unidade vi – astrofÍsica galÁctica e...

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UNIDADE VI – ASTROFÍSICA GALÁCTICA E EXTRAGALÁCTICA

AULA 26 – A VIA LÁCTEA

OBJETIVOS:

Ao final desta aula, o aluno deverá:

� conhecer a constituição e a estrutura da Via Láctea;

� ter noções sobre a extinção interestelar e sobre as nebulosas escuras e de

reflexão;

� conhecer os diferentes tipos de aglomerados de estrelas.

1 INTRODUÇÃO

Quando olhamos para o céu noturno, vemos uma miríade de pequenos

pontos luminosos, além da Lua e do Sol. Sabemos que cada um desses pontos,

excluindo-se os planetas do sistema solar, é uma estrela. O fato de que podemos

ver estrelas em praticamente qualquer ponto do céu pode nos dar a impressão de

que o Universo é um enorme espaço preenchido por estrelas espalhadas de forma

mais ou menos aleatória. Essa é provavelmente a visão popular mais comum sobre

a distribuição de matéria no Universo.

No entanto, uma observação mais atenta do céu, sob boas condições de

observação noturna, como visibilidade atmosférica e distância da contaminação da

luz noturna artificial das cidades, podemos ver que as estrelas não se distribuem de

forma aleatória no céu. Elas tendem a se agrupar em torno de uma faixa que cruza

a esfera celeste, formando um círculo máximo. Essa faixa, além de possuir muito

mais estrelas do que o restante da esfera celeste, possui ainda uma aparência

leitosa, como que permeado por uma fina poeira esbranquiçada (figura 26.1). Essa

faixa foi observada e registrada por todas as grandes civilizações humanas; os

romanos a batizaram de “estrada de leite”, ou via láctea, pela sua aparência.

O que a via láctea nos informa a respeito da distribuição relativa das

estrelas? Embora isso não seja óbvio à primeira vista, e tenha exigido milênios de

estudos e observações, ela nos informa que, em toda a região do Universo mais

próxima do Sol, as estrelas, incluindo o Sol, se distribuem em um disco achatado.

Na aula 28, veremos que as estrelas no Universo se aglomeram em grandes

estruturas, algumas com o mesmo formato de disco que a estrutura na qual o Sol

está situado, outras com formatos diversos desse. A essas grandes estruturas,

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formadas por bilhões de estrelas mantidas coesas pela força gravitacional mútua,

damos o nome de galáxias. A galáxia da qual fazemos parte é chamada Via Láctea.

2 ESTRUTURA DA VIA LÁCTEA

A Via Láctea é formada por três componentes principais: o disco, que produz

a faixa de estrelas que cruza o céu, o bojo, uma esfera composta por milhões de

estrelas localizada no centro do disco, e o halo, uma gigantesca esfera que engloba

o bojo e o disco, mas que é muito mais pobre em estrelas do que o disco e o bojo.

Somadas, essas três estruturas conferem uma massa de centenas de bilhões de

massas solares à nossa galáxia, uma massa acima da média para uma galáxia. O

centro da nossa galáxia se situa na direção da constelação de Sagitário. A imagem

26.2 mostra uma imagem de longa exposição do céu nessa direção. A figura 26.3

mostra a estrutura da Via Láctea.

A seguir, vamos analisar individualmente cada um dos componentes da Via

Láctea.

Figura 26.1: a via láctea. Fonte: apod.nasa.gov.

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Figura 26.3: estrutura da Via Láctea. O tamanho das estruturas não está em escala.

Figura 26.1: imagem de longa exposição da região de Sagitário, onde se situa o centro da Via Láctea. Note a enorme quantidade de nebulosas escuras ao longo do disco da galáxia, o que impede que observemos diretamente o centro da galáxia. Fonte: apod.nasa.gov.

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2.1 O disco

O disco da Via Láctea é gigantesco. Seu diâmetro é de cerca de 30 kpc, ou

100000 anos-luz. A espessura do disco é de apenas 1 kpc. É no disco da Via Láctea

que se encontra o sistema solar, e é por isso que vemos a Via Láctea como uma

faixa que cruza o céu. O disco é composto por centenas de bilhões de estrelas, por

um gás tênue disperso entre as estrelas e por densas nuvens moleculares e de

poeira. O sistema solar está localizado a aproximadamente metade da distância

entre o centro da Via Láctea e a extremidade do disco, ou seja, a cerca de 7,5 kpc

do seu centro.

A densidade de estrelas no disco da Via Láctea não é constante, caindo do

centro até sua periferia. As estrelas que compõem o disco da Via Láctea

apresentam características distintas daquelas que compõem o halo e o bojo. A

presença de nuvens moleculares torna o disco da Via Láctea a única estrutura que

ainda está formando estrelas; assim, as estrelas do disco são, em média, mais

jovens do que as estrelas do halo e do bojo. Além disso, as estrelas mais velhas do

disco não excedem 9 bilhões de anos de idade, enquanto que no halo e no bojo

existem estrelas quase tão velhas quanto o Universo. Assim, o disco deve ter se

formado cerca de 5 bilhões de anos depois da formação do halo e do bojo da Via

Láctea.

O formato do disco da Via Láctea é resultado do fato de que as estrelas que

o compõem, bem como o gás e a poeira, giram em torno do centro da galáxia de

forma mais ou menos conjunta. Assim, o disco da galáxia possui um eixo de

rotação definido, que passa pelo seu centro. O sistema solar inteiro orbita em torno

do centro da Via Láctea, levando cerca de 250 milhões de anos para dar uma volta

completa em torno do centro da galáxia. As estrelas na vizinhança do Sol giram a

aproximadamente 1000 km/h em torno do centro da galáxia.

No disco, ondas de densidade se propagam circularmente em torno do

centro da Via Láctea. Quando uma frente de onda atinge uma região do disco,

acelera o colapso de nuvens moleculares, dando origem a um surto de formação de

estrelas. Assim, a passagem de uma onda de densidade em uma região do disco é

acompanhada de estrelas muito mais jovens que a média e de nuvens moleculares

mais densas. Isso dá origem aos braços espirais, estruturas curvas ricas em

estrelas jovens que recobrem o disco. A figura 26.4 mostra o que se acredita ser o

aspecto da nossa galáxia vista de fora, incluindo seus braços espirais.

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As estrelas resultantes de um surto de formação estelar nos braços

geralmente estão associadas a um aglomerado de estelas, como já vimos na aula

17. Os aglomerados de estrelas que encontramos no disco da galáxia são chamados

aglomerados abertos. As estrelas de um aglomerado aberto possuem praticamente

a mesma idade, que corresponde aproximadamente ao tempo decorrido desde que

a onda de densidade atingiu a nuvem molecular que deu origem ao aglomerado. O

início da formação estelar em uma nuvem molecular faz com que a luz das estrelas

recém-formadas seja parcialmente refletida pela nuvem, formando as nebulosas de

reflexão (figura 26.5). Os aglomerados abertos, por se situarem no disco da

galáxia, se desintegram em algumas centenas de milhões de anos devido à

interação gravitacional das outras estrelas do disco; as estrelas de um aglomerado

aberto, com o tempo, se espalham pelo disco.

O disco da galáxia é rico em meio interestelar, um gás tênue misturado com

grãos de poeira. O meio interestelar tem baixíssima densidade, da ordem de

algumas partículas por centímetro cúbico. Apesar disso, o meio interestelar pode

interferir fortemente na aparência da galáxia vista da Terra. Isso acontece porque a

poeira presente no meio interestelar interage com a luz que a atravessa, dando

origem ao fenômeno da extinção interestelar. A luz de uma estrela, viajando

enormes distâncias para atingir a Terra, está sujeita a uma enorme quantidade

cumulativa de meio interestelar. O resultado é que a radiação proveniente da

estrela é parcialmente perdida, sendo apenas uma fração captada na Terra. Quanto

Figura 26.4: concepção artística da Via Láctea com seus braços espirais. Fonte: apod.nasa.gov

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maior a densidade do meio interestelar e quanto mais distante a estrela, maior será

a extinção da sua luz. Além disso, as maiores freqüências de radiação visível são

mais afetadas pela extinção interestelar do que as menores freqüências, o que

produz um avermelhamento da luz da estrela. Devido à extinção interestelar,

grande parte do disco e do bojo da nossa galáxia, especialmente o extremo oposto

do disco da Via Láctea, não podem ser vistos da Terra. Regiões mais densas e frias

do meio interestelar, capazes de produzir enorme extinção da luz das estrelas, são

conhecidas como nebulosas escuras. As regiões mais escuras da via láctea

mostradas na figura 26.1 são exemplos de nebulosas escuras. Outro exemplo de

nebulosa escura é mostrado na figura 26.5.

