1. Perspectiva Histórica

As primeiras tentativas dedescrever a nossa Galáxianasceram com o surgimento danossa civilização. Mas somente apartir dos anos de 1700 é que osconceitos amadureceram osuficiente para fundamentar onosso conhecimento científicoatual.

Introdução Cap.2

Astrofísica Galácticae Extragaláctica

AGA 299 – IAG/USPRonaldo E. de Souza

Agosto 2017

LaplaceFaraday

MaxwellGauss

1800

Thomas Wright

Via Láctea como um disco

I. Kant

Universos ilhas comodiscos achatados

W. Herschel

Morfologia dos objetosdo catálogo de Messier

J. L. E. Dryer

New General Catalog (NGC)

P. Laplace

O Sistema do Mundo,hipótese nebular

Lorde rosse

Imagens visuais das nebulosas

J. Fraunhofer

Telescópio acromático,espectrógrafo

W. Huggins

Identificação das linhas deemissão das nebulosas

H. Leavitt

Relação período-luminosidade

V. Slipher

Primeiras medidas develocidades radiais das galáxias

Shapley & Curtis

O Grande debate

E. Hubble

Distâncias das galáxiasmais próximas

Linha do tempo

Revolução Francesa19001700

Charles DarwinLeonard Euler

Lavoisier

W. Herschel

Modelo da Galáxia a partirde contagens de estrelas

Newton

Tópicos

• 1.1 Thomas Wright e Kant

• 1.2 William Herschel

• 1.3 Pierre Laplace

• 1.4 Lorde Rosse

• 1.5 William Huggins

• 1.6 Henrietta Leavitt

• 1.7 O Grande Debate

• 1.8 Edwin Hubble

• 1.9 ...e a vida continua

• 1.10 Problemas

1.1 Thomas Wright e KantThomas Wright (1711-1786) era um autodidata quetentava descobrir o comportamento do Universoestudando Deus. Em 1750 publicou o livro anoriginal hypothesis of the Universe no qualidentificava, em uma passagem, a Via Lácteacomo uma distribuição achatada de estrelas cujaluz nos atinge, no centro, vindo de diferentesdireções e distâncias.

Atualmente sabemos que a distribuição não éuniformemente achatada e tampouco estamos nocentro desta estrutura. No entanto apesar daevidente simplicidade trata-se de uma descriçãosurpreendentemente objetiva e aproximadamenteacurada.

Na concepção de Wright o Universo seria o resultado de três postulados:

1. A Via Láctea seria uma entre muitas outrasestruturas existentes no Universo.

2. Teria a aparência de uma faixa ao ser observadapor se tratar de uma casca esférica de estrelas.

3. Cada uma destas “Vias Lácteas” teriam um centro“supernatural” responsável pela manutençãoestática de suas propriedades.

Tente imaginar a sua própriaconcepção da Via Lácteabaseando-se apenas na suapercepção observacional do céunoturno. Em que medida sediferenciaria da visão de Wright?

As ideias de Wright tiveram pouca repercussãoacadêmica mas influenciaram o filósofo Immanuel Kant(1724-1804) que entendeu a proposta, publicada em umjornal da sua cidade natal, como descrevendo naverdade uma estrutura semelhante a um disco deestrelas. Em 1755 Kant incorporou a esta concepçãoas ideias da física newtoniana e argumentou que asestrelas da Via Láctea se comportariam como os anéisde Saturno e consequentemente toda a sua estruturaseria suportada dinamicamente pela rotação.

A observação destes discossob diferentes pontos de vistaexplicaria as nebulosidadeselípticas algumas das quais jáhaviam sido identificadas porMaupertuis e posteriormentecatalogadas por CharlesMessier(1730-1817).

