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Galáxias ITipos e Classificação

Yuri Fregnani

[email protected]

Universidade Federal do ABC – Ensino de Astronomia na UFABC

O que é uma galáxia?

• Galáxias são conjuntos de 107 a 1014 estrelas eoutros corpos celestes, como planetas, anãsmarrons, estrelas, estágios finais de estrelas, gás,poeira, etc.

• É possível que exista um Buraco NegroSupermaciço e Matéria Escura, similares à ViaLáctea.

• A palavra vem do grego galaxias (γαλαξίας),“leitoso”, em uma referência à Via Láctea.

Ensino de Astronomia no Grande ABC


• Immanuel Kant, o filósofo prussiano, haviapresumido no século XVIII que, se a Via Láctea temtamanho limitado, então talvez as “nebulosaselípticas” no céu sejam sistemas em discos como onosso, os “Universos ilhas”.

• Nessa época, qualquer objeto flocosono céu era chamado de nebulosa.




• William Parsons, umastrônomo irlandês, construiuna década de 1840 otelescópio Leviathan, atéentão o maior telescópio domundo com 1,8 m.

• Em 1845, ele observou pelaprimeira vez estruturasespirais em algumasnebulosas. E, em 1912, oastrônomo estadunidenseVesto Slipher, usando o efeitoDoppler, conseguiu provar queessas nebulosas espiraisestavam girando.


O grande Debate Shapley-Curtis

• Em 1920 a academia de ciências de Washingtonconvidou Harlow Shapley e Heber Doust Curtis paradebater a real natureza das nebulosas.

• Já Heber Doust Curtis, que acreditava no modelo deKapteyn, com a Via Láctea com diâmetro de 16 kpc e o Solno centro, dizia que as Nebulosas Espirais são objetossimilar à Via Láctea, e se encontram separadas desta. Elasseriam os “Universos Ilhas” de Kant.

• Harlow Shapley, o mesmo astrônomo que usouaglomerados globulares para superestimar adistância até o Centro da Via Láctea, acreditavaque as Nebulosas Espirais eram membros danossa Galáxia.H

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O grande Debate Shapley-Curtis

• Ele mostrou que as nebulosas espirais seencontram fora da Via Láctea, e são objetossimilares a ela.

• Era o início da Astronomia Extragaláctica.

• Em 1923, Edwin Hubble ajudou a decidir odebate. Ele detectou Cefeidas, as estrelasvariáveis, nas Nebulosas de Andrômeda eTriângulo. Depois, usando a relaçãoperíodo-luminosidade destas estrelas,conseguiu determinar a distância até essasnebulosas.



Catálogo Messier

• Um dos primeiros catálogos de classificação dosobjetos nebulosos/flocosos observados no céu, foio Catálogo Messier. Feito pelo astrônomo francêsCharles Messier, entre 1764 e 1781, é um catálogoastronômico composto por 110 objetos do céuprofundo. • Messier catalogou nebulosas, aglomerados

de estrelas e galáxias, porém, ele não tinhacerteza absoluta o que cada item realmenteera.

• Usamos a nomenclatura M# para indicarque o objeto pertence a esse catálogo,seguido de seu número. M1, M2, ..., M110

Ensino de Astronomia no Grande ABChttps://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b3/Messier_catalog_first_page.jpg

Primeira página do Catálogo Messeir


New General Catalog - NGC

• Usa uma nomenclatura parecida como o catálogoMessier, utilizando NGC# para indicar que o objetopertence ao catálogo, seguido de seu número.NGC 1, NGC 2, ..., NGC 7841

• Compilação de quase 8000 objetos,na sua maioria galáxias enebulosas. Foi compilado por JohnDreyer, um astrônomodinamarquês-irlandês, na décadade 1880, usando as observações deWilliam Herschel e John Herschel.

New General Catalog - NGC

• Essa compilação nãonasceu perfeita, sendoaprimorada e corrigidadurante os anos.

• Hoje, é a lista oficialusada para nomear ecatalogar os objetosobservados.

William Herschel (Pai) John Herschel (Filho)



A Sequência de Hubble

• Edwin Hubble, estudando as galáxias, observou quealgumas delas possuíam formas e característicasparecidas.

• Com base nessas características, criou umaclassificação, usada até hoje.

• A Classificação ou Sequência de Hubble.


• Hubble classificou as galáxias em três grandes grupos:

• Galáxias Elípticas

• Galáxias Espirais

• Galáxias Irregulares

Grande maioria das galáxias

Não necessariamente emmenor número, mas porterem baixa luminosidadesão difíceis de se observar



• Essa classificação é devido ao formato observadonas galáxias.

• As galáxias elípticas variam sua elipticidade, ou oquanto parecem “achatadas”.

• Essa variação vai de E0 até E7.



• Galáxias elípticas E0 possuem elipticidade nula,logo, são vistas como circulares.

• Galáxias E7 são as mais elípticas, apresentandouma forma mais achatada.




• Galáxias Espirais, como o nome indica, tem a formaespiralada.