2.2 O bojo

O bojo ocupa a região central da Via Láctea. É um sistema

aproximadamente esférico, com diâmetro aproximado de 5 kpc. O bojo é a mais

densa das estruturas da Via Láctea, tendo milhões de vezes mais estrelas por

unidade de volume do que a região do disco onde se encontra o sistema solar.

Diferentemente do disco, o bojo não apresenta um sentido preferencial de rotação

estelar, apresentando formato esférico devido ao fato de que as estrelas não giram

em torno de um mesmo eixo. O bojo da Via Láctea praticamente não apresenta

formação estelar, sendo desprovido de nuvens de gás e poeira.

Figura 26.5: a nebulosa escura Cabeça de Cavalo. Note que poucas estrelas podem ser vistas na região mais escura, devido à extinção produzida pela nebulosa. Acima, há uma nebulosa de reflexão. Fonte: www.noao.edu

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2.3 O halo

O halo da Via Láctea é a mais extensa de suas estruturas, mas é a que

menos contribui para sua massa. Seu diâmetro é ligeiramente maior que o do

disco. Tem a forma de uma enorme esfera, de baixíssima densidade. O halo é

composto, além de estrelas isoladas e dispersas, por aglomerados muito massivos

de estrelas, chamados aglomerados globulares (figura 26.6). Os aglomerados

globulares contêm muito mais estrelas que os aglomerados abertos do disco, e são,

também, muito mais velhos. Uma vez que ocupam uma estrutura de muito baixa

densidade, os aglomerados globulares se mantêm quase intactos por muitos bilhões

de anos, ao contrário dos aglomerados abertos: alguns são quase tão velhos

quanto a idade do Universo. As estrelas dos aglomerados globulares são muito mais

velhas, e possuem muito menos elementos pesados, que as estrelas dos

aglomerados abertos. Assim, o halo é uma das estruturas mais antigas da nossa

galáxia.

3 CONSTITUIÇÃO DA VIA LÁCTEA

Não é somente de estrelas que a Via Láctea é constituída. A quase totalidade

da matéria da qual nossa galáxia é constituída se encontra em três formas

principais: estrelas, meio interestelar e matéria escura. Esses três componentes

possuem características particulares e se distribuem de maneira distinta na galáxia,

como veremos a seguir.

Figura 26.6: o aglomerado globular M3. Fonte: apod.nasa.gov.

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Estrelas: embora constituam a quase totalidade da matéria visível da Via

Láctea (matéria capaz de emitir e/ou refletir luz), as estrelas contêm somente cerca

de 18% da massa da nossa galáxia. A maior parte das estrelas se localiza no disco,

que, como vimos na seção 2.1, está formando estrelas continuamente. Estima-se

que o disco da Via Láctea forma em torno de 5 estrelas por ano, a partir do colapso

de nuvens de gás e poeira. Conforme estrelas de alta massa explodem em

supernovas, ejetam elementos pesados para o meio interestelar e, com isso, cada

nova geração de estrelas no disco nasce com uma maior proporção de elementos

pesados em sua constituição. A fração da massa de uma estrela que não está na

forma de hidrogênio ou de hélio é chamada metalicidade da estrela. Estrelas recém

formadas no disco da Via Láctea são estrelas de alta metalicidade; estrelas

formadas muito tempo atrás, tendo se formado de nuvens moleculares menos

enriquecidas com elementos pesados, possuem metalicidade mais baixa. Assim, o

disco da nossa galáxia contém tanto estrelas velhas como estrelas jovens, de alta e

de baixa metalicidade. Uma população de estrelas com essas características é

chamada de População I. Podemos dizer, resumidamente, que o disco da Via Láctea

é composto por estrelas de População I. Já o bojo e o halo da Via Láctea possuem

quase que exclusivamente estrelas muito velhas e de baixa metalicidade; nessas

regiões, onde praticamente não existe formação estelar, as estrelas surgiram nos

primórdios da formação da galáxia, a partir de nuvens moleculares de baixa

metalicidade. Tais estrelas são chamadas de População II. O bojo da Via Láctea e

as estrelas dos aglomerados globulares são constituídas de estrelas de População

II.

Meio interestelar: contendo cerca de 2% da massa da nossa galáxia, o

meio interestelar é constituído por cerca de 99% de gás, principalmente na forma

de hidrogênio e hélio, e 1% de poeira, na forma de pequenos grãos de carbonatos e

silicatos. A maior parte do meio interestelar se encontra no disco da Via Láctea, na

forma de gás quente (geralmente em regiões próximas a estrelas luminosas, que

aquecem o meio interestelar) ou nuvens de hidrogênio neutro ou molecular. Como

vimos na aula 17, é a partir das nuvens do meio interestelar que novas gerações de

estrelas se formam na Via Láctea.

Matéria escura: as estrelas e o meio interestelar constituem toda a matéria

visível da Via Láctea, mas respondem por somente cerca de 20% de sua massa. Os

80% restantes se encontram em uma forma de matéria sobre a qual pouco se

conhece, chamada matéria escura. Sua característica mais marcante é ser capaz de

interagir gravitacionalmente com os outros componentes da galáxia, mas não

interagir (ou interagir muito fracamente) com a luz. É isso que torna a matéria

escura tão peculiar e misteriosa: não podemos detectar sua presença diretamente,

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uma vez que não emite nem absorve luz, sendo necessário inferir sua presença a

partir do seu efeito gravitacional. A manifestação mais marcante da matéria escura

na Via Láctea pode ser observada na curva de rotação da nossa galáxia, um

diagrama que mostra a velocidade de rotação do disco da galáxia em função da

distância ao centro da galáxia. A figura 26.7 mostra a curva de rotação da Via

Láctea, medida a partir da velocidade de rotação das nuvens moleculares presentes

nos braços espirais, e sobreposta a uma imagem simulada da Via Láctea. A linha

tracejada mostra a curva de rotação que deveríamos esperar se toda a matéria da

galáxia estivesse na forma de gás e estrelas e visível na imagem simulada; a linha

contínua mostra a curva de rotação observada. Podemos perceber, nessa figura,

que, embora a matéria visível da Via Láctea seja cada vez mais tênue na periferia

da galáxia, a velocidade de rotação do disco não cai, como seria esperado. Para

explicar a alta velocidade de rotação do disco observada a grandes distâncias do

centro da galáxia, é necessário que exista matéria em alguma forma não visível e

se distribuindo até distâncias bem maiores em relação ao centro da galáxia do que

a matéria na forma de estrelas e gás. O tipo de matéria que constitui a matéria

escura ainda não é conhecido; dentre as hipóteses já elaboradas para explicar a

matéria escura, estão partículas elementares (como neutrinos e áxions), anãs

marrons (ver aula 17) e buracos negros.

A matéria escura não ocorre exclusivamente na Via Láctea: podemos

observar a presença de matéria escura em outras galáxias e mesmo em objetos

astronômicos em ainda maiores escalas, como veremos nas aulas 28 e 29.

Figura 26.7: curva de rotação da Via Láctea. A linha tracejada é a curva de rotação esperada se toda a massa da galáxia está na forma de estrelas e gás; a linha contínua é a curva observada.

