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Galáxias normais

Introdução à AstronomiaNotas de aula

Enos Picazzio IAGUSP-2006

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.


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?



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 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,


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


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)


Espirais (S)

Sa Sb Sc


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.


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)


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.


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


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.


Elípticas (E)


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


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


• 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


Características principais dos tipos


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).


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.


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


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.


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


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


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.).


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.


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.


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.


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


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).


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.


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.


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.



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.



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

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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.

galáxias normais - departamento de astronomia | instituto...

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