirais. Aparentemente ela orbita a ViaLáctea. Ela contém o complexo 30 Doradus, um dos maiores e mais luminosos agrupamentos de gás e estrelas supergigantes conhecido em qualquer galáxia. A Supernova 1987A ocorreu perto de 30 Doradus.• A Pequena Nuvem é bem alongada e menos massiva. Aparentemente resultou de uma colisão com a Grande Nuvem há uns 200milhões de anos.
Irregulares (I)
Pequena
Grande
Classificação morfológica
Propriedades básicas dos tipos
Adaptado de Astronomy Today, Cahisson & McMillan (1999)
Massas das GaláxiasSumário da lógica das técnicas de determinação de massa
Observa-se a distância angular da estrela ao
centro da galáxia
Distância da galáxia
Distância linear de estrela ao centro (=A)
Período de estrela ao redor da galáxia (P)
Massa pela 3a. Lei de Kepler
Galáxia próxima Galáxias binárias
Observa-se a separação angular
entre elas
Distância das galáxias
Separação linear (=A)
Período das binárias (P)
Soma das massas pela 3a. Lei de Kepler
Observa-se a velocidade
radial
Curva de rotação
Observa-se a velocidade radial para
obter a curva de rotação angular
Modelos de rotação de galáxia para uma
massa específica
Compara-se o resultado do modelo
com o dado da observação,
e ajusta-se a massa até coincidirem os valores
Dispersão de velocidades
Observa-se a largura de linhas espectrais
Teoria: maior massa produz maior alargamento
Infere-se a massa
Discovering Astronomy; Robbins, Jefferys, Shawl; John Wiley & Sons, Inc. (1995)
M = r3 / P2 [M em Msol,
r em UA, P em ano
As velocidades de rotação em cada ponto são obtidas pelodeslocamento Doppler das linhas espectrais.
Nas espirais, a maior parte das estrelas estão confinadas noplano do disco. Por isso, o movimento delas é o predomi-nante.
As órbitas são quase circularese as velocidades dependem da distância ao centro.
A massa pode ser determinada pela curva de rotação, v(R) University of Arizona
Galáxias espiraisMassas das Galáxias
Admitindo que:
1. a maior parte da massa da galáxia está no bojo interno;
2. o movimento rotacional das estrelas no disco é determinado pela massa do bojo;
podemos determinar a massa igualando as forças gravitacionale centrípeta, ou seja: FG = FC
Galáxias espiraisMassas das Galáxias
FG = GM2/R2
FC = Mv2/R
GM2/R2 = Mv2/R GM/R = v2 M = Rv2/GM = Rv2/G
M – massa interna a R, v – velocidade em R
FG = FC
• Assim como na Via Láctea, nas partes externas de muitas espirais, avelocidade v(R) não depende maisde R;
• v(R) ~ permanece constante;• quanto maior o raio R, maior a
massa M(R) interna a ele;
Galáxias espirais
Curva de rotação da Via LácteaCurva de rotação da Via Láctea
• As partes externas das galáxias são muito fracas, a partir de um
certo valor de R a luminosidade não aumenta mais;
• Mas a curva de rotação sugere que a massa continua crescendo
para fora!
• Essa discrepância é conhecida como o problema da massa escura.
Massas das Galáxias
Galáxias de maior massa giram mais rápido
Matéria escura
parece ser a
componente
majoritária nas
galáxias.
As curvas de
rotação das
espirais e os
desvios de
velocidades
(relativamente
à média) das
elípticas
sugerem isso.
Massas
das
Galáxias
O que é matéria escura?
Astrônomos e cosmólogos sabem que ela existe, mas não sabem do que ela é composta ou, mesmo, quanto dela existe.
Há vários candidatas: sistemas planetários, estrelas anãs marrons e anãs brancas, buracos negros, neutrinos (partículas nucleares fundamentais, sem carga elétrica e massa diminuta), ou partículas subatômicas exóticas como os WIMPs (partículas massivas de fraca interatividade) ou MACHOs (objetos compactos massivos do halo).
Massas das Galáxias
Possibilidades:
1. Que neutrinos (muito abundantes) tenham massa. Eles são abundantes e interagem muito fracamente com a matéria. São exemplos de “matéria escura quente”.
2. Que haja partículas ainda desconhecidas – matéria escura fria
A teoria da supersimetria prevê que para cada boson (fotons / luz e gravitons / gravidade) haja um férmion (fotino ou gravitino) .