Portanto, para Kant sistemas como agrande nebulosa de Andrômeda seriamna verdade enormes conjuntos deestrelas que estando tão distantesseriam impossíveis de serem percebidasindividualmente. Estes discos teriamuma aparente forma elíptica devido aoefeito de projeção provocado pela suaorientação no espaço. No entanto, apesarda surpreendente precisão das previsõesde Kant, faltavam ainda as evidênciasempíricas capazes de consolidar estaconcepção idealizada do Universo. M31

M31

Para identificar esta hipótese Kantutilizou o termo Mundos Pluraisposteriormente traduzidoimprecisamente para o inglês, porHerschel, como Universos Ilhas.

Acima uma imagem de M31 no visívele ao lado o mesmo objeto visto noinfravermelho pelo satélite WISE.

1.2 William HerschelDevido às limitações instrumentais a pesquisa astronômica noséculo XVIII se dedicava ao estudo dos movimentos planetáriosdeixando as nebulosas para o deleite dos aficionados.

Entre eles William Herschel (1738-1822) era um compositor,músico e astrônomo alemão que viveu na Inglaterra. Tornou-sefamoso entre outros motivos pela descoberta do planeta Urano. Éconsiderado como um dos pilares da astronomia moderna. Apesarde não ter sido exposto a um treinamento matemático acurado foicapaz de compor vários argumentos especulativos que serevelaram bastante precisos e inovadores.

Em 1773 após uma carreira de sucesso como músico ecompositor Herschel, já residindo na Inglaterra, se interessou pelaastronomia. Em particular se dedicou inicialmente a construirtelescópios mais potentes esperando assim observar ele mesmoas maravilhas ditas nos livros da época. Deste início até por voltade 1782 Herschel fez uma transição profissional de músico paraastrônomo real na corte de George III.

Herschel construiu inúmeros telescópios sendo o de 49 polegadaso mais famoso mas que nunca funcionou tão bem quanto o de 20polegadas, considerado como o seu principal instrumento.

Através das suas próprias observações, baseadas em contagens deestrelas ao longo de 683 direções, Herschel propôs um modelo para aVia Láctea (1785, PTRSL_75_213). Admitindo que todas tinham amesma luminosidade concluiu que o brilho aparente observado seriao reflexo de variações na distância. Em termos de magnitudes

m = -2,5 Log F + Cte

onde F é o fluxo observado que depende da distância. Ou ainda

mi = m0 +5 Log (di/d0)

onde mi e m0 são as magnitudes de uma estrela e de um objeto dereferência e di, d0 suas respectivas distâncias.

M31

Como aabsorçãointerestelarafeta aconstruçãodestemodelo?

Em 1781, ao ser eleito paraa sociedade real deastronomia, após adescoberta de Urano,Herschel tomou contatocom o famoso catálogo denebulosas de CharlesMessier (1730-1817). Opropósito deste catálogoera o de auxiliar osastrônomos a nãoconfundir estes objetoscom os cometas, seuprincipal interesse. Sabe-sehoje que esta lista contemaglomerados globulares,aglomerados abertos,nebulosas galácticas egaláxias.

M31

M31

Devido à impossibilidade deregistrar as imagens em um meiopermanente, Herschel resolveuconstruir desenhos simplificadosexplicando através de comentáriosos detalhes visuais dos objetos docatálogo de Messier. Esta seria asemente dos esquemas declassificação morfológica adotadosno início do século XX. Observe-sepor exemplo as duas visões danebulosa de Orion na parte inferiorda placa ao lado comparadas comuma imagem recente.

M31

M31

William Herschel acreditava que as formas das nebulosas guardava uma semelhança comas flores vistas aleatoriamente em um jardim. Talvez umas poucas formas intrínsecasfossem necessárias para explicar toda a diversidade observadas nas formas aparentes.

M31

Um subproduto muito importante do trabalho de Herschel foio catálogo NGC (New General Catalog) compilado nos anosde 1880 por J. L. E. Dreyer a partir das observações deWilliam Herschel e seu filho John Herschel (1792-1871). Ocatálogo NGC contém 7840 objetos e posteriormente foicomplementado, pelo próprio Dreyer, através do catálogo IC(Index Catalog) contendo um conjunto adicional de 5387objetos.

