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Introdução à AstronomiaIntrodução à AstronomiaSemestre: 2014 1Semestre: 2014 1Semestre: 2014.1Semestre: 2014.1
Sergio Sergio ScaranoScarano Jr Jr 19/05/201419/05/2014
Universo de Universo de ShapleyShapleyCom medidas de distâncias de aglomerados globulares foi possívelCom medidas de distâncias de aglomerados globulares foi possível
verificar que o Sol não estava no centro da Galáxia.
Universo de Kaptein
Universo de Kaptein Shapley
Componentes estruturais da Via LácteaComponentes estruturais da Via LácteaSendo nossa galáxia um objeto típico outras galáxias discoidais devem
• Plano da Via Láctea: braços espirais, barra, estrelas jovens e velhas, gás, poeira
Sendo nossa galáxia um objeto típico, outras galáxias discoidais devemter componentes estruturais semelhantes.
• Raio do disco estelar: ~15 kpc• Raio do disco gasoso > raio do disco estelar• Warp: o disco e distorcido (como Andrômeda)
Espessura: fino!• Espessura: fino!• H: escala de altura
H~60 pc para as nuvens molecularesH~200 pc para estrelas O-BH 200 pc para estrelas O BH~700 pc para estrelas tipo G (Sol)
• Apresenta braços espirais e uma barra• Equilíbrio: rotação do disco•cinematicamente “frio”- Tipo SBbc – galáxia espiral barrada-Luminosidade total: 1.4 x 1010 Lsol
O Grande Debate entre ShapleyO Grande Debate entre Shapley--Curtis (1920)Curtis (1920)
ShapleyCurtis
MWGMWG MWG
Henrietta Leavitt Henrietta Leavitt e e PeríodoPeríodo LuminosidadeLuminosidade de de CefeidasCefeidasCefeidasCefeidas
Grande e Pequena Nuvem de Magalhães
Relação Período-Luminosidade no artigo de Henrieta
Hubble Descobre Hubble Descobre CefeidasCefeidas em M31em M31E 1923 H bbl d t t f id M31 l l di t i itEm 1923 Hubble detectou cefeidas em M31 e calculou distancias muito
superiores ao tamanho ao estimados para nossa galáxia. Depois feztrabalhos equivalentes para M33 e NGC6822. Surge a AstronomiaExtragalácticaExtragaláctica.
DM31= 300.000 pcM31 p
>
Dvia Láctea = 15.000 pc
QualQual SeriaSeria a a RazãoRazão das das DiferentesDiferentes GeometriasGeometrias??
M100 NGC1365
NGC4549
LMCM87
DegenerecênciaDegenerecência da Geometria Discoidal e da Geometria Discoidal e ElípsoidalElípsoidalAs diferentes geometrias encontradas para as galáxias devem refletirAs diferentes geometrias encontradas para as galáxias devem refletir
diferentes comportamentos dinâmicos de suas componentes. Duas classesprincipais: Galáxias Espirais e Elípticas e uma categoria elíptica chamadaLenticular.
GEOMETRIA ELIPSOIDALGEOMETRIA DISCOIDAL
Lenticular.
Projeção ElípticaProjeção Elíptica
M10M870
ProcedimentosProcedimentos
Critérios para a Classificação de HubbleCritérios para a Classificação de HubbleÉ uma classificação de galáxias usando critério morfológico interpretadoÉ uma classificação de galáxias usando critério morfológico interpretado
erroneamente como uma sequência evolutiva desde galáxias early-type(tipos anteriores) até galáxias late-type (galáxias anteriores)
Classificação de Hubble
Para Elípticas
•Distinção pela razão axial da imagem no céu
Elípticas
Para Espirais
•Existência ou não de BarraR ã B j /Di (B l /Di k)
Espirais
•Razão Bojo/Disco (Bulge/Disk)•S0/Sa 5-0.3•Sb: 1 - 0.1•Sc/Irr 0.2 - 0Â l d b t d b i l•Ângulo de abertura do braço espiral
•Sa: 0o - 10o
•Sb 5o - 20o
•Sc 10o - 30o
SDSS
Galáxias Lenticulares
Classe de objetos intermediária entre elípticas (sem estruturas internas muito
Early-type Late-typeelípticas (sem estruturas internas muitoevidentes) e espirais (são discoidais quepodem apresentar barras)
DiagramaDiagrama de Hubble com Spitzer no de Hubble com Spitzer no ProjetoProjeto SINGSSINGS
Early-type Late-type
Galáxias Discoidais e Elipsoidais e Galáxias Discoidais e Elipsoidais e Prováveis Prováveis MovimentosMovimentosA geometria discoidal sugere que galáxias desse tipo são dominadasA geometria discoidal sugere que galáxias desse tipo são dominadas
pelo momento angular, enquanto que em galáxias elipsoidais a aparenteisotropia de objetos sugere a dominância da dispersão de velocidades.