Possibilidades:
1. Que neutrinos (muito abundantes) tenham massa. Eles são abundantes e interagem muito fracamente com a matéria. São exemplos de “matéria escura quente”.
2. Que haja partículas ainda desconhecidas – matéria escura fria
A teoria da supersimetria prevê que para cada boson (fotons / luz e gravitons / gravidade) haja um férmion (fotino ou gravitino) .
WIMPWIMP ((partpartíículas massivas de fraca interatividadeculas massivas de fraca interatividade) ) : n: nãão o éé matmatééria ordinria ordináária e ria e
interage pouco com matinterage pouco com matééria normal.ria normal.
Para cada férmion (elétrons e quarks) deve haver uma partícula supersimétrica (selétron, squark) ainda não observados.
3. MOND (Modified Dynamics theory): prevê a falibilidade da lei de Newton (F=ma) para acelerações muito pequenas.
Para cada férmion (elétrons e quarks) deve haver uma partícula supersimétrica (selétron, squark) ainda não observados.
3. MOND (Modified Dynamics theory): prevê a falibilidade da lei de Newton (F=ma) para acelerações muito pequenas.
Possibilidades:
1. Que neutrinos (muito abundantes) tenham massa. Eles são abundantes e interagem muito fracamente com a matéria. São exemplos de “matéria escura quente”.
2. Que haja partículas ainda desconhecidas – matéria escura fria
A teoria da supersimetria prevê que para cada boson (fotons / luz e gravitons / gravidade) haja um férmion (fotino ou gravitino) .
Possibilidades:
1. Que neutrinos (muito abundantes) tenham massa. Eles são abundantes e interagem muito fracamente com a matéria. São exemplos de “matéria escura quente”.
2. Que haja partículas ainda desconhecidas – matéria escura fria
A teoria da supersimetria prevê que para cada boson (fotons / luz e gravitons / gravidade) haja um férmion (fotino ou gravitino) .
WIMPWIMP ((partpartíículas massivas de fraca interatividadeculas massivas de fraca interatividade) ) : n: nãão o éé matmatééria ordinria ordináária e ria e
interage pouco com matinterage pouco com matééria normal.ria normal.
Para cada férmion (elétrons e quarks) deve haver uma partícula supersimétrica (selétron, squark) ainda não observados.
3. MOND (Modified Dynamics theory): prevê a falibilidade da lei de Newton (F=ma) para acelerações muito pequenas.
Para cada férmion (elétrons e quarks) deve haver uma partícula supersimétrica (selétron, squark) ainda não observados.
3. MOND (Modified Dynamics theory): prevê a falibilidade da lei de Newton (F=ma) para acelerações muito pequenas.
Análise das curvas de rotação indicam que a Matéria Escura está distribuída nos halos esféricos. Pesquisas indicam que MACHOS existem, mas não em quantidade suficientes para explicar toda a
matéria escura estimada.
Massas das Galáxias
A massa pode ser estimada a partir das velocidades das estrelas, decorrente da atração gravitacional entre elas.
Nas galáxias elípticas as velocidades medidas são médias, já que suas estrelas seguem órbitas bastante elípticas distribuídas aleatoriamente.
Isto pode ser feito a partir do Teorema do Virial (forças):
“em um sistema estacionário (i.é, as propriedades não variam no tempo), a soma “energia potencial gravitacional das partículas + dobro da energia cinética” é nula”, ou seja:
EG + 2EC = 0
EG - energia potencial; EC - energia cinética;
Galáxias elípticasMassas das Galáxias
EG – energia potencial; EC – energia cinética; v – velocidade; R – distância do centro
Energia PotencialEG = – GM2/2R
Teorema do Virial
EG + 2EC = 0Energia cinética
EC = Mv2/2;
2[Mv2/2] + [– GM2/2R] = 0
Mv2 – GM2/2R = 0
v2 – GM/2R = 0
M = 2Rv2/G
Galáxias elípticasMassas das Galáxias
Em um sistema binário, as massas podem ser estimadas através das órbitas mútuas das galáxias.
Em um aglomerado de galáxias, a massa do aglomerado é obtida observando os movimentos das galáxias e estimando a
massa necessária para manter o aglomerado unido.
Galáxias elípticasMassas das Galáxias
A rotação alarga as linhas espectrais. A linha sofre desvios para ambos os lados do espectro (azul e vermelho), de acordo com o sentido do movimento relativo (aproximação ou recessão) e da velocidade observada (quanto maior a velocidade, maior o desvio). Uma galáxia em rotação apresenta desvios para ambos os lados, dependendo da posição observada. A linha resultante para toda a galáxia é a combinação de todas as componentes, por isso aparece alargada. A quantidade de alargamento é uma medida direta da velocidade de rotação da galáxia.