M31

M31

John Herschel

NGC 1300

IC 883

Após o falecimento do pai John Herschel realizouuma revisão completa dos catálogos de nebulosase de estrelas duplas. Posteriormente se transferiupara a cidade do cabo levando o telescópio de 20polegadas. Durante esta estada John Herschelcompletou a parte sul do catálogo de nebulosas etomou contato com as Nuvens de Magalhães e aregião do centro galáctico na constelação deSagitário.

Ficou claro para ele a importância das nuvens deMagalhães como um laboratório para o estudo daspropriedades de estrelas. Esta ideia seriaretomada posteriormente no início do século XX.

M31

John Herschel

NGC 1300

IC 883

SMC

LMCSagitário

1.3 Pierre LaplacePierre Laplace (1749-1827) foi um matemático, astrônomo efísico considerado como um dos fundadores da astronomiamatemática com trabalhos fundamentais particularmente namecânica celeste. Em uma de suas publicações maisinfluentes ( O Sistema do Mundo, 1792-1835) Laplacediscutiu duas possiblidades distintas para criação dosplanetas: (a) contração da nebulosa protoestelar e (b)formação catastrófica pela colisão entre duas estrelas,formulada por Buffon. Na opinião dele, que se reveloucorreta, a primeira hipótese explica melhor as regularidadesobservadas no sistema solar.

Regularidades consideradas por Laplace

1. A revolução dos planetas no mesmosentido em relação ao Sol.

2. Movimento dos satélites no mesmosentido.

3. Rotação dos planetas coincidente com arevolução orbital.

4. Baixa excentricidade das órbitas deplanetas e satélites.

5. Alta excentricidade das órbitas doscometas.

Em ambos os cenários a previsão erada existência de nebulosidadesespiraladas que resultariamfinalmente na formação de estruturassemelhantes ao nosso sistema solar.Portanto, criou-se a possibilidade deque as nebulosas então observadasfossem as evidências diretas desteprocesso.

Esta era uma visão alternativa àhipótese dos Universos Ilhas de Kantque dividiu as opiniões nacomunidade científica.

M31

M31

Você tem idéia daprobabilidade de ocorrênciade uma colisão direta entreduas estrelas?

Na hipótese original de Laplace osistema solar se formaria em quatrofases:1. Contração da nebulosa em

direção ao centro bem como noentorno de núcleos localizados.

2. Os núcleos periféricos cresceme começam a sofrer fricção comgás se aproximando do plano desimetria.

3. Os futuros planetas acumulamparte do gás residual de formamuito mais eficiente do que oscometas.

4. O material residual disperso seespalha por não ser capaz de semanter em equilíbrio mecânico.

Atualmente sabe-se que esteprocesso é bem mais complexo doque esta visão simplificada. Naépoca as duas visões antagônicassobre as nebulosas não podia serresolvida dada a impossibilidade dedeterminação das distâncias. Ainstrumentação existente não eraadequada para estas medições.

M31

1.4 Lorde Rosse

William Parson, LordeRosse, (1800-1867) eraaficionado pela astronomia,construiu váriostelescópios e foi a primeiroa identificar claramente anatureza espiral de algumasnebulosas.

Em 1840 construiu o maiordos seus instrumentos, oLeviatã de Parsonstown,com uma abertura de 183cm. Durante vários anos foio maior telescópioconstruído na Inglaterra.Devido a sua montagempeculiar cada objeto podiaser observado durantecerca de 30 min no máximo.

Este instrumento custou 12 000 libras em 1840 correspondendo atualmente a cerca de529 000 libras ou 830 000 US$. Este foi o preço da curiosidade de Lorde Rosse!

M31

M31

Em 1845 Lorde Rosse identificouclaramente em um desenho aestrutura espiral da galáxia M51 esua companheira. Durante anos elerealizou diferentes desenhostentando verificar uma possívelevolução temporal dos braçosespirais desta galáxia.

M31

M31

Porque você achaque seria tãoimportante detectareventuaismovimentos internosnas nebulosas?