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ATIVIDADES

Embora estejamos situados no seu interior, podemos ter um bom vislumbre

da estrutura da Via Láctea observando o céu em diferentes regiões e comparando-

as. Vá ao site Skyview, que oferece imagens de todo o céu, no endereço

http://skyview.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/query. No campo “Coordinates or Source”,

coloque quaisquer coordenadas equatoriais; no campo “SkyView Surveys”, marque a opção

“DSS” e, nos campos “Image size (pixels)” e “Image Size (degrees)”, coloque “1000” e “5”,

respectivamente. Pressione o botão “Submit Request” e obtenha a imagem do céu nessa

região. Faça isso para pelo menos cinco regiões distintas e também para o centro da galáxia,

cujas coordenadas estão no corpo do texto desta aula. Compare o número de estrelas e a

presença de outras estruturas em todas essas imagens, e tente avaliar que região da galáxia

cada uma das imagens está mostrando.

RESUMO

Nesta aula, você viu:

� A estrutura e a constituição da Via Láctea.

� O conceito de extinção interestelar.

� As propriedades das estrelas e do meio interestelar na Via Láctea.

� O conceito de matéria escura.

REFERÊNCIAS

BINNEY, J.; MERRIFIELD, M. Galactic Astronomy. Princeton: Princeton University

Press, 1998.

LONGAIR, Malcolm S. Galaxy Formation. 2.ed. Berlim: Springer-Verlag, 2008.

NETO, Gastão Lima. Astronomia extragalática: notas de aula. Disponível em:

http://www.astro.iag.usp.br/~gastao/Extragal.html. Acesso em: 23 maio 2011.

VÁRIOS AUTORES. Astronomia: uma visão geral do universo. 2.ed. 3.reimpr.

São Paulo: Editora da Universidade de São Paulo, 2008.

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AULA 27 – LOCALIZANDO O CENTRO DA VIA LÁCTEA

OBJETIVOS:


� saber extrair informações a respeito da distribuição física dos aglomerados

globulares através de seus dados de posição e distância;

� saber extrair informações sobre a estrutura da Via Láctea a partir dos

aglomerados globulares.

1 INTRODUÇÃO

Na aula 26, vimos os principais componentes da Via Láctea e suas

características. Como estamos situados no interior da Via Láctea, não é simples

obter informações sobre sua estrutura. Na aula de hoje, vamos utilizar dados

observacionais de posição e distância de uma amostra de aglomerados globulares

da nossa galáxia para obter informações sobre sua estrutura. Veremos que é

possível, analisando somente a distribuição de aglomerados globulares no céu e

suas distâncias ao Sol, determinar a direção do centro da Via Láctea e a posição do

Sol no interior da galáxia.

2 METODOLOGIA

A tabela 27.1 fornece as coordenadas equatoriais de 50 aglomerados

globulares pertencentes à Via Láctea, bem como sua distância estimada ao Sol em

kpc. Uma vez que dispomos tanto das coordenadas quanto as distâncias dos

aglomerados globulares, a tabela 27.1 nos fornece informações sobre a distribuição

dos aglomerados globulares no espaço. Considerando que os aglomerados

globulares se distribuem no halo da Via Láctea e são mais abundantes no centro da

galáxia do que em sua periferia, a tabela 27.1 contém informações sobre a

estrutura tridimensional do halo da galáxia. O centro dessa distribuição deve

coincidir com o centro do halo, ou seja, o centro da galáxia.

Aglomerado � � R (kpc)

NGC 104 00h 24m 05,2s -72o 04' 51'' 4,51

NGC 362 01h 03m 14,3s -70o 50' 54'' 8,49

Palomar 1 03h 33m 23,0s +79o 34' 50'' 10,91

NGC 1851 05h 14m 06,3s -40o 02' 50'' 12,11

NGC 2298 06h 48m 59,2s -36o 00' 19'' 10,70

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NGC 3201 10h 17m 36,8s -46o 24' 40'' 5,00

NGC 4147 12h 10m 06,2s +18o 32' 31'' 19,28

NGC 4590 12h 39m 28,0s -26o 44' 34'' 10,21

NGC 5024 13h 12m 55,3s +18o 10' 09'' 17,78

NGC 5286 13h 46m 26,5s -51o 22' 24'' 11,01

NGC 5634 14h 29m 37,3s -05o 58' 35'' 25,20

IC 4499 15h 00m 18,5s -82o 12' 49'' 18,89

Palomar 5 15h 16m 05,3s -00o 06' 41'' 23,21

NGC 5904 15h 18m 33,8s +02o 04' 58'' 7,51

Palomar 14 16h 11m 04,9s +14o 57' 29'' 73,89

NGC 6121 16h 23m 35,5s -26o 31' 31'' 2,21

NGC 6144 16h 27m 14,1s -26o 01' 29'' 8,49

NGC 6171 16h 32m 31,9s -13o 03' 13'' 6,41

NGC 6218 16h 47m 14,5s -01o 56' 52'' 4,91

NGC 6254 16h 57m 08,9s -04o 05' 58'' 4,41

Palomar 15 17h 00m 02,4s -00o 32' 31'' 44,61

NGC 6273 17h 02m 37,7s -26o 16' 05'' 8,58

NGC 6293 17h 10m 10,4s -26o 34' 54'' 8,80

NGC 6341 17h 17m 07,3s +43o 08' 11'' 8,19

NGC 6333 17h 19m 11,8s -18o 30' 59'' 7,91

NGC 6356 17h 23m 35,0s -17o 48' 47'' 15,21

IC 1257 17h 27m 08,5s -07o 05' 35'' 24,99

Pismis 26 17h 36m 10,5s -38o 33' 12'' 8,09

NGC 6402 17h 37m 36,1s -03o 14' 45'' 9,29

NGC 6397 17h 40m 41,3s -53o 40' 25'' 2,30

NGC 6426 17h 44m 54,7s +03o 10' 13'' 20,70

UKS 1751-241 17h 54m 27,2s -24o 08' 43'' 8,31

E456-SC38 18h 01m 49,1s -27o 49' 33'' 6,71

NGC 6522 18h 03m 34,1s -30o 02' 02'' 7,79

NGC 6528 18h 04m 49,6s -30o 03' 21'' 7,91

NGC 6544 18h 07m 20,6s -24o 59' 51'' 2,70

NGC 6558 18h 10m 18,4s -31o 45' 49'' 7,39

NGC 6569 18h 13m 38,9s -31o 49' 35'' 10,70

NGC 6624 18h 23m 40,5s -30o 21' 40'' 7,91

NGC 6637 18h 31m 23,2s -32o 20' 53'' 9,11

NGC 6656 18h 36m 24,2s -23o 54' 12'' 3,19

NGC 6681 18h 43m 12,7s -32o 17' 31'' 9,01

NGC 6717 18h 55m 06,2s -22o 42' 03'' 7,08

NGC 6752 19h 10m 51,8s -59o 58' 55'' 3,99

NGC 6779 19h 16m 35,5s +30o 11' 05'' 10,09

Palomar 11 19h 45m 14,4s -08o 00' 26'' 13,00

NGC 6864 20h 06m 04,8s -21o 55' 17'' 20,70

NGC 7006 21h 01m 29,5s +16o 11' 15'' 41,51

NGC 7099 21h 40m 22,0s -23o 10' 45'' 8,00

Palomar 13 23h 06m 44,4s +12o 46' 19'' 25,78

Tabela 27.1: coordenadas equatoriais e distâncias ao Sol de 50

aglomerados globulares da Via Láctea.

Fonte: spider.seds.org.

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Através dos dados fornecidos nessa tabela, você vai estimar as coordenadas

do centro da Via Láctea, o raio do halo da galáxia e a distância ocupada pelo Sol

em relação ao seu centro. Para isso, siga os passos abaixo:

1) Marque as coordenadas de cada aglomerado globular sobre a

figura 27.1. Isso vai nos fornecer uma ideia de como os

aglomerados globulares se distribuem no céu.

2) Marque a ascensão reta e a distância ao Sol de cada

aglomerado globular sobre o diagrama polar da figura 27.2.

Isso fornece informações sobre a distribuição dos aglomerados

globulares no espaço. Note que esse diagrama vai até uma

distância de 30 kpc, implicando que os 3 aglomerados mais

distantes ao Sol não vão aparecer no diagrama.

