Outras Galáxias – Astronomia Extragaláctica

Descoberta de outras Galáxias

Lei de Hubble e a Expansão do Universo

Sistema de Classificação de Hubble

Ambiente das Galáxias: grupos e aglomerados

Traçadores da topologia do UniversoTraçadores da topologia do Universo

Galáxias Ativas: radiogaláxias, seyferts e quasares

Sandra dos AnjosIAG/USP 2016

http://www.astro.iag.usp.br/~aga210/

Vimos em aulas anteriores que a origem do nome “galáxias” está associada a aparência de uma faixa observada no céu com aparência nebulosa e esbranquiçada denominada “caminho de leite”

Além das estrelas e planetas observados no céu, observamos também a presença de objetos esbranquiçados, “nebulosos”.

Qual a natureza destes objetos nebulosos? eles fazem parte da Via-Láctea? …as respostas a estas perguntas dependeria das estimativas de distancia, como veremos a

seguir…

Sem ter a informação das distâncias, a produção da época (1771-1908) foi essencialmete a confecção de Catálogos

1781 : Charles Messier (M) (1730-1817)

Publica catálogo, com 103 objetos difusos, e que leva seu nome na identificação dos objetos(ex: M31, Andrômeda-31a “entrada” do Catálogo)

1850 : Parsons constrói o maior telescópio da época (Irlanda)

- “Resolve” pela 1a vez a estrutura espiral de algumas nebulosas. - Sugere que estes objetos poderiam ter rotação.

1864 : J. Herschel --> amplia o General Catalogue-GC (5000 objs) 1888 : Dreyer--> New General Catalogue (NGC) c/ ~ 7000 objs e constrói 2 extensões: IC (1895), IC (1908), com ~ 13.000 objs … Telescópios já eram conhecidos no século XVIII, ..mas não ¨resolviam¨

todas as nebulosas...!

Produção Época (1771-1908)

Uma descoberta relevante nesta época que mais tarde seria a chave para as estimativas de distancia dos objetos nebulosos citado anteriormente, e que foi utilizada por outro cientista (Hubble) foi feita por Henrietta Leavitt (1868-1921)

Ela descobre uma relação entre período (P) e luminosidade (L) – R-PL de estrelas variaveis Cefeidas

Como estrelas variaveis pulsam regularmente Como estrelas variaveis pulsam regularmente devido a expansão e contração do envelope, a devido a expansão e contração do envelope, a luminosidade, consequentemente, varia. Esta luminosidade, consequentemente, varia. Esta variação regular é facilmente observada e variação regular é facilmente observada e medida. medida.

Com a relação entre Com a relação entre PP e e L L encontrada por encontrada por Henrietta, e conhecendo-se a variabilidade, e Henrietta, e conhecendo-se a variabilidade, e portanto o período, é possível inferir a portanto o período, é possível inferir a luminosidade ou magnitude absoluta-M.luminosidade ou magnitude absoluta-M.

Edwin Hubble (1923-1936)…identifica Cefeida em M31

Edwin Hubble - 1a grande contribuição: determinação da distância de Andrômeda (M31)

Aplica o seguinte raciocínio:

1- Mede o período de pulsação (P) da Cefeidas identificada em M31

2- Conhecendo-se P e utilizando-se a Relação Período-Luminosidade conhecida para esta classe de Cefeidas, obtem-se a luminosidade (L), ou magnitude absoluta (M), de uma estrela.

3- Observando-se a magnitude aparente (m) da estrela e conhecendo-se M, a distância (d) é calculada viaMódulo de Distância. m-M (d=10pc) = 5log d (pc) – 5

Edwin Hubble - 1a grande contribuição: descoberta de outras galáxias

Obtem d = 285 Kpc ! INCORRETA !!

- Devido ao tipo de Cefeida utilizado. - Devido a não correção da absorção

Distância CORRETA d~700 Kpc

Apesar de incorreta, a ordem de grandeza encontrada é enorme, confirmando a natureza extragaláctica e a existência de outros sistemas de galáxias abrindo nova área… ASTRONOMIA EXTRAGALÁCTICA

Vesto Slipher (1875-1969)

1912: durante 40 anos registra espectros de diferentes objetos e verifica a presença de linhas espectrais desviadas via efeito Doppler,

a partir da relação ∆⋋ = ⋋obs - ⋋lab = Vr = z ⋋ ⋋lab c

onde ⋋ representa os comprimentos de onda observado (obs) e de laboratório (lab) e z édefinido como sendo “redshift”.