1.5 William HugginsWilliam Huggins (1824-1910) foi um astrônomo amador que realizouum extenso trabalho mostrando que várias nebulosas apresentavamlinhas espectroscópicas em emissão. Huggins soube tirar proveitoem seu trabalho de vários avanços científicos e tecnológicosocorridos no século XIX.

Em particular, neste períodoJoseph Fraunhofer (1787-1826)desenvolveu o espectrógrafo quepossibilitou a identificação dasprincipais linhas atômicas doselementos químicos mais comuns.

Outro instrumento importante desenvolvidopor Fraunhofer foi o telescópio refrator comobjetiva acromática que permitiu a obtençãode imagens com qualidade óptica muitosuperior ao que existia na época.

Em 1838 Friedrch W. Bessel, usando umtelescópio desenvolvido por Fraunhofer,anunciou a primeira medida confiável deparalaxe da estrela 61 Cygni, cerca de0.31316“ +- 0.0254", implicando em umadistância da ordem de 660 000 maior que adistância da Terra ao Sol.

M31

Assim como tantos outros William Huggins também participou desta fase deprosperidade científica utilizando o espectrógrafo e telescópios de boa qualidade ópticapara desenvolver um esquema de classificação espectral das estrelas.

M31

Utilizando um espectrógrafo de prismaacoplado a um telescópio tornou-sepossível a identificação das principaislinhas espectroscópicas de absorção econseqüentemente nascia o esquema declassificação espectral das estrelas.

M31

Posteriormente Huggins (1882,Obs, 5, 106) percebeu que oespectro de algumas nebulosas,como Orion, ilustrado abaixo, aocontrário da maioria das estrelas,apresentavam linhas de emissão

M31

λλ3726 [OII]

λλ4340 Hγ

λλ4861 Hβ

λλ4959 [OIII]

λλ5007 [OIII]

Várias destas nebulosas com linhas deemissão estavam preferencialmentedistribuídas próximas da Via Láctea, aocontrário das outras. Qual é o significadodeste fato?

1.6 Henrietta Leavitt

Henrietta Swan Leavitt ( 1868-1921) iniciou a sua carreiracomo astrônoma em 1893,realizando contagens deestrelas em placas fotográficas,e acabou por descobrir arelação período-luminosidadedas Cefeídas que mudaria ocenário da astronomiaextragaláctica. Ela era uma dasmuitas mulheres quetrabalhavam sob as ordens dePickering para medir ecatalogar as inúmeras placasfotográficas do acervo doobservatório de Harvard.

Como resultado deste trabalhoela observou a presença deinúmeras estrelas variáveis nasNuvens de Magalhães.

Em 1912 Edward C. Pickering comunicou uma análise de 25das estrelas do tipo Cefeídas nas Nuvens de Magalhãesanalisadas por H. Leavitt (1912,HarvCirc, 173,1). Desteestudo resultou a concepção que este tipo de estrelavariável obedecia a uma estreita relação entre aluminosidade aparente e o período.

M31

Como estesobjetos estavama uma mesmadistância trata-se de umarelação entre aluminosidadeabsoluta e operíodo. Nafigura à direitaos dados doperíodo, no eixohorizontal,estão dispostosem uma escalalogarítmicareforçando apercepção da leide potênciaentre as duasvariáveis.

A relação período-luminosidade, na banda B,pode ser expressa na forma,

M= M0 – 2,222 Log P

Onde M é a magnitude absoluta da estrela e Pé o período expresso em dias. M0 é a chamadaconstante de ponto zero e que precisava serdeterminada para que esta relação seja usadacomo indicador de distância através darelação

m - M= - 5 + 5 Log d

Sendo m a magnitude aparente e d a distânciaem parsecs.

Esta tarefa coube ao astrônomo dinamarquêsEjnar Hertzsprung (1873-1967) que determinouM0 a partir de estrelas cefeídas próximas comdistâncias estimadas por paralaxe.Atualmente acredita-se que M0~-1,182 (B). Naépoca Hertzsprung utilizou a estimativa entãoexistente para avaliar pela primeira vez adistância das nuvens de Magalhães.