Figura 27.1: diagrama de coordenadas equatoriais da amostra de aglomerados globulares da tabela 27.1.

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3 ANÁLISE DOS RESULTADOS

De posse dos dois diagramas que você construiu, sobre as figuras 27.1 e

27.2, analise os seguintes pontos:

1) Os aglomerados globulares são mais abundantes no centro do

halo da galáxia. Através da figura 27.1, obtenha uma estimativa

das coordenadas do centro da Via Láctea. Localize essas

coordenadas nas figuras 13.5 a 13.8 da aula 13. O centro da Via

Láctea, que você determinou, se situa em que constelação?

2) Usando a figura 27.2, obtenha uma estimativa da distância do

centro da Via Láctea ao Sol (ou seja, a distância do Sol ao

centro da galáxia).

3) Ainda usando a figura 27.2, obtenha uma estimativa do raio do

halo da galáxia, ou seja, o raio da distribuição que contém a

maior parte dos aglomerados globulares da Via Láctea. Como

Figura 27.2: diagrama polar de distância (R) em função da ascensão reta da amostra de aglomerados globulares da tabela 27.1.

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essa estimativa se compara com a extensão dos componentes

da Via Láctea, discutidos na aula 26?

RESUMO


� Como extrair informações sobre a distribuição espacial dos

aglomerados globulares a partir de dados de posição e distância.

� Como usar esses dados para inferir informações sobre a estrutura da

Via Láctea.

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AULA 28 – OUTRAS GALÁXIAS

OBJETIVOS:


� conhecer os diferentes tipos de galáxias;

� ter noções sobre a formação e a evolução das galáxias.

1 INTRODUÇÃO

A Via Láctea é apenas uma das muitas bilhões de galáxias existentes no

universo. As estrelas são encontradas quase que exclusivamente no interior dessas

estruturas. As galáxias apresentam uma ampla variedade de massas, tamanhos,

morfologias e constituições. Nesta aula, vamos aprender um pouco sobre as demais

galáxias existentes no universo, quais as diferenças e semelhanças da Via Láctea

com elas, como elas se formam e por quais processos evoluem.

2 A MORFOLOGIA DAS GALÁXIAS

As galáxias mais brilhantes do céu podem ser divididas em quatro tipos

morfológicos principais: galáxias espirais, elípticas, lenticulares e irregulares. A

seguir, vamos ver o que caracteriza as galáxias de cada um desses tipos

morfológicos.

2.1 Galáxias espirais

As galáxias espirais são, grosso modo, as galáxias que apresentam as

estruturas chamadas braços espirais, estruturas essas de que a Via Láctea também

dispõe. Essas galáxias, portanto, apresentam uma estrutura semelhante à da Via

Láctea: um bojo central, um disco estelar onde se encontram os braços espirais, e

um halo. Costuma-se representar uma galáxia espiral pela letra S (do inglês,

spiral).

Em uma galáxia espiral, o tamanho e a morfologia dos braços espirais está

relacionada com o tamanho relativo do bojo: quanto mais espessos e intensos são

os braços espirais, menos "enrolados" eles são e menor é o tamanho do bojo. A

partir dessa constatação, podemos classificar as galáxias espirais de acordo com o

tamanho dos seus braços espirais e do seu bojo. As galáxias Sa são aquelas que

possuem braços tão finos e espiralados que quase não podem ser vistos, e são

17

dotadas, também, de um bojo muito pronunciado (veja a figura 28.1). As galáxias

Sd possuem braços muito intensos e pouco espiralados, e seu bojo é diminuto. As

galáxias Sb e Sc são intermediárias entre os tipos Sa e Sd (veja as figuras 28.2 e

28.3).

Figura 28.1: a galáxia Sombrero, uma espiral Sa. Fonte: www.eso.org.

Figura 28.2: a galáxia NGC 2841, uma espiral Sb. Fonte: apod.nasa.gov.

18

Sendo dotadas de discos estelares e de braços espirais que varrem esses

discos, as galáxias espirais apresentam alguma quantidade de gás interestelar e

estrelas em formação. A taxa de formação de estrelas e a quantidade de gás

dependem do tipo morfológico da galáxia: as galáxias Sd são as mais ricas em gás

e as que mais formam estrelas, o que explica a importância dos braços espirais em

relação à galáxia como um todo; as galáxias Sa estão próximas de esgotar seu

estoque de gás e sua formação estelar é muito baixa. Como as estrelas mais azuis

que existem, as de tipo espectral O e B, explodem em supernovas muito

rapidamente, é nas espirais Sc que encontramos a maior proporção de estrelas

azuis, que ainda não tiveram tempo de explodir; assim, as galáxias Sd são mais

azuis do que as galáxias Sa.

Uma galáxia pode ou não apresentar uma estrutura que atravessa seu bojo

e é chamada de barra. As barras têm a aparência de cilindros que cruzam o centro

da galáxia e a partir do qual brotam os braços espirais. As galáxias espirais com

barra são representadas pela sigla SB, e seguem uma classificação semelhante à

das galáxias desprovidas de barra: a uma galáxia espiral Sa, desprovida de barra,

corresponde uma galáxia SBa, que é em tudo semelhante a uma espiral Sa

Figura 28.3: a galáxia NGC 628, uma espiral Sc. Fonte: sci.esa.int.

19

"normal" exceto pela presença de uma barra; a uma galáxia espiral Sd,

corresponde uma galáxia espiral com barra SBd, e assim por diante (ver figuras

28.4 e 28.5).

Figura 28.4: a galáxia NGC 1300, uma espiral barrada, do tipo SBb. Fonte: hubblesite.org.

Figura 28.5: a galáxia NGC 7424, uma espiral barrada, do tipo SBc. Fonte: www.eso.org.

20

As galáxias espirais possuem massas tipicamente entre 109 e 1012 massas

solares. Cerca de 70% das galáxias mais luminosas do universo são espirais. Seu

tamanho tipicamente varia entre 5 e 50 kpc.

Existe um tipo de galáxia de tamanho diminuto, chegando a apenas algumas

centenas de parsecs; as anãs esferoidais. São galáxias de muito baixa massa e

que apresentam uma morfologia muito difusa. Pouco ainda se conhece sobre elas,

mas suas cores e proporção de gás são mais semelhantes às das espirais Sd ou das

galáxias irregulares (ver seção 2.4).

2.2 Galáxias elípticas

As galáxias elípticas possuem, como seu próprio nome diz, um formato de

elipse quando observadas no céu. Seu formato intrínseco é o de um esferóide,

podendo se oblato, prolato ou esférico (ver figura 28.6). Em uma galáxia elíptica,

não existem braços espirais. A estrutura de uma galáxia elíptica é, em geral, mais

simples do que o de uma galáxia espiral: apenas uma grande esfera de estrelas,

semelhante ao bojo de uma espiral, e um halo mais extenso que o envolve,

populado por aglomerados globulares.

Figura 28.6: as galáxias elípticas NGC 4458 (à esquerda) e NGC 4660 (à direita). Fonte: hubblesite.org.

21

As galáxias elípticas quase não apresentam rotação, ao contrário das

espirais, que giram a alta velocidade. Em uma galáxia elíptica, as órbitas das

estrelas são independentes, sem um plano preferencial. A densidade de estrelas em

uma galáxia elíptica cai bruscamente do centro para a periferia da galáxia.

As galáxias elípticas são representadas pela letra E. Podemos classificar as

galáxias elípticas de acordo com seu formato aparente, inserindo um número ao

lado da letra E que indica a intensidade do achatamento aparente da galáxia.

Assim, as galáxias elípticas que se apresentam como um disco circular formam o

tipo E0; conforme o achatamento da galáxia aumenta, seu tipo passa para E1, E2,

E3 e assim sucessivamente; em geral não existem galáxias mais achatadas que o

tipo E7.

A formação de estrelas em galáxias elípticas é praticamente nula, e a

quantidade de gás nessas galáxias é mínima. Assim, a população de estrelas de

uma galáxia elíptica é em geral muito mais velha do que nas espirais. Desprovida

de estrelas azuis, que já explodiram em supernovas, as galáxias elípticas são muito

mais vermelhas do que as espirais. Podemos dizer que as galáxias elípticas são

principalmente compostas por estrelas de População II.