A partir da eq. acima é possível obter a velocidade de recessão (Vr) , como veremos a seguir

As linhas verticais

observadas nas imagens ao lado indicam as linhas

do espectro de laboratório,

portanto linhas em repouso.

No centro da imagem vemos o espectro real das

galáxias.

As flexas verticais e horizontais

indicam, respectivamente, a posição relativa

das linhas da galáxias e de laboratório,

portanto, indicam o deslocamento

das linhas.

Na 1a coluna da figura ao lado pode-

se ver abaixo dos espectros a

velocidade radial.

O número entre as imagens indicam os valores de distância.

Na última coluna pode-se ver as

imagens das galáxias estudadas.

2a grande contribuição de Hubble: 1923-19361923-1936Hubble ut iliza as medidas da velocidade de recessão obtidas por Slipher e constrói iliza as medidas da velocidade de recessão obtidas por Slipher e constrói um gráfico da um gráfico da Distância (D) Distância (D) em função da em função da Velocidade de Recessão (Vr)Velocidade de Recessão (Vr)

∆⋋ = ⋋obs - ⋋lab = Vr = z e pelo gráfico abaixo Vr = Ho x D ⋋ ⋋lab c onde Ho é uma cte , a cte de Hubble

2a grande contribuição de Hubble Expansão do Universo

Os deslocamentos das linhas espectrais nas galáxias observadas é interpretado como sendo devido ao afastamento (redshift) das galáxias. Slipher o outros cientistas da época reconheceram o fato de que as mais remotas galáxias realizavam este movimento de afastamento.

Por outro lado, Hubble demonstra que a velocidade de recessão é diretamente proporcional as suas

Distâncias. Esta correlação é conhecida como Lei de Hubble.

A interpretação destes fatos é a de que o Universo está em Expansão.

Uma consequência da Lei de Hubble muito útil é que a partir do redshift pode-se obter a distância (D)......

Vr (km/s) = Ho x D (Km) , Lei de Hubble Reparem que Ho tem unidade de tempo!........, portanto,nos dá acesso a idade do Universo (to).....!t0 = 1/Ho = idade do universo

Galáxias – são os traçadores da topologia do Universo

Imagem obtida com o Telescópio Espacial Hubble do Campo Ultra Profundo(800 exposições de 21 minutos -> 11,5 dias olhando para o mesmo lugar que aparentemente era vazio.) Uma enorme surpresa !!!

Distancias → “topologia” do Universo

4000 galáxias mapeadas aqui representam menos de um décimo milionésimo do número total no universo observável.

Via-Láctea

Representação de uma fatia do espaço, de dimensão da ordem de 150.000 kpc da Terra. Cada ponto amarelo representa uma galáxia.

Resultado de vários “Surveys”

Hubble observou uma enorme diversidade morfológica

Mas, fica claro a partir de então que, galáxias, ....independentemente da classificação…

- São sistemas que compartilham bilhões de estrelas, com gás

(ionizado e/ou neutro), poeira, campo magnético, raios-cósmicos, luz emitida p/ estrelas, matéria escura “dark-matter” e que estão todos gravitacionalmente ligados!

- São consideradas os constituintes fundamentais do Universo

¨tijolos do Universo¨

- A distribuição em grande escala nos dá a arquitetura do Universo

- Estes sistemas são semelhantes na forma ?

- No conteúdo? Pq ?

- Que mecanismos físicos são responsáveis pelas morfologias observadas?

Como se formaram?

Hubble então dá sua 3a grande contribuição...propondo um Sistema de Classificação como veremos a seguir...

Sistema de Classificação MorfológicaHubble (1926 -1936) propõe um sistema de classificação esquematizado na figura (1926 -1936) propõe um sistema de classificação esquematizado na figura

abaixo, conhecido também comoabaixo, conhecido também como Diagrama em Diapasão (D-TF) Diagrama em Diapasão (D-TF)

Agrupa diferentes morfologias em diferentes Agrupa diferentes morfologias em diferentes classes, como as Elípticas (E), Lenticulares (SO), classes, como as Elípticas (E), Lenticulares (SO), as Espirais (S) e as Irregulares (Irr) as Espirais (S) e as Irregulares (Irr)

Quase 1 década após a proposta deste sistema...