M31

Uma estrela cefeída em M31pulsa com um período de 30dias e tem uma magnitude Bmédia da ordem de 20 mag.Qual deve ser a distância deM31?

MB~-1,182-2,222 Log P ~-4,46

d~780 Kpc

A escala demagnitudes utilizadanaquela época aindacontinha errossistemáticos quegradualmente foramsendo corrigidos. Afigura ao lado mostrana escala vermelha àdireita a atual escalade magnitudesaparentes, B, jádevidamentecorrigidas. A linhatracejada a atualrelação período-luminosidadeApesar da diferençasistemática podemosverificar que arelação de missLeavitt está bastantepróxima dos valoresmais modernos.

M31

Neste mesmo período histórico de 1912 a 1920o astrônomo Vesto Slipher (1875-1969) realizouas primeiras observações espectroscópicasmostrando que a maior parte destes objetosestava se afastando da Galáxia a velocidadesda ordem de 300 - 1100 km/s. Além disto, osespectros fotográficos apresentavam umacurvatura indicando que as galáxias estavamem rotação.

Num artigo de 1917 (PAPhS, 56, 403) , contendoas velocidades radiais de 25 galáxias, Slipherdetectou um movimento sistemático médio emrelação à Galáxia, da ordem de 700 km/s, ecomentou:

"... Para que apresentemos esta enormevelocidade, sem que as estrelas próximas semovimentem, é necessário que todo o nossosistema estelar esteja se movimentando. Temsido comentado há muito tempo que estasnebulosas espirais seriam sistemas estelaresmuito distantes. Esta teoria dos Universos Ilhasganha um grande reforço com as presentesobservações."

M31

A vasta maioria das estrelas próximasapresentam velocidades de no máximo200 km/s. Como é possível argumentarque objetos de velocidades superiores a700 km/s não pertençam à Via Láctea?

1.7 O Grande Debate

Em 1920 a academia de ciências de Washingtonconvidou Harlow Shapley (1885-1972) e Herber D.Curtis (1872-1942) para um debate sobre a realnatureza das nebulosas. Seriam elas objetosgalácticos ou extragaláctico?

Entre 1914 a 1921 Harlow Shapley trabalhava nostaff do Observatório de Monte Wilson quandocalibrou a relação período-luminosidade dasCefeídas visando estimar as distâncias dosaglomerados globulares. Ele acreditava,corretamente, que estes objetos determinam oslimites da Via Láctea.

Herber Curtis trabalhava no Observatório de Lickestendendo o projeto de imageamento de galáxiasiniciado anos antes por Keeler. Curtis estavaconvencido da natureza extragaláctica dasnebulosas já que estes objetos se distribuíam naesfera celeste claramente evitando o plano da ViaLáctea.

Harlow Shapley

Herber D. Curtis

Em 1919 H. Shapley publicou um artigo intitulado On the Existence of External galaxies( 1919, JRASC, 13, 438) que resume bem as suas ideias sobre o assunto. Na opiniãodele toda a confusão estaria sendo gerada ao se assumir uma escala de dimensão daVia Láctea da ordem de 30-60 Kpc e admitir que as nebulosas tivessem esta mesmaescala de dimensão (hipótese que finalmente se revelou aproximadamente correta!). Naverdade os seus trabalhos sobre a distribuição dos aglomerados globulares indicavam,na opinião dele, uma dimensão muito maior podendo atingir cerca de 900 Kpc e nestecaso não haveria sentido em se acreditar que as nebulosas fossem exemplos deUniversos Ilhas. Se fosse esse o caso então uma nebulosa típica com cerca de 10’ dediâmetro devera estar a cerca de 300 Mpc e não seria possível observar os movimentosinternos que alguns observadores como van Maanen (1918, PASP, 30, 307)argumentavam estar detectando!!