As galáxias elípticas possuem massas tipicamente entre 105 e 1013 massas

solares, e se estendem tipicamente de 1 a 200 kpc. As maiores galáxias elípticas

formam uma classe em separado, as elípticas gigantes, e podem chegar a alguns

milhões de parsecs de diâmetro.

As galáxias elípticas anãs são uma classe de galáxias elípticas de dimensões

diminutas, mas com morfologia coerente com as das galáxias elípticas em geral.

Essas galáxias podem ter apenas alguns milhões de massas solares, o que é pouco

para uma galáxia.

2.3 Galáxias lenticulares

As galáxias lenticulares são, sob muitos aspectos, intermediárias entre as

galáxias elípticas e as galáxias espirais. Elas apresentam um disco estelar, mas

esse disco é muito mais espesso do que nas galáxias espirais, e é desprovido de

braços espirais (ver figura 28.7). São quase desprovidas de formação estelar,

embora apresentem alguma quantidade de gás e poeira – sendo assim, são

caracterizadas por uma População II. Além disso, seu bojo é, em geral,

proporcionalmente maior que o bojo das espirais Sa. As galáxias lenticulares são

representadas pela sigla S0. Assim como as espirais, as lenticulares podem ter

barras; nesse caso, são denominadas SB0.

22

2.4 Galáxias irregulares

À classe das galáxias irregulares pertencem galáxias cuja morfologia não

apresenta uma regularidade marcante, ou que, embora sejam semelhantes a algum

dos outros tipos morfológicos, apresentem perturbações sensíveis em seu formato

(ver figura 28.8). As galáxias irregulares são, em geral, bem menos massivas que

as demais galáxias, apresentam uma grande quantidade de gás e poeira e são

muito azuis, evidenciando a presença de estrelas jovens e formação estelar. As

galáxias irregulares têm massas entre 106 e 1011 massas solares, e se estendem de

1 a 10 kpc.

Figura 28.7: a galáxia lenticular NGC 5866. Fonte: apod.nasa.gov.

Figura 28.8: a galáxia irregular NGC 4449. Fonte: hubblesite.gov.

23

3 FORMAÇÃO E EVOLUÇÃO DE GALÁXIAS

As diferenças morfológicas entre as diferentes galáxias expressam o

histórico de formação e evolução das mesmas. Os mecanismos responsáveis pela

formação de um disco nas galáxias espirais e lenticulares, por exemplo, devem

estar ausentes, ou ser afetados por outros mecanismos, em galáxias elípticas.

Embora ainda não se conheçam tais mecanismos com precisão, existe um cenário

de formação e evolução de galáxias que apresenta boa concordância com as

observações. Esse cenário envolve a formação de proto-galáxias nos primórdios do

universo e conseqüente interação das proto-galáxias entre si.

Alguns milhões de anos após o Big Bang, a matéria no universo era fria o

suficiente para colapsar gravitacionalmente. Embora o universo fosse muito

aproximadamente homogêneo, perturbações locais de densidade produziam força

gravitacional sobre a matéria circundante, fazendo com que as flutuações de

densidade se amplificassem com o tempo. Essas regiões mais densas, conforme

aumentavam de massa devido à captura da matéria circundante, tornaram-se halos

aproximadamente esféricos, dominados por matéria escura. É a partir desses halos,

chamados proto-galáxias, é que irão surgir as primeiras galáxias propriamente

ditas.

A matéria ordinária, que viria a dar origem ao meio interestelar e às

estrelas, continuou colapsando em direção ao centro desses halos; suas partículas

constituintes, principalmente hidrogênio e hélio, ao colidirem umas com as outras e

e trocarem energia entre si, conduziram a porção de matéria ordinária da proto-

galáxia em direção a um estado de quase-equilíbrio em grande escala, equilibrando

a força gravitacional com a pressão interna do gás e encerrando o colapso. Se o

halo originalmente apresentasse rotação em torno de um eixo, por menor que

fosse, a velocidade angular de rotação seria amplificada durante o colapso, por

conservação de momento angular; assim, um disco de matéria seria formado, e

teríamos o precursor de uma galáxia contendo um disco, como as espirais e

lenticulares. O resfriamento da porção de matéria ordinária daria origem às estrelas

e às nuvens de gás do meio interestelar. A matéria escura, não sendo interagente

de nenhuma outra forma exceto a gravitacional, não consegue resfriar e colapsar,

produzindo um enorme halo circundante.

Se o processo de formação das galáxias fosse totalmente descrito por esse

mecanismo, não teríamos a variedade morfológica de galáxias observada. Porém,

esse processo não acontece de forma isolada: na vizinhança de uma proto-galáxia

qualquer, outras proto-galáxias, de massas e tamanhos variados, também estão se

formando. Assim, a formação de uma galáxia envolve a interação da proto-galáxia

24

da qual nasceu com as proto-galáxias vizinhas. As interações entre uma proto-

galáxia de alta massa com vizinhas menos massivas pode produzir a ruptura dessas

últimas, que podem ser engolidas pela primeira. Assim, as menores estruturas do

universo jovem se fundem, produzindo objetos cada vez maiores. Quando mais

massiva a proto-galáxia, mais vizinhas ela consegue absorver. Assim, temos um

cenário onde a formação de galáxias é um fenômeno que obedece a uma hierarquia

de massas – daí o nome de modelo hierárquico de formação de estruturas a esse

cenário.

Após passar do período de proto-galáxia, completar seu colapso e formar

suas primeiras gerações de estrelas, as galáxias podem continuar sua interação

com suas vizinhas. Se uma galáxia recém formada colide com objetos de massa

muito baixa, é capaz de manter sua estrutura original mais ou menos intacta.

Assim, discos estelares são capazes de sobreviver ao processo de formação da

galáxia, e se tornarem cada vez maiores conforme a galáxia captura suas vizinhas.

As galáxias espirais que observamos no universo local podem dever seu disco a

esse processo. Se a colisão ocorre entre duas galáxias com massas não muito

diferentes, o disco original da galáxia mais massiva pode sobreviver, mas será

perturbado e provavelmente terá uma estrutura diferente do disco original; o

resultado de colisões desse tipo pode corresponder às galáxias lenticulares. Porém,

se duas galáxias recém formadas, de massas semelhantes, colidirem, essa colisão

provavelmente irá produzir uma perturbação tão grande nas órbitas das estrelas

que as compõem que o resultado dessa colisão será a destruição das estruturas

existentes nas galáxias originais. As estrelas, após a colisão, terão órbitas

aleatórias em torno do centro de massa do sistema, e não órbitas coerentes como

as mostradas pelas estrelas em discos. Um sistema desse tipo, dominado por

estrelas com órbitas aleatórias em torno do centro de massa, é semelhante às

galáxias elípticas e aos bojos das galáxias espirais. Quando duas galáxias de

massas semelhantes colidem, as nuvens de gás presentes nas galáxias originais

são tão perturbadas no choque que entram em colapso quase que

instantaneamente, produzindo uma nova geração de estrelas e deixando o sistema

final praticamente desprovido de gás. Com isso, o produto da colisão será incapaz

de formar novas estrelas, sendo semelhante às galáxias elípticas e aos bojos das

espirais também nesse aspecto. As colisões entre galáxias podem acontecer não

somente quando as galáxias são jovens, mas também muito depois de sua

formação, e mesmo no universo atual.

Assim, podemos dividir as galáxias em três grupos, de acordo com seu

histórico de formação e de evolução: as galáxias massivas que mantiveram um

disco estelar mais ou menos intacto até o presente; as galáxias que sofreram

25

colisões com outras galáxias de alta massa em algum momento de sua evolução; e

as galáxias pouco massivas que evoluíram diretamente da fase de proto-galáxia,

com pouca interação com suas vizinhas. Esses três grupos, acredita-se, dariam

origem às galáxias espirais, às elípticas e lenticulares, e às anãs, respectivamente.