Relação entre massa, rotação, alargamento de linha e distância.Massas das Galáxias
Relação Tully-Fisher: nas galáxias espirais a velocidade de rotação aumenta com a massa da galáxia, portanto com a
luminosidade (ou magnitude absoluta)
Log (velocidade de rotação)M
ag
nit
ud
e a
bso
luta
Alargamento de linha Rotação Tully-Fisher
Magnitude absoluta
Magnitude aparente
Observação
Módulo distância
m – MV = 5log d – 5
+ Av
Distância
Relação entre massa, rotação, alargamento de linha e distância.Massas das Galáxias
bri
lho
Relação Tully-Fisher: nas galáxias espirais a velocidade de rotação aumenta com a massa da galáxia, portanto com a
luminosidade (ou magnitude absoluta)
Alargamento de linha Rotação Tully-Fisher
Magnitude absoluta
Magnitude aparente
Observação
Módulo distância
m – MV = 5log d – 5
+ Av
Distância
Relação entre massa, rotação, alargamento de linha e distância.Massas das Galáxias
Jan Hendrik Oort (1900-1992):as galáxias não estão distribuídas aleatoriamente noespaço, mas concentram-se em grupos.
Grupo Local, onde encontra-se a Via Láctea, contém 30 galáxias.
O cúmulo de Virgem contém2.500 galáxias, movendo-se a 750 km/s. Mesmo assim, essa quantidade é 100 vezes menor que a necessária para manter ocúmulo gravitacionalmente estável. Isso indica que a matéria escura deve serdominante.
Jan Jan Hendrik OortHendrik Oort (1900(1900--1992)1992)::as as galáxias não estão galáxias não estão distribuídas aleatoriamentedistribuídas aleatoriamente nonoespaçoespaço,, mas concentrammas concentram--sese em em gruposgrupos..
GrupoGrupo LocalLocal, , onde encontraonde encontra--se a se a Via Láctea, Via Láctea, contémcontém 30 30 galáxiasgaláxias..
O O cúmulocúmulo de de VirgemVirgem contémcontém22..500 500 galáxiasgaláxias, , movendomovendo--se a se a 750750 km/skm/s. Mesmo assim. Mesmo assim, , essa essa quantidade é 100 vezes menor quantidade é 100 vezes menor que a necessária que a necessária para manterpara manter oocúmulo gravitacionalmente cúmulo gravitacionalmente estávelestável. Isso indica que . Isso indica que a a matéria escura devematéria escura deve serserdominantedominante. .
Aglomerados de Galáxias
Vista parcial do cúmulo de Virgem
Recentemente a detecção pela emissão deraio-X do meio intergaláctico dos cúmulos indica que um terço da matéria originalmente chamada de escura é na verdade gás quente.
Mas ainda restam dois terços da matéria escura que não pode ser bariônica (feita de próton, antipróton, neutron, lambda e omega) porque teria implicações cosmológicas (a quantidade de hélio edeutério do Universo teria que ser diferente da observada.).
Recentemente a detecção pela emissão deraio-X do meio intergaláctico dos cúmulos indica que um terço da matéria originalmente chamada de escura é na verdade gás quente.
Mas ainda restam dois terços da matéria escura que não pode ser bariônica (feita de próton, antipróton, neutron, lambda e omega) porque teria implicações cosmológicas (a quantidade de hélio edeutério do Universo teria que ser diferente da observada.).
Aglomerados de Galáxias
Jan Hendrik Oort (1900-1992):as galáxias não estão distribuídas aleatoriamente noespaço, mas concentram-se em grupos.
Grupo Local, onde encontra-se a Via Láctea, contém 30 galáxias.
O cúmulo de Virgem contém2.500 galáxias, movendo-se a 750 km/s. Mesmo assim, essa quantidade é 100 vezes menor que a necessária para manter ocúmulo gravitacionalmente estável. Isso indica que a matéria escura deve serdominante.
Jan Jan Hendrik OortHendrik Oort (1900(1900--1992)1992)::as as galáxias não estão galáxias não estão distribuídas aleatoriamentedistribuídas aleatoriamente nonoespaçoespaço,, mas concentrammas concentram--sese em em gruposgrupos..