A falha do argumento de Shapley é que a sua estimativa de dimensão da Via Lácteaestava grosseiramente superestimada. E isto ocorreu porque no início dos anos de1920 ainda não existia um perfeito entendimento do fenômeno da absorção interestelarcausado pelos grãos de poeira dispersos no disco Galáctico. Esta absorção diminui obrilho aparente das estrelas mais distantes na direção do disco e foi equivocadamenteinterpretada como uma diminuição do brilho devido à distância. Além disso a detecçãode paralaxe, em M31, anunciada por van Maanen era incorreta e se devia a dificuldadesem determinar posições de objetos difusos em placas fotográficas.

Na verdade a calibração de Shapley indicava uma escala de dimensão do sistema deaglomerados globulares da ordem de 120 Kpc, pelo menos duas vezes superior aosvalores atuais. Ao que parece ele achava ainda que este sistema representava umapequena fração da dimensão total da via Láctea.

M31

Mesmo considerando a premissa errada o argumento de Shapley é interessante na suaessência. Se considerarmos um objeto de diâmetro D(kpc) a uma distância d(Kpc) asua dimensão angular aparente, em um Universo euclidiano, é

θ= D/d rad = 3437,75 D/d minutos de arco

Ora a dimensão angular de M31, a galáxia Andrômeda, é igual a 190’ e considerandoque o seu diâmetro linear seja idêntico ao da nossa Galáxia, D~40 Kpc, obtemos umadistância d~724 Kpc. Observe que este argumento não pode ser considerado comouma determinação de distância já que estamos pressupondo um valor ad hoc para oseu diâmetro. Contudo a estimativa resulta ser bastante consistente com a distânciareal desta galáxia d~ 812 Kpc.

M31

O uso mais corriqueiro darelação acima seria o deestimar o diâmetro linear deM31 a partir da sua distância econhecendo o seu diâmetroangular aparente. Neste casoobtemos D ~44,8 Kpc.

Durante o grande debate a tônica consistiu na discussão sobre a dimensão da ViaLáctea. Shapley defendeu o seu ponto de vista de que a Via Láctea seria muito maiordo se acreditava e, como corolário, certamente todas as nebulosas fariam parte daGaláxia.

Ao contrário Herber Curtis defendeu o ponto de vista de que a via Láctea teria umdiâmetro da ordem de 20-30 Kpc, mais próximo dos valores atuais. Contudo ele nãofoi capaz de mostrar objetivamente que o erro na argumentação de Shapley se devia auma avaliação incorreta da absorção interestelar.

M31

Sistema de aglomerados globulares medidos porShapley por volta de 1918. A Via Láctea é a regiãosombreada e os símbolos cheios e vazios marcamos aglomerados acima e abaixo do disco.

Visão de face do sistema de aglomerados eda dimensão da Galáxia no sistema deShapley. As separações entre os círculossucessivos equivale a cerca de 10Mpc.

1.8 Edwin Hubble

Edwin P. Hubble (1889-1953) formou-se em direito em1910 e posteriormente estudou astronomia. Em 1914foi aceito como pesquisador no observatório deYerkes. Em 1919, após a primeira grande guerra,começou a trabalhar no observatório de MonteWilson.

Entre as grandes contribuições de Hubble destacam-se:

1. Medidas das distâncias às galáxias próximas.

2. Descoberta da relação distância-velocidade derecessão.

3. Proposta do sistema de classificação morfológica.

Pouco depois do Grande debate Edwin Hubble resolveu finalmente a grande questãosobre a natureza das nebulosas mostrando que alguns sistemas, como M31, eram de fatoestruturas estelares muito distantes e de dimensões comparáveis à própria Via Láctea.

M31

O trabalho de Edwin Hubble foi possível de ser executadograças ao recém inaugurado telescópio Hooker de 100polegadas. A montagem óptica é do tipo CassegrainRichtey-Crétien proporcionando uma excelente qualidadeóptica permitindo a observação fotográfica individual dasestrelas mais brilhantes em galáxias próximas. Várias destasestrelas eram variáveis do tipo Cefeidas possibilitando aestimativa das suas luminosidades, período de variabilidadee consequentemente suas distâncias.