As galáxias irregulares seriam galáxias anãs perturbadas por algum mecanismo

independente, ou galáxias que estão atualmente passando por interações e, por

isso, apresentam morfologia perturbada.

ATIVIDADES

Listamos abaixo a lista das dez galáxias mais brilhantes do céu. Vá ao site

Skyview, que oferece imagens de todo o céu, no endereço

http://skyview.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/query. No campo “Coordinates or Source”,

coloque o nome de cada uma das galáxias da lista abaixo; no campo “SkyView Surveys”,

marque a opção “DSS” e, nos campos “Image size (pixels)” e “Image Size (degrees)”,

coloque “1000” e “5”, respectivamente. Pressione o botão “Submit Request” e obtenha a

imagem da galáxia em questão. Observando essa imagem, tente determinar, de forma

aproximada, o tipo morfológico de cada uma das dez galáxias abaixo, e descreva qual o

provável histórico de formação e evolução de cada uma delas, com base no que foi visto

nesta aula.

NGC 55

NGC 134

NGC 147

NGC 157

NGC 185

NGC 205

NGC 221

NGC 224

NGC 247

NGC 253

RESUMO


� Os diferentes tipos de galáxias no Universo.

� O modelo mais aceito atualmente de como as galáxias se formam e

evoluem.

26

REFERÊNCIAS


Press, 1998.

LONGAIR, Malcolm S. Galaxy Formation. 2.ed. BERLIM: Springer-Verlag, 2008.





27

AULA 29 – O UNIVERSO EM GRANDE ESCALA

OBJETIVOS:


� conhecer os objetos astronômicos nas proximidades da Via Láctea;

� ter noções de como a matéria se distribui em grande escala no universo.

1 INTRODUÇÃO

As galáxias não se distribuem aleatoriamente no espaço, apresentando uma

forte tendência à aglomeração. É muito mais freqüente que encontremos galáxias

em pares, em trios, em grupos de algumas dezenas ou centenas, ou mesmo em

vastas concentrações de milhares de galáxias. Por trás dessa tendência à

aglomeração está a força fundamental que conduz o colapso da matéria no

universo: a gravitação. A batalha entre a expansão do universo, que tende a

afastar as porções de matéria, com a força gravitacional, que tende a amplificar as

flutuações de densidade locais, como vimos brevemente na aula 28, resulta na

formação de concentrações de galáxias permeadas por regiões de muito baixa

densidade. Nossa galáxia, a Via Láctea, também está associada a esse tipo de

concentração. Nesta aula, vamos estudar como as galáxias se distribuem no

universo, os tipos de sistemas astronômicos que formam e como a matéria se

distribui em grande escala.

2 OS SATÉLITES DA VIA LÁCTEA

Como vimos na aula 28, a formação de uma galáxia, e o processo de

acréscimo de sua massa, está diretamente associado à absorção de sistemas

vizinhos de mais baixa massa. O processo de absorção dos objetos vizinhos tem

alguma eficiência, sendo natural imaginarmos que pelo menos parte da vizinhança

consegue sobreviver ao processo. De fato, as galáxias massivas quase sempre

apresentam um conjunto de galáxias-satélites, geralmente de massa muito menor

que a sua própria. Essas galáxias-satélites orbitam a galáxia principal, às vezes em

processo de destruição pelo seu intenso campo gravitacional.

A Via Láctea, uma galáxia de massa bem acima da média das galáxias em

sua vizinhança, apresenta um conjunto de galáxias-satélites. Algumas dessas

galáxias-satélites estão visivelmente em processo de desintegração e absorção pela

Via Láctea. Cerca de 20 galáxias-satélites já foram encontradas, e esse número

28

pode subir, conforme novos sistemas forem descobertos e confirmados como

satélites da Via Láctea. A grande maioria dos satélites da Via Láctea é composta

por galáxias de muito baixa massa, correspondendo a elípticas anãs e anãs

esferoidais (ver aula 28), se distribuindo desde a periferia da Via Láctea até

distâncias de aproximadamente 200 kpc do seu centro, quase dez vezes o diâmetro

da nossa galáxia. Dentre todos os satélites da Via Láctea, três merecem atenção

especial: a Anã de Sagittarius, a Grande Nuvem de Magalhães e a Pequena Nuvem

de Magalhães. A seguir, veremos algumas de suas características.

A Grande Nuvem de Magalhães: é a maior das galáxias-satélites da Via

Láctea, com uma massa aproximada de 1010 massas solares, ou aproximadamente

um centésimo da massa da nossa galáxia. Situada a 50 kpc de distância do Sol e

com 7 kpc de diâmetro aproximado, é facilmente observável a olho nu, no

hemisfério sul celeste, entre as constelações de Mensa e Doradus, em noites de céu

límpido. Sua morfologia é irregular, possuindo uma barra proeminente e traços de

braços espirais, o que sugere que essa galáxia fosse originalmente uma espiral

barrada e que tenha sido perturbada pela interação com a Via Láctea e com outras

galáxias satélites. A Grande Nuvem de Magalhães (figura 29.1) é dotada de várias

dezenas de aglomerados globulares, é rica em gás interestelar e está atualmente

formando estrelas.

Figura 29.1: a Grande Nuvem de Magalhães, satélite da Via Láctea. Fonte: T. Credner, S. Kohle, AlltheSky.com.

29

A Pequena Nuvem de Magalhães: é a segunda maior galáxia-satélite da

via Láctea e se localiza, no céu, muito próximo à Grande Nuvem de Magalhães, daí

a semelhança entre seus nomes. É, também, visível no céu em noites límpidas,

embora seja mais distante do que a Grande Nuvem de Magalhães (65 kpc do Sol),

seja menor (com 3 kpc de diâmetro médio) e tenha menos massa (cerca de 2×109

massas solares) do que esta. Sua morfologia (ver figura 29.2) é semelhante à da

Grande Nuvem de Magalhães, embora seja mais irregular. As duas Nuvens de

Magalhães formam um par físico, orbitando a Via Láctea em órbitas semelhantes.

A Anã de Sagittarius: é uma galáxia anã esferoidal situada a cerca de 20

kpc do Sol, com uma massa de apenas 1/10000 da massa da Via Láctea. Invisível a

olho nu, é uma galáxia notável por estar em processo avançado de desintegração.

A órbita dessa galáxia em torno da Via Láctea cruza seu disco; estima-se que,

desde sua captura pela Via Láctea, a Anã de Sagittarius (figura 29.3) tenha cruzado

o disco da via Láctea cerca de dez vezes, tendo perdido, na interação com o disco,

de um terço a metade de sua massa. Sua morfologia é alongada, tendo a

concentração principal deixado atrás de si um feixe de estrelas dispersas. As

estrelas da Anã de Sagittarius são majoritariamente de População II. Associados à

anã de Sagitário existem, pelo menos, quatro aglomerados globulares.

Figura 29.2: a Pequena Nuvem de Magalhães, satélite da Via Láctea. Fonte: www.nasa.gov.

30

3 O GRUPO LOCAL

Além de seus satélites, a Via Láctea possui em sua vizinhança um conjunto

de galáxias que não orbitam em torno desta, mas que estão ligadas

gravitacionalmente a ela. Esse conjunto conta com algumas dezenas de galáxias, se

estende por uma região de cerca de 1 Mpc de diâmetro e tem uma massa em torno

de 1012 massas solares, e constitui um grupo de galáxias; o grupo da qual a Via

Láctea e seus satélites fazem parte é chamado grupo local.

As três galáxias mais importantes do grupo local são a Via Láctea, a galáxia

de Andrômeda (figura 29.4) e a galáxia do Triângulo (figura 29.5), todas galáxias

espirais. Essas três galáxias e seus respectivos satélites constituem a quase

totalidade das galáxias do grupo local. A galáxia de Andrômeda é a maior das

galáxias do grupo local, um pouco mais extensa do que a Via Láctea, mas suas

massas são muito semelhantes. As galáxias do grupo local orbitam em torno do

centro de massa do sistema, que se encontra aproximadamente a meio caminho

entre a Via Láctea e a galáxia de Andrômeda, a cerca de 350 kpc de distância da

Terra. As velocidades relativas entre Andrômeda e a Via Láctea são de

aproximação; é possível que suas trajetórias dentro do grupo local sejam tais que,

em 4 ou 5 bilhões de anos, as duas galáxias colidam, produzindo uma nova e muito

Figura 29.3: a Anã de Sagitário, satélite da Via Láctea. Fonte: hubblesite.org.

mais massiva galáxia no processo (provavelmente uma galáxia elíptica

28).