Walter Baade...introduz o conceito de populações estelares

MMtete Wilson Observatory Wilson Observatory

1944: Conferência do Vaticano mostra que diferentes componentes das Conferência do Vaticano mostra que diferentes componentes das galáxias, abrigam diferentes populações estelares sugerindo o galáxias, abrigam diferentes populações estelares sugerindo o conceito de População Estelar.

- População estelar estelar de componentes de componentes esferoidais (bojo e halo) é relativamente é relativamente maismais velha que a do disco. Estas são estrelas com que a do disco. Estas são estrelas com abundâncias muito baixas abundâncias muito baixas de elementos químicos pesadosde elementos químicos pesados como o C, O, N, Si, Mg, Fe, e como o C, O, N, Si, Mg, Fe, e consequentemente mais avermelhada.consequentemente mais avermelhada.

- - População do disco achatado é mais é mais jovem, , mais azulada, mais azulada, com proporções com proporções maiores de elementos pesados e, portanto, maiores de elementos pesados e, portanto, ricas em metais.ricas em metais.

População jovens = população I:assentada no disco, estrelas azuladas assentada no disco, estrelas azuladas e ricas em elementos químicos mais e ricas em elementos químicos mais pesados que o He (metais)pesados que o He (metais)

População velha = população II: depositada nas componentes depositada nas componentes elipsoidas (halo e bojo) das galáxias,elipsoidas (halo e bojo) das galáxias,estrelas avermelhadas e pobres em metaisestrelas avermelhadas e pobres em metais

Introduz, portanto, o conceito de Introduz, portanto, o conceito de populações estelares associadas acomponentes principais de galáxias

Então, o SCH passa a ter uma leitura que inclui o conteúdo de populações estelares associado as componentes principais de galáxias...

As propriedades essenciais de cada um dos grupos de classificação serão exibidas a seguir...

Elípticas (E)grupo de tipos de galáxias que se encontram no

início do SCH

Estrutura - EEstudada studada ->-> via fotometria via fotometria

→ 1 única componente com morfologiaelipsoidal e com diferentes graus deachatamento (e):

(Eo até E7) → e = 1-b/a

Cor ~ cte, avermelhada...implicando em 1 única pop. estelar dominante (pop II) e velha

Cinemática

domínio de velocidade anisotrópica, ou seja, estrelas possuem movimento domínio de velocidade anisotrópica, ou seja, estrelas possuem movimento aleatório denominado “aleatório denominado “dispersão de velocidades”

Elípticas (E)...alguns exemplos

Irregulares - Irr

- Morfologia sem simetria de rotação

2 tipos:

Irr I ~ magelânicas (cont. Scs) Irr II – forma irreg. s/ simetria - Apresentam gdes qdes de poeira (da ordem de até 25% massa total da galáxia)- Cinemáticamente, com dispersão de velocidades

Espirais (1)...2 grupos de galáxias:

(S) e (SB) que se localizam no final (late-type) da SCH

Estrutura

→ Várias componentes: bojo, disco, halo (S) e algumas vezes, barra (SB)

→ Bojo e Halo c/ morfologia esferoidal, cor avermelhada representando população velha (pop. II)

→ Disco com morfologia achatada contendo braços espirais e algumas vezes barras (~Mway), cor azulada representando população jovem (pop. I)

Espirais (2)

Estas famílias de espirais, (S) ou (SB), podem estar em diferentes grupos (Sa-SBa, Sb-SBb, Sc-SBc), diferenciados em relação a dimensão relativa do bojo e grau de enrolamento dos braços.

→ Sa --> Sb --> Sc → SBa --> SBb --> SBc ---------------------------------------------> ....ordem decrescente dos bojos ....ordem de braços mais desenrolados

Espirais (3) Existem as famílias intermediárias, ou seja, observa-se que entre as

famílias Sa e Sb existem as Sab´s entre as Sb e Sc´s existem as Sbc, etc…(idem p/ barradas), gerando uma enorme diversidade de subtipos.

Comportamento cinemático preponderante das componentes principais é diferente...e depende do tipo da componente:

Bojos e Halos --> dispersão de velocidade Discos --> rotação

Cinemática

Estas estatísticas mudam dramaticamente p/ as barradas c/ o advento do detetor CCD e os dados em IR, como veremos adiante.