Movimento ordenado com geometria discoidal
Movimento desordenado com geometria elipsoidalgeometria discoidal com geometria elipsoidal
A Elipsidade de Galáxias ElípiticasA Elipsidade de Galáxias ElípiticasA seqüência de Hubble para galáxias Early-Type é organizada segundo a
elipsidade, que deve refletir diferentes estados dinâmicos.
Galáxias Gigantes e Galáxias AnãsGaláxias Gigantes e Galáxias AnãsClassificação de Morgan (1958) ou de Yerkes: baseada na concentraçãoClassificação de Morgan (1958) ou de Yerkes: baseada na concentração
de luz na galáxia.
• cD: para E gigantes com envoltória extensa), que são galáxias encontradas p g g ) q gno centro de grupos ou aglomerados de galáxias;
• Anãs: cE: elípticas compactas (compact ellipticals), com alto brilho superficial, dE (dwarf ellipticals) que são anãs de baixo brilho superficial, dSph (dwarf spheroidal) anãs esferoidais- são o extremo em baixas luminosidades das dE, dIm são anãs irregulares e BCE (blue compact dwarf)
Anã dENAnã dENNGC205
(nucleated)
Anã cE: M32
Enquanto a densidade estelar em um aglomeradoglobular é ~ 105 Msol pc-3, em uma
cD em Hidra Anã dSph: em Fornax
dSph ela é de10-4 – 10-2 Msol pc-3
Galáxias Discoidais a partir de Diferentes PerspectivasGaláxias Discoidais a partir de Diferentes Perspectivas
A determinação de diversas grandezas no plano da galáxia depende dadisposição da galáxia em relação ao observador.
n (
1999
)m
es E
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nn
Fre
i&
Ja
mo
por
:Zso
lt
cria
do
Galáxias Espirais e As Galáxias Espirais e As SupernovasSupernovasO b i i ã iõ d f ã t l S d t ãOs braços espirais são regiões de formação estelar. Se destacam não por
conduzir matéria ou por ter mais matéria, mas por causa do alto brilho dasestrelas massivas que lá se formam e morrem.
Supernovas Tipo I
Supernovas Tipo I
Supernovas Tipo I
SupernovasSupernovas Tipo II
Espectro e Curva de Luz de Espectro e Curva de Luz de SupernovasSupernovas
A curva de luz fornece a intensidade luminosa em função do tempo. Cadaponto nela corresponde a integração de todo espectro num dado momento.
Curva de Luz
Espectro
Os Tipos de Os Tipos de SupernovasSupernovas
Existem dois tipos principais de supernovas:
Supernova Tipo I
-20-19
a Supernova Tipo I(SN1937e)-18
-17-16
Ab
solu
ta
Supernova Tipo II
-15-1413n
itu
de
A
(SN1940b)-13-12-11M
ag
n
-10
Período [dias]
Diferenças entre os Tipos de Diferenças entre os Tipos de SupernovasSupernovas
DIFERENÇAS SNI SNII
Hidrogênio no Nã SiHidrogênio no espectro Não Sim
OrigemEstrelas velhas de baixa
massa acretando massa de Estrelas jovens com massa no ú l i 8 MOrigem massa acretando massa de
companheira núcleo superior a 8 Msol
DetonaçãoInstabilidade termonuclear
pelo acumulo de massa acima Colapso gravitacional do núcleo após exaustão do combustívelç p
da massa crítica após exaustão do combustível
Onde ocorrem Tanto em galáxias espirais quanto elípticas.
Braço de galáxias espirais e em galáxias irregulares
Freqüência de evento 1/100 anos 1/30 anos
Velocidade de gás 10000 k / 5000 k /Velocidade de gás ejetado 10000 km/s 5000 km/s
Ritmo de diminuição do
Depois do pico, uma fração de 0 1 mag/dia e depois ritmo
Semelhante ao da SNI, mas entre 40 e 100 dias depois do diminuição do
brilho0,1 mag/dia e depois ritmo constante de 0,014 mag/dia
pmáximo ocorre uma queda de
brilho de 0,1 mag/dia
Distâncias por Meio de Distâncias por Meio de SupernovasSupernovas
Supernovas do Tipo Ia, por corresponderem a um evento explosivoassociado a superação do limite de massa de Chandrasekhar, liberam amesma quantidade de energia para o espaço, tendo portanto um brilhomesma quantidade de energia para o espaço, tendo portanto um brilhocaracterístico.
