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

. Gu

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