20% 10% 70%

Em síntese:

Considerações importantes sobre o SCH

Se aplica bem a galáxias brilhantes

Hubble acreditava que diferentes morfologias poderiam estar representando uma sequência evolutiva:

- das E para S … ou … - das S para E. Entretanto, estas 2 possibilidades são inviáveis pois: 1. Brilho superficial das E é muito maior do que o das S2. “Rotação” das S --> >> E ...incompatível c/ um cenário onde galáxias são

formadas como S e vão se transmutando em E...e vice-versa...

….ou seja, o SCH NÃO representa uma sequência evolutiva!

Limitações do SCH - SCH não é representativo de todas as morfologias- SCH não é representativo de todas as morfologiasencontradas em galáxiasencontradas em galáxias - Galáxias como por ex: - Galáxias como por ex: cD’s (E supergigantes), anãs de baixo brilho superficial, peculiares , não estão , não estão contempladas no SCHcontempladas no SCH - Espirais com diferentes tipos tipos de braços- Espirais com diferentes tipos tipos de braços floculentas e ¨grand-- design¨ floculentas e ¨grand-- design¨ - Galáxias foram classificadas de acordo c/ razão axial - Galáxias foram classificadas de acordo c/ razão axial aparenteaparente

- Ignora dicotomia entre - Ignora dicotomia entre Irr normais e barradas

- SCH não pode ser aplicado, pelo menos- SCH não pode ser aplicado, pelo menosisoladamente a galáxias que estão a altos ¨red-shifts¨ (z)isoladamente a galáxias que estão a altos ¨red-shifts¨ (z)

Apesar da incompleteza….o Diagrama de Hubble reflete, simplificadamente, o comportamento de algumas propriedades fundamentais de galáxias…, por

ex…

1. MIS (gás + poeira): aumenta em direção as ¨late-type¨ aumenta em direção as ¨late-type¨

E ----> So ----> S ----> Irr Irr --> ~ 20-25%

S --> ~ 1-2 % E --> muito menos...

2. Cor e Conteúdo Estelar

E ----> So → S ----> Irr população mais vermelha nas comp. esferoidais população azul no disco

Das Das E até as Sa: cor semelhante a estrelas de tipo K Sb: estrelas com cor semelhante a estrelas de tipo K e F Das Sc até as Irr : cor semelhante a de estrelas de tipo A e F

3. Razão bojo/disco ---> diminui das ---> diminui das Sa --> Sc

Complexidade Estrutural…uma decorrencia da combinação da aplicação de melhores tecnologias e técnicas de análise de imagens

Diversidade de subestruturas em discos e bojos

- Discos: finos e espessos - Barras: diferentes em galáxias jovens e tardias - Barras aninhadas - Anéis: internos e externos - Faixas de poeira: radiais e paralelas - Bojos: clássico, retangular, pseudobojos - Braços: Floculentos (FL), Grand-design (GD), Mistos

Entre as galáxias que apresentam morfologia comum, associadas aquelas definidas na Classificação Morfológica de Hubble (SCH), existem algumas que possuem um fenômeno de extrema importância relacionado com a energia gerada em galáxias, que não aquela produzida pela luminosidade das estrelas, nem a luminosidade atribuída ao gás e poeira, e que divide estes objetos em 2 grandes grupos: - galáxias comuns e - galáxias ativas

Galáxias Ativas

...Pode-se dizer, essencialmente, que as galáxias ocorrem em 2 estados: fundamental (1) e excitado (2)

(1)- Fundamental, ou normal, onde a amplitude de energia gerada pela galáxia encontra-se entre os limites abaixo:

~ ~ 1038 < L < < L < 1040 ergs.sergs.s-1-1 ou, em termos de luminosidade solar - L ~ ~ 105 < L < < L < 1012 L L

lembrando que... (L ~ 1033 ergs.s-1), e que esta L é de origem básicamente térmica, ou seja, produzida pela luz das estrelas, pela emissão radiotérmica do gás (gás quente) e emissão infra-vermelho (IR) da poeira aquecida do MIS

(2)- Excitado, onde os valores medidos variam de

~~ 1043 < L < < L < 1048 ergs.sergs.s-1-1 ~ ~ 10233 < L < < L < 1038 L L

...de onde vem o adicional de energia...! ?

As classes de Galáxias Ativas...o percentual de cada classe e a distribuição por volume...

Qual a aparencia (em diferentes comprimentos de onda…) ...das Galáxias Ativas ?