GrupoGrupo LocalLocal, , onde encontraonde encontra--se a se a Via Láctea, Via Láctea, contémcontém 30 30 galáxiasgaláxias..
O O cúmulocúmulo de de VirgemVirgem contémcontém22..500 500 galáxiasgaláxias, , movendomovendo--se a se a 750750 km/skm/s. Mesmo assim. Mesmo assim, , essa essa quantidade é 100 vezes menor quantidade é 100 vezes menor que a necessária que a necessária para manterpara manter oocúmulo gravitacionalmente cúmulo gravitacionalmente estávelestável. Isso indica que . Isso indica que a a matéria escura devematéria escura deve serserdominantedominante. .
É um aglomerado pequeno com cerca de 30 membros,
Via Láctea e Andrômeda são as galáxias mais massivas.
As Nuvens de Magalhães, satélites da nossa Galáxia, fazem parte desse grupo.
Os outros membros são, na maioria, galáxias elípticas, ealgumas são bem fracas.
O Grupo Local ocupa um volume de 3 milhões de A.L.na sua dimensão maior, tendo a nossa Galáxia eAndrômeda localizadas uma em cada extremidade.
O Grupo LocalAglomerados de Galáxias
Todas gravitacionalmente ligadas à Via Láctea. Levam bilhões de anos para completarem uma volta ao redor dela.
O Grupo Local: as galáxias mais próximas
Dwarf = anã; Large = Grande; Small = Pequena; Magellanic Cloud = Nuvem de Magalhães
100 mil A.L.
Aglomerados de Galáxias
Nem todas as galáxias anãs já foram descobertas
Escala: cerca de 1,5 milhão de A.L. - 30 vezes o raio da Via Láctea
1 milhão de A.L.
O Grupo LocalAglomerados de Galáxias
Ele é um típico aglomerado rico em galáxias,
contém milhares delas.
Esta é a região central, dominada por duas
galáxias elípticas gigantes.
Assim como nos demais aglomerados ricos,
galáxias elípticas e S0 predominam em Coma,
as poucas espirais situam-se nos arredores
do aglomerado.
Ele é um típico aglomerado rico em galáxias,
contém milhares delas.
Esta é a região central, dominada por duas
galáxias elípticas gigantes.
Assim como nos demais aglomerados ricos,
galáxias elípticas e S0 predominam em Coma,
as poucas espirais situam-se nos arredores
do aglomerado.
O aglomerado de Coma
Gregory Bothun (University of Oregon)
Tamanho: cobre 20 milhões de A.L.Tamanho: cobre 20 milhões de A.L.
Aglomerados de Galáxias
O aglomerado de Hercules
(U
nive
rsit
y of
Ala
bam
a, K
PN
O)
Distância: 650 milhões de A.L.
Este aglomerado é rico em gás e poeira, formação de estrelas, galáxias espirais e poucas galáxias elípticas (pobres em formação estelar).
CorCoreess: :
AzuladaAzulada: galáxias com : galáxias com formação estelarformação estelar
Amarelada:Amarelada: galáxias galáxias elelíípticaspticas
Muitas galáxias que
aparecem na imagem
são colidentes, outras
parecem distorcidas.
Isto indica que os
aglomerados interagem
gravitacionalmente.
Aglomerados de Galáxias
Aglomerado Abell 2218
Este aglomeradoEste aglomerado riquíssimo em galáxias é um exemplo de lente gravitacional. Ele riquíssimo em galáxias é um exemplo de lente gravitacional. Ele é é tão massivo e compacto que a luz que passa por ele é defletida ptão massivo e compacto que a luz que passa por ele é defletida pelo enorme campo elo enorme campo gravitacionalgravitacional, , causando um efeito óptico que intensifica o brilho e distorce a causando um efeito óptico que intensifica o brilho e distorce a imagem dos objetos distantes que estão atrás do aglomerado.imagem dos objetos distantes que estão atrás do aglomerado. Os arcos são imagens Os arcos são imagens distorcidas de população de galáxias, que se encontram distorcidas de população de galáxias, que se encontram 55 a a 10 10 vezes mais distantes.vezes mais distantes.
(W.Couch University of New South Wales), R. Ellis (Cambridge University), and NASA
Aglomerados de Galáxias
Arcos gravitacionais
Em 1953, o astrônomo francês Gérard deVaucouleurs (1918-1995) demonstrou que os aglomerados de galáxias formavam superaglomerados.