M31

NGC 6822

Utilize os gráficos ao lado e acalibração das Cefeídasapresentadas antes paraestimar a distância de NGC6822.

Em 1925 Hubble divulgou osprimeiros resultados sobre adistância de NGC 6822. Nestaanálise conclui que esta nebulosadeveria estar a uma distância de214 Kpc (1925,ApJ,62,409).

M31

Tal qual a SMC, onde miss Leavitt calibrou a relação período-luminosidade das cefeídas, agaláxia NGC 6822 é também do tipo irregular. Porém as estrelas cefeídas de NGC 6822 sãomuito mais débeis indicando que o objeto está mais distante. À esquerda temos a imagemoriginal de Hubble e à direita uma imagem CCD moderna. Uma cefeída de mesmo períodotem em NGC 6822 uma magnitude 4,2 mag mais débil do que na SMC. Portanto a galáxiaNGC 6822 está cerca de 7 vezes mais distante.

M31

M 31

Utilize os gráficosao lado e acalibração dasCefeídasapresentadasantes para estimara distância deM31.

Em 1929 Hubble finalmente divulgou os esperadosresultados sobre a distância de M31 (1929, ApJ, 69,103) . Um total de 350 placas foram obtidas e 50variáveis cefeídas tiveram as suas curvas de luzlevantadas. A conclusão de Hubble é que a distânciadevia ser da ordem de 275 Kpc, bem inferior as atuaisestimativas. Mesmo assim não havia dúvidas tratar-sede um sistema estelar independente (veja também olivro RealmOfNebulae).

1.9 ...e a vida continuaMas afinal porque se preocupar em examinar aspectos históricos de problemas quepodemos considerar atualmente como ultrapassados e já esclarecidos de longadata? Não seria melhor deixar a História para os historiadores?

O fato é que estas controvérsias nos ensinam muito sobre o comportamento dospesquisadores e como os avanços ocorrem nas várias áreas e particularmente noassunto deste curso. É certo que as controvérsias atuais tendem a ser resolvidasmuito mais rapidamente do que os quase dois séculos de debate sobre a naturezadas galáxias. Mas, mesmo assim, existem alguns traços em comum.

1. Normalmente os grandes conflitos de ideias indicam que opiniões contraditóriaspodem ser compatíveis com um determinado cenário de informações empíricas.E neste caso, em geral, a solução surge após observações mais acuradas ou emoutras regiões espectrais. Um exemplo é a distribuição de massa das galáxiasespirais, que era tida como resolvida nos anos de 1950, e que sofreu umareviravolta a partir dos anos de 1960 com o surgimento de espectrógrafos edetectores mais eficientes. Outra controvérsia mais recente, e relacionada comeste tema, diz respeito à natureza da matéria escura, que ainda aguarda umdesfecho futuro.

2. Muitas vezes um avanço substantivo nas discussões é obtido quandoargumentos contraditórios são descobertos. Nem sempre uma teoria tida comocorreta deve ser reverenciada como uma verdade absoluta.

3. Outra questão de grande relevância é que um assunto ainda apresentandoopiniões contraditórias não deve ser considerado como estéril até que se resolva acontradição. Veja que a contribuição de Herschel e outros apesar de não tersolucionado o debate foi de grande utilidade para enriquecer este tema depesquisa. Um exemplo atual desta situação ocorre com a evolução das galáxias.Não se sabe exatamente como as galáxias se formam e evoluem. Existem várioscenários competindo pela primazia de se tornarem definitivos. E novos cenários eideias são agregados todos os anos a esta discussão.

1.9 Problemas

1. As figuras ao ladomostram os gráficos decurva de luz obtidasrecentemente para agaláxia M100. Estime amagnitude média e operíodo destes objetos. Apartir destes dados estimea distância de M100.

M 100

2. Estime o diâmetro de algumas galáxias no aglomerado de Hércules (d=158 Mpc) ecompare com as dimensões da Via Láctea.

M31 A 2151 Aglomerado de Hércules

36’43”

3. Duas galáxias têm magnitudes aparentes idênticas B= 20,0, mas uma delas estáduas vezes mais distante. Qual é a diferença entre as magnitudes absolutas destesdois objetos?