Figura 29.4: a galáxia de Andrômeda.Fonte: skyview.gsfc.nasa.gov

Figura 29.5: a galáxia do Triângulo.Fonte: skyview.gsfc.nasa.gov

31

mais massiva galáxia no processo (provavelmente uma galáxia elíptica

a galáxia de Andrômeda. skyview.gsfc.nasa.gov.

a galáxia do Triângulo. skyview.gsfc.nasa.gov.

mais massiva galáxia no processo (provavelmente uma galáxia elíptica – ver aula

4 GRUPOS E AGLOMERADOS

Em torno do grupo local, existem outros

algumas dezenas de galáxias que compartilham um centro de massa. Os grupos

estão separados entre si por regiões de baixa densidade, onde há poucas galá

O grupo de galáxias mais próximo do grupo local é o

pouco mais de uma dezena de membros e situado a cerca de 3 Mpc de distância da

Via Láctea (ver figura 29.6). Outros grupos das vizinhanças do grupo local incluem

o grupo de M81, contendo cerca de trinta galáxias e localizado a 3,7 Mpc de

distância (ver figura 29.7), e o

com cerca de 20 membros (figura 29.8).

Existem associações de galáxias muito mais massivas do que os grupos de

galáxias, e que podem conter milhares de objetos. Tais associações são chamadas

de aglomerados de galáxias

se estendendo por vários

milhares de galáxias, com massas de 10

entorno dos aglomerados de galáxias seja povoado por grupos de galáxias, que

podem ser absorvidos pelo aglomerado principal ao lo

sua massa.

Figura 29.6: região em torno da galáxia Maffei 1, parte do objetos mais brilhantes dessa imagem são galáxias, a maioria parte do Fonte: skyview.gsfc.nasa.gov

32

GRUPOS E AGLOMERADOS DE GALÁXIAS

Em torno do grupo local, existem outros grupos de galáxias,


estão separados entre si por regiões de baixa densidade, onde há poucas galá

O grupo de galáxias mais próximo do grupo local é o grupo de Maffei

mais de uma dezena de membros e situado a cerca de 3 Mpc de distância da


, contendo cerca de trinta galáxias e localizado a 3,7 Mpc de

.7), e o grupo de M101, a 7,7 Mpc de distância e contando

com cerca de 20 membros (figura 29.8).



aglomerados de galáxias. Os aglomerados de galáxias são estruturas enormes,

se estendendo por vários megaparsecs de diâmetro e contendo de centenas a

, com massas de 1014 a 1015 massas solares. É comum que o


podem ser absorvidos pelo aglomerado principal ao longo do tempo, aumentando

região em torno da galáxia Maffei 1, parte do grupo de Maffeiobjetos mais brilhantes dessa imagem são galáxias, a maioria parte do

skyview.gsfc.nasa.gov.

grupos de galáxias, associações de


estão separados entre si por regiões de baixa densidade, onde há poucas galáxias.

grupo de Maffei, contendo

mais de uma dezena de membros e situado a cerca de 3 Mpc de distância da


, contendo cerca de trinta galáxias e localizado a 3,7 Mpc de

, a 7,7 Mpc de distância e contando



. Os aglomerados de galáxias são estruturas enormes,

megaparsecs de diâmetro e contendo de centenas a

. É comum que o


ngo do tempo, aumentando

grupo de Maffei. Os objetos mais brilhantes dessa imagem são galáxias, a maioria parte do grupo.

Figura 29.6: região em torno da galáxia M81 (no centro), a mais importante do grupo de M81 e que dá nome ao grupo. Podemgaláxias do grupo. Fonte: skyview.gsfc.nasa.gov

Figura 29.7: grupo de M101. A galáxia mais brilhante do grupo, e que dá nome à ele, está na imagem da esquerda, circundada por galáxias menos massivas do grupo. Na direita, a imagem de outra região do mesmo M51; essa galáxia está interagindo com uma galáxia de menor massa, que aparece como um ponto brilhante logo acima desta.Fonte: skyview.gsfc.nasa.gov

33

região em torno da galáxia M81 (no centro), a mais importante do e que dá nome ao grupo. Podem-se ver, nessa imagem, outras


grupo de M101. A galáxia mais brilhante do grupo, e que dá nome à ele, está na imagem da esquerda, circundada por galáxias menos massivas do grupo. Na direita, a imagem de outra região do mesmo grupo, em torno da galáxia M51; essa galáxia está interagindo com uma galáxia de menor massa, que aparece como um ponto brilhante logo acima desta.


região em torno da galáxia M81 (no centro), a mais importante do se ver, nessa imagem, outras

grupo de M101. A galáxia mais brilhante do grupo, e que dá nome à ele, está na imagem da esquerda, circundada por galáxias menos massivas do

grupo, em torno da galáxia M51; essa galáxia está interagindo com uma galáxia de menor massa, que aparece

34

Os aglomerados de galáxias são as maiores estruturas que, nos cerca de

13,7 bilhões de anos de idade que o universo possui, tiveram tempo de atingir, ou

se aproximar, do equilíbrio dinâmico. Qualquer estrutura maior do que isso ainda

não está em equilíbrio, simplesmente porque não teve tempo, ainda, de completar

seu colapso.

O aglomerado de galáxias mais próximo do grupo local é o aglomerado de

Virgo, que se encontra a aproximadamente 15 Mpc de distância. O aglomerado de

Virgo possui cerca de 2500 galáxias e possui um diâmetro de aproximadamente 10

Mpc (ver figura 29.8). Outro aglomerado próximo da Via Láctea é o aglomerado de

Coma, um aglomerado de altíssima massa, localizado a cerca de 100 Mpc de

distância da Via Láctea.

Os aglomerados de galáxias apresentam uma grande variedade de formatos.

Alguns aglomerados são regulares e esfericamente simétricos; outros, são

irregulares e/ou repletos de sub-estruturas. Essas diferenças provavelmente

refletem o estágio de evolução do aglomerado: aqueles que colapsaram há muito

tempo, já absorveram as galáxias e grupos circundantes e atingiram o equilíbrio

são esfericamente simétricos, como o aglomerado de Coma; os aglomerados ricos

em sub-estruturas e irregulares são os que ainda estão capturando matéria da

periferia e/ou em ainda processo de colapso, sendo esse o caso do aglomerado de

Virgo. Além das diferenças estruturais, os aglomerados de galáxias apresentam

também diferenças na população de galáxias que os compõem: alguns aglomerados

são ricos em galáxias elípticas; outros, são ricos em espirais; outros, ainda, são

dominados por uma galáxia elíptica gigante central, com massa extremamente alta.

Via de regra, quanto maior a densidade do aglomerado, maior a quantidade de

galáxias elípticas no seu interior, e menor a de galáxias espirais e irregulares. Isso

acontece, provavelmente, porque regiões mais densas favorecem a interação e até

mesmo a colisão entre galáxias, e tais eventos tendem a resultar na formação de

galáxias elípticas a partir das galáxias originais (ver aula 28).

Além de galáxias, os aglomerados de galáxias apresentam, ainda, uma

enorme quantidade de gás espalhado entre as galáxias, chamado gás intra-

aglomerado. O gás intra-aglomerado é constituído tanto do gás que não colapsou

para formar galáxias quanto do gás que foi perdido pelas galáxias durante sua

interação com suas vizinhas e por explosões de supernova em estrelas no seu

interior. Esse gás se distribui ao longo de todo o aglomerado, sendo mais denso no

seu centro, e contém mais massa do que todas as galáxias juntas. Na verdade,

apenas cerca de 5% da massa de um aglomerado de galáxias está na forma de

galáxias, enquanto o gás intra-aglomerado compreende cerca de 15% de sua

massa. Os 80% restantes

escura, a mesma forma de matéria apresentada na aula 26.