O Supercúmulo Local, onde encontra-se o Grupo Local, é o mais bem estudado. Seu diâmetroaproximado é 100 milhões de A.L. Sua massa é 1 quatrilhão de massas solares
Superaglomerados de Galáxias
Superaglomerado de Virgem
10 milhões de A.L.
Escala: cerca de 140 milhões de A.L. - 30 vezes o raio do Grupo Local
O Grupo Local faz parte do Superaglomerado de Virgem, centrado na direção da constelação de Virgem. O próximo superaglomerado é o de Forno-Eridano (Fornax-Eridanus).
Superaglomerados de Galáxias
100 milhões de A.L.
Superaglomerados vizinhos
Raio: cerca de 1 bilhão de A.L.
Galáxias e aglomerados de galáxias distribuem-se por lâminas e paredes
vastíssimas, que circundam espaços
imensos, praticamente vazios ou com
pouquíssimas galáxias.
O mapa ao lado ilustra apenas a décima quinta parte do diâmetro do
Universo visível.
Superaglomerados de Galáxias
A grande muralha
The Great Wall
• Cada um dos 9.325 pontos representamuma galáxia.
• A Terra está no centro• As regiões não mapeadas são
inacessíveis porque são obscurecidas pelo plano galáctico.
• Comprimento: 500 milhões de A.L.• Altura: 200 milhões de A.L.• Espessura: 15 milhões de A.L.• Distância média: 250 milhões de A.L.• Massa total: 20 quatrilhões de massas
solares• Entre os filamentos há regiões de
150 milhões de A.L. de diâmetro, sem galáxias.
• A estrutura lembra um esponja.
Gel
ler,
daC
osta
,Huc
hra,
eF
alco
(Har
vard
-Sm
iths
onia
n C
ente
r fo
r A
stro
phys
ics)
Estrutura em grande escala no Universo, nos hemisférios norte e sul do plano galáctico.
Superaglomerados de Galáxias
Escala: cerca de 14 bilhões de A.L.
Esquema do Universo Visível
1 bi A.L.
No centro, o superaglomerado
de VirgemNa maior escala, ele parece ser aproximadamente uniforme.
O Universo pode ser muito maior que o observável:
o observável:~ 14 bilhões de A.L.
o real: 100 bilhões de A.L.? (previsão teórica)
A luz das galáxias mais distantes gastou cerca de 14 bilhões de anos para chegar até a Terra.
Galáxias em aglomerados estão relativamente próximas umas dasoutras. As separações entre elas não são grandes se comparadas com seus tamanhos (o espaçamento entre asgaláxias é da ordem de apenas cem vezes o seu tamanho).
Considerando que: (1) as massas são muito grandes, portanto a interação gravitacional
é relativamente forte; (2) o Universo está em expansão, logo no passado o espaçamento
entre elas era menor;(3) a idade do Universo deve ser algo em torno de 13 a 15 bilhões
de anos;
Conclusão: as chances de colisão entre elas é significativa
Galáxias em aglomerados estão relativamente próximas umas dasoutras. As separações entre elas não são grandes se comparadas com seus tamanhos (o espaçamento entre asgaláxias é da ordem de apenas cem vezes o seu tamanho).
Considerando que: (1) as massas são muito grandes, portanto a interação gravitacional
é relativamente forte; (2) o Universo está em expansão, logo no passado o espaçamento
entre elas era menor;(3) a idade do Universo deve ser algo em torno de 13 a 15 bilhões
de anos;
Conclusão: as chances de colisão entre elas é significativa
Colisões entre Galáxias
Galáxias peculiares: aquelas que não se enquadram em nenhum dos tipos da classificação de Hubble.
Há muitos exemplos de pares de galáxias com aparências estranhas que parecem estar interagindo uma com a outra. Efeitos de maré gravitacional
podem explicar muitos desses casos.
Três propriedades fundamentais nas interações por maré: (1) a força de maré é proporcional ao inverso do cubo da separação entre as
galáxias; (2) as forças de maré alongam as galáxias: os bojos de maré se formam no lado
mais próximo e no lado mais distante de cada galáxia (algo parecido com o formato de uma bola de futebol americano);
(3) as galáxias perturbadas provavelmente giravam antes do encontro de maré, logo a distribuição posterior de seu material deve refletir a conservação deseu momentum angular.
Galáxias peculiares: aquelas que não se enquadram em nenhum dos tipos da classificação de Hubble.
Há muitos exemplos de pares de galáxias com aparências estranhas que parecem estar interagindo uma com a outra. Efeitos de maré gravitacional
podem explicar muitos desses casos.