20
Banda V 20
Banda V -20
Observadas
-20
Curvas de Luz Corrigidas pela Escala de Tempo
3,19VM
-19
MV
-19
-18 -18
55
10
Mm
D
-20 0 20 40-17
Calan/Tololo SNe Ia
-20 0 20 40-17
10D
Dias Dias
Limites: 1000 Mpc (Telescópio Hubble)
Galáxias IrregularesGaláxias IrregularesNão prevista por Hubble mas muito comuns Geralmente com muitoNão prevista por Hubble, mas muito comuns. Geralmente com muito
conteúdo de gás e poeira, e muita formação estelar.
• Irr I: irregulares magelânicas- tipo as Nuvens de Magalhães, com sinais g g p gevidentes de formação estelar;
• Irr II: galáxias “explosivas”, como M82-resultado da fusão de galáxias;
Grande Nuvem de M82Magalhães
S0 ou LenticularesS0 ou LenticularesTipo de galáxia prevista na sequência de HubbleTipo de galáxia prevista na sequência de Hubble.
• Simples ou barradas• Apresentam oticamente tanto a componente esferoidal quanto a disco (e,Apresentam oticamente tanto a componente esferoidal quanto a disco (e,
eventualmente, uma barra)• O disco não mostra braços espirais nem formação estelar recente
(regiões HII), mas frequentemente apresenta faixas de poeira( g ), q p p• Difíceis de classificar visualmente!
NGC5866 M84
Efeitos de Projeção em Discos GalácticosEfeitos de Projeção em Discos GalácticosO formato de uma galáxia discoidal pode mudar de acordo com a linha de
perspectiva.
Observador A
NGaláxia “face-on” p/ Observador A
r
O NR
Vetor Velocidade
O NR
Observador B Galáxia “edge on” p/ Observador B Galáxia edge-on p/ Observador B
Elementos Geométricos de uma Galáxia Projetados no Elementos Geométricos de uma Galáxia Projetados no Plano do CéuPlano do CéuPlano do CéuPlano do Céu
Nodo Anti-R iRecessivo
Eixo Maior
b
N
(x0,y0)
a
Elipse Ajustada
E Nodo RecessivoNR
Geometria da Projeção de Posições no CéuGeometria da Projeção de Posições no Céu
Q
Linha de Visada
Ni
T
i
r
QRotação
T
TQ’
NRC
Na
bb
NR
Observador
Céu
a
Céu
Sentido de
Observador
Sentido de Rotação da
Galáxia
Equador Equador Celeste
Definição de InclinaçãoDefinição de Inclinação
Linha de Visada
Plano da Galáxia
bi arccos
i r
Q
Rotação a
T
Q’
cos i =b
a
NRCéu
Na
bi
cos i =cateto adjacente
hipotenusa
iLinha de VisadaT
Q Projeção da galáxia
NRCéu
iProjeção da galáxiaO a
b
Q`
b
a
Pe s ecti 1
Perspectiva 2
GaláxiaGaláxia
bPerspectiva 1 = Observador
Distâncias no Plano Galáctico Medidos no Eixo MaiorDistâncias no Plano Galáctico Medidos no Eixo Maior
No eixo maior o efeito de projeção do plano da galáxia para o plano docéu é nulo.
Linha de t t t
N
Linha de Visada
i
tan =cateto oposto
cateto adjacente
T
tan =r
D
NR
r
Céu
Sentido de
D tan Dr
Sentido de Rotação da
Galáxia
Equador
Aplicável não apenas para medida angular do semi-eixo maior, mas frações desta.
Equador Celeste
Velocidades Observadas na Direção do Eixo MaiorVelocidades Observadas na Direção do Eixo MaiorAs velocidades projetadas na linha de visada na direção do eixo maior
sofrem apenas o efeito da inclinação.Linha de Visada
ha
de
ad
a
ynh
a d
e V
isa
da
Visada
vcvobs
Lin
hV
isa y1
Plano da Galáxia
Lin V
Plano do Céu
i
cateto opostosen i =
cateto oposto
hipotenusa
O
Plano do Céui
y2
vcv b
sen i =
vc
vobs
Velocidade O
x1 x2
vobs c
+ V0
Sistêmica além da rotação
vobs - V0
Perspectiva
sen ivcvobs = + V0 sen ivc
obs=
0
Curvas de RotaçãoCurvas de RotaçãoS NGC 4984
350
375
Sa NGC 4594
Sa NGC 4984(b)vrot ~ 350 km/s
275
300
325
Sab-Sb NGC 7217
Sbc NGC 3145Sb NGC 2590
Sa NGC 4378
o (k
m/s
)
200
225
250
Sbc NGC 1620
Sbc NGC 3145
de
Rot
açã
o
100
125
150
175 Sbc-Sc NGC 7664
loci
da
de
d
25
50
75
100
Ve
0.0 2.5 5.0 7.5 10.0 12.5 15.0 17.5 20.0 22.5 25.00
Distância do Núcleo (kpc)
3UA 2
3
anosT
UAaM Supondo movimento circular:
rotva
T
2