Figura 29.8: região central do aglomerado de Virgo. Observe a falta de regularidade na distribuição de galáxias, formando uma estrutura alongada.Fonte: skyview.gsfc.nasa.gov

Figura 29.9: região central do aglomerado de Coma. As galáxias nessa imagem parecem menores do que núltimo está muito mais próximo à Terra.Fonte: skyview.gsfc.nasa.gov

35

Os 80% restantes da massa dos aglomerados estão na forma de matéria

escura, a mesma forma de matéria apresentada na aula 26.

região central do aglomerado de Virgo. Observe a falta de regularidade na distribuição de galáxias, formando uma estrutura alongada.


região central do aglomerado de Coma. As galáxias nessa imagem parecem menores do que no aglomerado de Virgo devido ao fato de que este último está muito mais próximo à Terra.


estão na forma de matéria

região central do aglomerado de Virgo. Observe a falta de regularidade na distribuição de galáxias, formando uma estrutura alongada.

região central do aglomerado de Coma. As galáxias nessa imagem o aglomerado de Virgo devido ao fato de que este

36

5 DISTRIBUIÇÃO DE MATÉRIA EM GRANDE ESCALA NO UNIVERSO

Em escalas maiores do que a dos aglomerados de galáxias, a matéria

continua apresentando tendência à aglomeração. Os aglomerados de galáxias

tendem a ocorrer próximos de grupos de galáxias e de outros aglomerados de

galáxias, formando as maiores estruturas do universo, os superaglomerados.

Porém, tais estruturas não estão em equilíbrio e estão no seu estágio inicial de

formação. Os superaglomerados de galáxias se estendem por vastas regiões,

cobrindo dezenas de megaparsecs, e são extremamente irregulares, apresentando

estrutura filamentar. Ao longo desses filamentos de matéria, os superaglomerados

de galáxias absorvem massa ativamente. Entre os filamentos, existem vastas

regiões quase desprovidas de galáxias, chamados vazios.

O aglomerado de Virgem e os grupos que o circundam, incluindo o grupo

local, formam o superaglomerado de Virgem. Assim, a Via Láctea faz parte desse

superaglomerado. O aglomerado de Coma também está associado a outros

aglomerados da região, formando o superaglomerado de Coma.

Em escalas maiores do que a dos superaglomerados, não existem mais

estruturas individuais no universo. Em escalas da ordem das centenas de

megaparsecs, o universo se torna cada vez mais homogêneo: quaisquer duas

porções distintas do universo com tamanhos da ordem de centenas de

megaparsecs são semelhantes entre si, o que não acontece em escalas menores do

que isso. A partir desse limite, passa a valer um dos pilares da cosmologia

moderna, o da homogeneidade do universo em grande escala, uma pressuposição

utilizada para se escrever as equações que regem a evolução do universo, como

vimos na aula 7.

ATIVIDADES

Nas últimas décadas, a disponibilidade de computadores potentes permitiu

aos astrônomos realizar simulações da formação de estruturas no universo. Uma

dessas simulações foi realizada pelo projeto Millenium, do Instituto Max Planck,

Alemanha. Vídeos dessas simulações estão disponíveis em http://www.mpa-

garching.mpg.de/galform/millennium/. Vá até este sítio e assista essas simulações.

Preste atenção em como as flutuações de densidade presentes no início das

simulações crescem ao longo do tempo, e a morfologia dos sistemas formados.

Compare com o que estudamos nesta aula.

37

RESUMO


� Os objetos astronômicos na vizinhança da Via Láctea.

� Os grupos, aglomerados e superaglomerados de galáxias.

� A distribuição de matéria em grande escala no universo.

REFERÊNCIAS


Press, 1998.

FERRIS, Timothy. Coming of age in the Milky Way. perennial ed. New York:

HarperCollins, 2003.

LONGAIR, Malcolm S. Galaxy Formation. 2.ed. Berlim: Springer-Verlag, 2008.





38

AULA 30 – A ESCALA DE DISTÂNCIA COSMOLÓGICA

OBJETIVOS:


� ter noções sobre a distribuição de matéria no universo em diferentes

escalas;

� saber relacionar e diferenciar os diferentes sistemas astronômicos de

acordo com suas dimensões.

1 INTRODUÇÃO

Ao longo de toda a disciplina, você foi apresentado a diversos objetos

astronômicos: estrelas, cinturões e nuvens de asteróides e cometas, planetas,

galáxias, aglomerados de galáxias, etc. Os diferentes objetos astronômicos ocorrem

em diferentes dimensões físicas e evidenciam como a expansão cósmica e as forças

fundamentais moldam a distribuição de matéria em diferentes escalas. As

diferentes extensões físicas dos diferentes objetos astronômicos implicam em

outras diferenças entre eles, como sua constituição e seu histórico de formação.

Compreender as diferenças e semelhanças entre os diferentes objetos astronômicos

relativamente à sua escala de tamanho físico é um passo fundamental para que

possamos compreender a complexidade do universo. Nesta aula prática, você vai

interpretar e comparar esquemas que representam regiões do Universo em

diferentes escalas de tamanho físico, visando ter uma ideia global da estrutura do

Universo em escala astronômica.

2 METODOLOGIA

Na figura 30.1, é mostrado um “recorte”, quadrado e plano, do Universo, de

lado igual a 3 × 10�� pc, e centralizado na Terra. Um observador situado a alguma

distância da Terra a veria como apresentado nessa figura. Na figura 30.2, o ponto

de observação é agora dez vezes mais distante do que o ponto inicial; a Terra é

vista, agora, dentro de um recorte quadrado de lado igual a 3 × 10� pc. Na figura

30.3, essa distância é novamente multiplicada por dez, e assim sucessivamente,

até a figura 30.20, onde o esquema representa a totalidade do universo observável.

Essa sequência de 20 esquemas nos permite viajar desde as proximidades da Terra

até a máxima distância que podemos observar com telescópios, vislumbrando

assim as diferentes estruturas astronômicas.

39

Figura 30.6: recorte plano quadrado em torno da Terra, de lado 3 × 10� pc.

Figura 30.5: recorte plano quadrado em torno da Terra, de lado 3 × 10�� pc.





40

Figura 30.12: recorte plano quadrado em torno da Terra, de lado 300 pc.






41

Figura 30.18: recorte plano quadrado em torno da Terra, de lado 3 × 10 pc.






42

Nenhuma das estruturas mostradas nas figuras 30.1 a 30.20 é especificada

nos diagramas. Caberá a você analisar as figuras, tentar identificar os objetos

astronômicos ou o tipo de objeto astronômico que pode ser observado na figura,

usando tanto seus conhecimentos sobre a estrutura dos diferentes objetos

astronômicos como seus tamanhos e afastamentos típicos, que você aprendeu ao

longo do curso.

3 ANÁLISE DOS RESULTADOS

Após estudar os diagramas individualmente e tentar localizar estruturas,

analise os seguintes pontos:

1) Faça uma lista de sistemas identificados em cada um dos

diagramas, explicando que dados você utilizou para fazer essa

identificação.

2) Em alguns diagramas, é possível especificar não apenas o tipo

de sistema que estamos observando, mas também identificar

seu nome. Em quais diagramas é mais fácil fazer essa

identificação? Por quê?

3) Existem casos em que dois diagramas individuais se

assemelham. Identifique esses pares de diagramas e interprete

por que as estruturas nesses diagramas são semelhantes.

4) Revise o conteúdo das aulas 5 a 7 e compare com o que é

apresentado nos diagramas, especialmente naqueles diagramas

em maior escala física.



43

5) Discuta como a moderna cosmologia se vincula com a

distribuição de matéria em grande escala, observada nas figuras

30.19 e 30.20.

RESUMO


� A aparência da distribuição de matéria no universo.

� As relações e as diferenças entre os sistemas astronômicos em

diferentes escalas físicas.

unidade vi – astrofÍsica galÁctica e...

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