Três propriedades fundamentais nas interações por maré: (1) a força de maré é proporcional ao inverso do cubo da separação entre as
galáxias; (2) as forças de maré alongam as galáxias: os bojos de maré se formam no lado
mais próximo e no lado mais distante de cada galáxia (algo parecido com o formato de uma bola de futebol americano);
(3) as galáxias perturbadas provavelmente giravam antes do encontro de maré, logo a distribuição posterior de seu material deve refletir a conservação deseu momentum angular.
Colisões entre Galáxias
Colisões entre Galáxias
O anel de estrelas ao redor do núcleo amarelado pode ser resultado de colisão galáctica.
Objeto de Hoag
Outro exemplo de galáxias colidentes.
“Os ratos".
As estrelas, que normalmente compõem a maior parte da matéria luminosa, quase nunca colidem, graças às enormes distâncias entre elas. Na nossa galáxia, a estrela mais próxima do Sol (Próxima Centauro) encontra-se a 4,3 A.L.
Já a matéria do Meio Interestelar (predominantemente átomos, gases e poeira) das duas galáxias interage fortemente, podendo detonar um processo de formação estelar. As estrelas azuis vista nas imagem pode ser uma evidência de formação estelar.
Colisão galáctica em NGC 6745
Olho de pássaro
NASA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
A galáxia espiral grande, com seu núcleo ainda intacto, não apenas interagiu gravitacionalmente, mas realmente colidiu.
Colisões entre Galáxias
Colisões entre Galáxias
Antena, um par de galáxias colidentes, mostrando regiões de gás aquecido e intensa formação estelar (CHANDRA)
Estágios de uma colisão entre os discos gasosos de duas galáxias. Aproximadamente 3 bilhões de anos após a colisão, dois buracos negros supermassivos nos centros das galáxias fundem-se. Este fenômeno produz ondas gravitacionais intensas, que espera-se, sejam detectadas futuramente.
A interação gravitacional gera caudas de maré espetaculares, plumas e pontes de material ligando as duas galáxias
Colisões entre GaláxiasSimulações teóricas
Cré
dito
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lios
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antz
idis
As consequências da colisão entre galáxias dependem da proximidade, das massas, do tipo e da velocidade relativa.
Quando a velocidade relativa é baixa, as galáxias podem resistir a desagregação pela maré. Cálculos mostram que algumas partes dasgaláxias colidentes podem ser ejectadas, mas as massas principaisse convertem em sistemas binários (ou múltiplos).
Um sistema binário formado recentemente apresenta um envelope de estrelas e matéria interestelar. Eventualmente as galáxias fundem-se numa única.
A fusão pode converter galáxias espirais em elípticas.
Fusão de Galáxias
• O termo fusão é mais usado para os casos onde interação se dá entre galáxias de tamanhos semelhantes. • Quando uma das galáxias é bem maior que a outra, as forças de maré da galáxia maior podemdestruir a estrutura da galáxia menor. A galáxia maior pode ainda incomporar partes da galáxia menor. • Muitos astrônomos chamam este processo decanibalismo galáctico.
Fusão de Galáxias
Algumas galáxias elípticas
gigantes, conhecidas como galáxias
cD, têm propriedades peculiares,
tais como: halos muito extensos
(até 3 milhões de anos luz em
diâmetro), núcleos múltiplos, e
localização em centros de
aglomerados. Essas propriedades
sugerem um processo de
canibalismo galáctico.
Em interações mais fracas as
galáxias interagentes sobrevivem,
mas com consequências, como,
caudas de matéria em um ou
ambos lados das duas galáxias, ou
pontes ligando as componentes.
Fusão de Galáxias
Algumas galáxias elípticas no centro de um aglomerado de galáxias têm núcleos múltiplos, resultante da fusão.Imagem da galáxia central do aglomerado de galáxias Abell 3827 (M. J. West)
Algumas galáxias elípticas no centro de um aglomerado de galáxias têm núcleos múltiplos, resultante da fusão.Imagem da galáxia central do aglomerado de galáxias Abell 3827 (M. J. West)
Lentes gravitacionais
Pela mecânica newtoniana, a luz é desviada do seu trajeto original pela gravidade produzida pela concentração elevada de massa.
Pela teoria da relatividade a massa Pela teoria da relatividade a massa deforma (curva) o espaçodeforma (curva) o espaço--tempo. Portanto tempo. Portanto a luz continua a propagara luz continua a propagar--se em linha reta, se em linha reta, mas através de um espaço curvo.mas através de um espaço curvo.