…alguns exemplos…

Galáxias Ativas…algumas propriedades gerais que caracterizam estes objetos…

...a emissão de energia por processos não-térmicos pode estar associada a fontes puntuais ou fontes extensas

1 - Emissão dominada por processos não-térmicos como Radiação Síncroton: eletrons relativísticos espiralando em

campo magnético ++Processos térmicos envolvendo energias

muito altas

2- Núcleo muito pequeno, com diametro angular menor do que 1” (1 segundo de arco))

3- Variabilidade

4- Em placas fotográficas, alguns destes objetos apresentam aparência estelar, como veremos adiante

Espectros de diferentes tipos de galáxias ativas comparados com galáxias normais

.

Quasar RD 300 a z=5,5um exemplo dos mais longínquos

Exemplos de espectros de Quasares

Exemplos de espectros de Seyferts

O espectro visível de uma galáxia de Seyfert típica. As linhas de emissão devidas ao hidrogênio (H), nitrogênio (N), oxigênio (O), enxofre (S), entre outros elementos, são evidentes como linhas escuras verticais.

Fonte: skyserver

Observação de Seyferts, quasares, radio galáxias e blazares sugere a presença de um buraco negro na região central.

A similaridade entre estes diferentes objetos nos leva a interpretação no sentido de um Modelo Unificado, onde todas são galáxias com disco de acresção central e buracos negros vistos em difrentes ângulos.

Linhas estreitas e linhas largas observadas nos espectros são resultantes de observações em diferentas direções, como ilustra a figura abaixo...

Vamos ver com um pouco mais de detalhes a seguir...

Modelo Padrão:

Região central da galáxia com produção de fotons altamente energéticos que ao atravessarem a galáxia encontram regiões de gás com diferentes densidades, produzindo linhas estreitas permitidas e largas, permitidas e proibidas…

Dependendo do ângulo que o observador está olhando o disco de acresção e o anel de poeira (toro) estará observando diferentes classes de galáxias ativas.

Veja figura abaixo.....por exemplo, a observação na direção que faz um ângulo de 30-60o graus acima do disco, resultaria em um espectro de “linhas largas” no espectro, ou seja, estaríamos observando e

identificando uma Seyfert 1.Mas se o observador estiver olhando na direção perpendicular (de perfil) ao longo do toro, onde existe

nuvens de poeira e gás quente distantes do Buraco Negro, estaríamos identificando uma galáxia Seyfert 2. Caso a observação seja “de face” , onde não estaria na direção do observador, a presença

do Toro, estaríamos observando um BL Lac.

Vamos ver algumas propriedades das galáxias ativas mais conhecidas: Radiogaláxias, Galáxias Seyferts e Quasares

- São tipicamente Elípticas, frequentemente elipticas gigantes, encontradas em centros de aglomerados de galáxias ricos.

- Geralmente tem aparência peculiar como a presença de jatos (M87) ou um cinturão de gás ionizado e poeira ao longo do disco da galáxia, como Centaurus A (NGC 5128 – Fig. direita).

Radiogaláxias

Visível x Rádio

- Parecem ter sido formadas via fusão.

- 2 tipos:

1. Radiogaláxias compactas → a emissão vem do núcleo 2. Radiogaláxias extensas → 75% (emissão vem dos 'lobos'). Os lobos consistem de gás ionizado que são ejetados do centro da galáxia, e em direções opostas.

- Produção de radioemissão gerada no processo “Syncroton” : fortes campos magnéticos onde particulas de altas energias, tipicamente elétrons, estão se movendo a velocidades próximas a da luz…e geram radiação.

- Radioemissão, invariavelmente, não vem da galáxia visível, mas dos pares de lobos situados em direção oposta a galáxia visivel

Radiogaláxias

Exemplos de Radiogaláxias ...reparar nas diferentes formas dos lobos, e que podem denunciar a

presença de gás intergalactico....

- Seyfert em 1930 identifica visualmente 6 galáxias espirais com núcleo azul muito brilhante, não usual, cujos espectros apresentavam linhas de emissão muito alargadas. Estas linhas alargadas foram interpretadas como sendo devido ao movimento local de gás da ordem de milhares de km/s.

- O grau de ionização representado pelas linhas de emissão indicam temperaturas do gás local tão altas quanto 1 milhão de graus Kelvin.

Galáxias Seyferts

- Frequentemente variam o brilho em escalas de tempo curtas, da ordem de dias.

- Consequência: tamanho da região emissora deve ser pequeno

Não são, em geral, fontes intensas de rádio ou R-X, mas são intensas fontes de Infravermelho.