M31 A 2151 Aglomerado de Hércules

4. A estrela δ Cephei é uma das estrelas cefeídas maispróximas do sistema solar. A sua distância é da ordem de272 pc e a sua curva de luz está representada na figuraabaixo. A partir destas informações avalie o ponto zero darelação das cefeídas.

5. As galáxias NGC 5020 e NGC 4051 têm uma morfologiasemelhante mas dimensões aparentes distintas. Supondoque ambas têm a mesma magnitude absoluta estime arazão entre as distâncias destes dois objetos. Compareesta estimativa com a avaliação mais precisa de distânciasde 53,8 Mpc e 30,8 Mpc respectivamente.

6. A Grande Nuvem de Magalhães está auma distância de 49 Kpc, apresenta umamagnitude aparente da ordem de 0,40 (V)e o seu diâmetro aparente é da ordem de645 minutos de arco. Qual é a suamagnitude absoluta? A qual distância eladeveria estar localizada para escapar auma identificação visual direta (V~6,0)?Nesta distância qual seria o seu diâmetroaparente?

M31 A 2151 Aglomerado de Hércules

7. A imagem ao lado é da galáxiaSombrero = M104 = NGC 4594 cujadistância é igual a 10,39 Mpc. Váriosaglomerados globulares foramidentificados pelo telescópio espacialHST nesta galáxia como o que estáindicado na figura. Estes objetos temda ordem de 104-106 estrelas e os maisbrilhantes apresentam uma magnitudeabsoluta da ordem de -9,0 (V).Suponha que seja este o caso doaglomerado indicado na figura. Qualseria a sua magnitude aparente?

8. A galáxia M87 localizada no aglomerado de virgo é um exemplo de galáxia elípticagigante. Ela está localizada a uma distância de 16,84 Mpc, tem uma magnitude aparenteigual a 8,63 (V) e um diâmetro aparente igual a 8,3 minutos de arco. Estime a sua magnitudeabsoluta e o seu diâmetro linear. Quantas vezes esta galáxia é maior do que a nossa própriagaláxia cuja dimensão é da ordem de 30 Kpc. Qual é a razão entre a sua luminosidade e aluminosidade da via Láctea (MV~-21,0)?

9. A nossa galáxia se aproxima da galáxia Andromeda com uma velocidade da ordem de 300km/s. Sabendo que a sua distância atual é da ordem de 792 kpc em quanto tempo estes

M31

Dois objetosdeverão colidir?Atualmente odiâmetro angularde M31 é cerca de190x60 minutos dearco. Quantotempo vai sertranscorrido atéque a sua imagemocupe cerca de 1/4do céu. Qual seráa aparência do céunoturno nestaépoca?

10. Imagine que o sistema estelar em que vivemos posssa ser modelado por um discoachatado de altura (H) e raio (R). Este sitema contem n estrelas por unidade de volume enão existe absorção interestelar. Nós estamos no interior do disco a uma distância R0 docentro e a uma altura H0 do plano. Um observador começa então a realizar contagens deestrelas em um pequeno ângulo sólido ΔΩ. Qual seria a razão das contagens na direção docentro e do anticentro visto na posição do observador? E na direção vertical ao plano dodisco?

11. Na época de Laplace acreditava-se que o sistema solar teria se formado quando umaoutra estrela se aproximou do Sol e a interação gravitacional retirou, por efeito de maré, omaterial que constituiria cada um dos planeta. Cite pelo menos três argumentos queinviabilizam esta hipótese.

12. Uma estrela se move em média com uma velocidade de 100 km/s no interior da galáxiaM31. Sabendo-se a distância desta galáxia estime qual a variação angular na posição destaestrela após um ano de observações. Como se compara esta estimativa com a precisãomédia de 1 segundo de arco obtida a partir das observações ópticas realizadas de solo.

13. Utilize os dados de miss Leavitt e estime a distância da LMC.

M31 Introd Cap.2