Astronomia Extragaláctica Semestre: 2015.2

Sergio Scarano Jr 12/05/2016

Distâncias em Escala Astronômica

Conforme escalas maiores de distâncias são envolvidas, efeitos cosmológicos passam a ser significativos.

Lei de Hubble: 𝒗𝒗 = 𝑯𝑯 ⋅ 𝑫𝑫 Discussão de valores entre 100 km/s/Mpc (Gérard de Vaucouleurs) e 50 km/s/Mpc (Allan Sandage). Desse modo todas as grandezas que dependessem da distância seriam mais convenientemente descritas em função de um parâmetro adimensional h, de modo que:

H0 = 100 h km·s−1·Mpc−1

O Parâmetro Adimensional h da Constante de Hubble O parâmetro h recorrentemente aparecem em medidas extragalácticas e cosmológicas como um recurso para homogenizar trabalhos feitos utilizando constantes de Hubble diferentes devido à dispersão histórica em seu valor.

Lei de Hubble: 𝒗𝒗 = 𝑯𝑯 ⋅ 𝑫𝑫

Discussão de valores entre 100 km/s/Mpc (Gérard de Vaucouleurs) e 50 km/s/Mpc (Allan Sandage). Desse modo todas as grandezas que dependessem da distância seriam mais convenientemente descritas em função de um parâmetro adimensional h, de modo que:

H0 = 100 h km·s−1·Mpc−1

Dependência do Parâmetro h para Algumas Grandezas Segue o escalonamento de algumas grandezas dependentes de h:

http://arxiv.org/pdf/1308.4150.pdf

Magnitudes Absolutas e Tamanhos das Galáxias Conhecidas as distâncias das galáxias, torna-se possível determinar as magnitudes absolutas e os tamanhos das mesmas e verificar como essa grandeza se relaciona com a classificação morfológica.

-25

E

S0 Sa Sb Sc Sd/Sm Im/Irr

-24 -23 -22 -21 -20 -19 -18 -17 -16 -15 -14 -13 -12 -11 -10 -9 -8 Tipo MV

Dados: Cox (1999)

cD 30 – 1000 kpc

30 – 60 kpc

dE 1.0 – 5.0 kpc dSph 0.5 – 3.0 kpc

5.5 – 71.7 kpc 4.7 – 48.5 kpc

5.3 – 50.9 kpc

2.8 – 47.5 kpc 1.8 – 52.3 kpc

3.0 – 8.9 kpc

dIrr 0.6 – 3.0 kpc

BCD 3.0 – 5.0 kpc

cD: Elípticas Gigantes E: Elípticas dE: Anãs Elípticas dSph: Anãs Esferoidais

S0: Lenticulares Sa: Espiral (Early) Sb: Espiral (Intermediaria) Sc: Espiral (Late)

Sd/Sm: Espirais (Late Extremas) Im/Irr: Irregulares dIrr: Anãs Irregulares BCD: Blue Compact Dwarf

O Grupo Local

M31 b = -21,6º

Disposição Espacial de Algumas das Galáxias Mais Próximas à Via Láctea

Dadas as distâncias e as coordenadas das galáxias no céu é possível obter a disposição espacial das mesmas.

l = 121,2º Via Láctea

Distribuição Bipolar do Grupo Local No Grupo Local há duas galáxias dominantes sendo que a maior parte das galáxias restantes são satélites que orbitam em torno da Via Láctea ou da galáxia de Andrômeda, que concentram a maior massa do grupo.

SubgrupoVia Láctea

SubgrupoM31 + M33

B. Moore et al. (2001), Physical Review D64, 063508

Subgrupo Via Láctea

Baricentro do Grupo Local Cerca de 93% da luminosidade e 87% da massa gasosa do sistema se concentra nas espirais do sistema, enquanto a maior parte das galáxias restantes orbitam uma dessas galáxias. Fazendo a média ponderada de coordenadas e distâncias desse objetos, obtém-se a posição do baricentro.

SubgrupoM31 + M33

b = -16.1º

l = 84.3º Baricentro

537 kpc

LV = 1.1×1010Lsol

M = 0.46 – 1.25×1012 Msol M/LV = 42 - 144

LV = 3.0×1010Lsol

M = 1.15 – 1.5×1012 Msol M/LV = 38 - 50

Dispersão de Velocidade no Grupo Local Conhecida a velocidade na linha de visada num referencial heliocêntrico e supondo uniformidade na dispersão de velocidades, podemos interpretar o excesso de velocidade em relação ao repouso como uma conseqüência da dispersão de velocidade.

-400 -300 -200 -100 0 100 200 300 0

1

2

3

4

5

v rad [km/s]

Con

tage

m

<vpo

nd>

= 10

3 km

/s

Subtraindo de <vpond> o movimento do Sol na direção de cada objeto

Courteau & van den Bergh (1999)

σ = (61 ± 8) km/s

Limite de Tamanho do Grupo Local Contando o número de galáxias contidas dentro de distâncias crescentes desde o baricentro do grupo local pode-se definir o tamanho do grupo local como sendo a distância em que se estabiliza o número de galáxias contadas.

0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 1.2 1.4 1.6 0

5

10

15

20

25

30

Núm

ero

de G

aláx

ias (

MV <

-10)

R bar [Mpc]

van

den

Ber

gh (2

000)

RG

L = 1.2 Mpc

1 Mpc é o tamanho típico de um grupo aberto, tendo separação

típica de galáxias de 100 a 200 kpc. Exemplo: Grupo de M81

M81

M82

NGC3077

Grupos Compactos de Galáxias: Stephane’s Quintet

Aglomerado de Virgo

Representação Tridimensional do Grupo Local

Em coordenadas equatoriais:

Tipos de Objetos do Grupo Local Devido as pequenas magnitudes absolutas, baixos brilhos superficiais e grandes distâncias envolvidas, somente no grupo local é possível avaliar o papel de galáxias anãs.

dSph 35 (65%)

dE 3 (6%)

dIrr 4 (7%)

S 3 (6%) E

1 (2%) Irr 8 (15%)

Andrômeda

NGC205

M32

Sextans A

Pegasus Leo I

No Grupo Local: Além do Grupo Local:

0

10

20

30

40

50

60

Porc

enta

gem

E S0 S Irr Im P Tipo de Objeto

Grupos e Aglomerados de Galáxias

Distributição de 1 600 000 galáxias do catálogo 2MASS Distribuição de 14650 de galáxias dos catálogos UGC, ESO e MCG http://www.eso.org/~mhilker/Gallery/gallery_lect.html

O Universo Local: Distribuição de Galáxias Galáxias não estão distribuídas randomicamente. Galáxias podem se concentrar em grupos, aglomerados, superaglomerados ou filamentos. Regiões de menor densidades são chamados vazios (voids).

Aglomerados de galáxias São as maiores estruturas gravitacionalmente ligadas do universo: - M ~ 1014 – 1015 Msol

- R ~ alguns Mpc - centenas a milhares de galáxias

Coma Virgo Par → 2 galaxies (~ 1012 M) Grupo → ~ 10 galaxies (~ 1012-1013 M) Aglomerado Pobre → ~ 100 galaxies (~ 1013-1014 M) Aglomerado Rico → ~ 1 000 galaxies (~ 1014-1015 M) Superaglomerado → ~ 10 000 galaxies (~ 1015-1016 M)

Aglomerado de Galáxias – Aglomerado de Virgo Conhecidas as distâncias e as coordenadas das galáxias, é possível fazer um mapa tridimensional de suas localizações.