- 10% das Seyfert são também emissoras de rádio e 1% das Espirais (S) são Seyferts

- Núcleo destas galáxias são regiões onde imensas quantidades de energia são emitidas de pequeno volume, sugerindo que buracos negros podem ser responsáveis por este efeito

- Alguns estudos mostram que as Sey são parte de sistemas binários

- Hoje, milhares conhecidas e encontram-se relativamente próximas 0.003 < z < 0.06

Galáxias Seyferts

Quasares - “quasi stellar radio sources”...a classe das ativas de L extrema…

Descobertos pq emitiam rádio e com aparência estelar → Quasi stellar

1os decobertos – 3C48 e 3C273 com Velocidade de recessão muito grande, de 30% e 15% de c respectivamente.

Os objetos mais luminosos e distantes do Universo com desvios para o vermelho (“redshift”) entre 0.14 < z < 6

Quando muito distantes a estrutura ao redor da galáxia não é visível, e o que observamos então é o núcleo da galáxia, que tem aparencia estelar (QSOs – quasi stellar objs)

Quasares são fortes emissores em radio e emitem em toda faixa do espectro eletromagnético.

Emitem em 1 segundo....o que o Sol emite em 200 anos, ou seja, 100 vezes mais brilhante que a VL

Quem seria responsável por tanta emissão de energia ?...um modelo que explica as observações

Quem seria responsável por tanta emissão de energia ?...um modelo que explica as observações

Centro das galáxias parece existir um Buraco Negro (BN) supermassivo com massas entre 1 milhão a 1 bilhão de M

Não sabemos explicar como este BN é formado exatamente

Gás e estrelas estariam sendo capturados por um

disco de acresção, com alta viscosidade.

Este disco de acresção se encontra muito próximo do Buraco Negro

A captura de matéria, em alta velocidade, pelo disco de acresção, é convertida em imensa produção de energia (Epot → L)

Eficiencia do processo muito maior que a fusão do H em He...

Produção dos Jatos

Nem todo material disponível próximo do BN é capturado pelo BN. Parte do material é ejetado, em 2 direções opostas, criando jatos de gás

Os jatos de gás superaquecidos que vêm do núcleo e saem na direção do eixo de rotação do disco de acresção:

(a) Estes jatos são produzidos por combinação de forças rotacional

+ magnética

(b) São constituídos por gás de partículas relativísticas que viajam em campo magnético e que geram radiação Syncroton

(c) Estes jatos são responsáveis por gerar os lobos radioemissores em galáxias rádio e em BL Lac (um outro tipo de galáxia ativa)

Uma Possível Sequência Evolucionária…para explicar as galáxias de hoje

Galáxias observadas hoje e que possuem “núcleo ativo” podem ser decendentes de QSO's

Com o tempo, a atividade central diminuiria devido a quantidade de matéria que cairia no disco de acresção

Uma possível Sequencia Evolutiva dos QSO's seria (ver fig. ao lado):

- QSO´S em Seyfert e em galáxias normais

- QSO's em rádiogaláxias e em galáxias E

Se estamos observando objetos a profundidades muito grandes, estamos observando objetos que surgiram enquanto o Universo era ainda jovem ..então é possível que eles sejam os núcleos de galáxias jovens, vistas a bilhões de anos atrás...

Algumas evidências sugerem que os QSO's se formaram na fase inicial do Universo, a partir de “mergers” de protogaláxias (galáxias em processo de formação).

- Frequência de colisões e “mergers” entre galáxias muito distantes no início da

evolução do Universo era maior.

Consequências

Dica de Bibliografia Galáxias Ativas

Astronomia & Astrofísica (Kepler &Maria de Fátima)

No coração das Galáxias (Sueli Maria Marino Viegas)

Vimos então que em galáxias comuns a energia é gerada por processos térmicos, que incluem a luz das estrelas, emissão radiotérmica do gás quente e pela emissão infra-vermelho (IR) da poeira aquecida do MIS. Em galáxias ativas os processos que geram energia, além dos térmicos, são também não-térmicos...como a radiação Syncroton e a luminosidade gerada pela queda do material no disco de acresção

Vamos agora analisar os possíveis Cenários de Formação e Evolução de Galáxias que poderiam explicar a estrutura de toda a gama de morfologias observadas, como também o comportamento cinemático e a população estelar associada, no Roteiro 22