• Podem ou não serem barradas, contendo umabarra central de onde saem seus braços, além depossuírem uma variação na relação deluminosidade entre os braços e o bojo.



• Galáxias lenticulares, chamadas S0, são tipos detransição entre elípticas e espirais.

• Elas possuem um discos sem estrutura, além deconteúdo estelar similar às elípticas.

• Também podem ter barras.


• Galáxias Irregulares não apresentam uma formaorganizada, sendo geralmente pequenas, ricas emgás e de baixa metalicidade. Costumam estarassociadas a galáxias maiores.

• São encontradas em dois tipos:

• Irr I: ainda uma dica de estrutura organizada

• Irr II: estrutura totalmente desorganizada



Tamanho do bojo diminui,e ângulo de abertura dos braçosespirais aumenta



• A Sequência de Hubble é uma classificação morfológica e feita no“olho”, ou seja, sofre a subjetividade de quem classifica.

• Uma ferramenta para um tratamento mais objetivo de umaimagem de uma galáxia são as isofotas, que são curvas deluminosidade superficial constante.



• Outro problema é definir oraio de uma galáxia, já quenão existe uma bordanítida.

• Podemos definir o raioefetivo re, que é o raio queenvolve metade da luz dagaláxia.

• Estas definições funcionamrelativamente bem até paradistribuições achatadas deluz.


Galáxias Espirais

• Hubble chamava as galáxias espirais de tardias poracreditar que elas eram evoluções das galáxiaselípticas. Hoje, acredita-se que a sequência deHubble não é uma sequencia evolutiva.

• Nelas ocorre formaçãode estrelas.


Galáxias Espirais

• Usando o Efeito Doppler para medir as curvas derotação dessas galáxias, podemos observar que:

• Quanto maior a luminosidade de estrelas do tipo Bna galáxia, mais rapidamente a velocidade sobe emaior é a sua velocidade máxima.

• Para galáxias com a luminosidade azul, as espiraisde tipo precoce (Sa) têm velocidade máximamaiores.

• Quanto mais precoce for a galáxia, maisrapidamente a sua velocidade sobe.

Galáxias Espirais

• Existe uma relação entre o raio e a luminosidade deuma galáxia do tipo Sa à Sc.

• A luminosidade aumenta junto com o raio, o quefaz sentido, uma vez que a galáxia é maior.


Galáxias Espirais

• Em geral, as galáxias espirais têm a forma similaràquela da Via Láctea, com curvas de rotaçãoconstantes.

• As velocidades máximas médias para os tipos degaláxias espirais são:

• Sa = 299 km/s

• Sb = 222 km/s

• Sc = 175 km/s


Galáxias Espirais

• Assim como vemos na ViaLáctea, a rotação quaseque constante dessasgaláxias indica que devaexistir um Halo de MatériaEscura nelas.

• Provavelmente é necessárioexistir momento angularpara formar braços espiraisregulares.


Galáxias Espirais

• Seguindo a sequência de Hubble, partindo de Saaté Ir, a taxa de formação estelar relativa aumenta,o que significa que a fração de estrelas precoces (Oe B), aumenta.

• As cores ficam mais azuis.

• A fração da massa total em gás e poeira aumenta.

• A emissão em HII aumenta.

• A fração de hidrogênio em moléculas diminui.


Galáxias Espirais

• Nas galáxias espirais, assim como a Via Láctea, tambémexiste gradientes em metalicidade, aumentando nosentido em que se aproxima do bojo.

• Considerando que as estrelas de alta metalicidade sãomais vermelhas que estrelas de baixa metalicidade eque possuem a mesma massa, e que a formação estelaratualmente ocorre predominantemente nos braçosespirais, essas galáxias possuem um gradiente de cor.

• Os braços parecem mais azuis enquanto a região maiscentral tem um brilho amarelado.


Andrômeda (M31)

NGC 205

Buracos Negros Supermaciços

• Vimos que a Via Láctea nos dava pistas de quehaveria algo com uma massa muito alta e compactaem seu centro. Encontramos essas mesmas dicasem outras galáxias espirais.

• Se medirmos as velocidades dasestrelas e do gás nas regiõescentrais, e procurarmos pelaradiação emitida da matéria emacreção, veremos que existealgum corpo maciço e compactonessa região.



• Esses corpos sãoos Buracos NegrosSupermaciços.

• Andrômeda, porexemplo,provavelmentepossui um BuracoNegro Centralcom 1,4·108 Mʘ.



• Esses Buracos Negros Supermaciços sãoencontrados também em galáxias elípticasgigantes, como M87, que possui um Buraco Negrode 3,2·109 Mʘ.

• Parece haver uma correlação entre a massa doBuraco Negro central e a dispersão da velocidadedas estrelas na galáxia inteira, no caso das elípticas,ou no bojo, nas espirais.


Buraco Negro Supermassivo no centro da galáxia M87

Como explicar a estrutura espiral?

• Existe uma grande variedade na forma e na quantidade debraços que as galáxias espirais apresentam. A galáxia M51possui dois braços, enquanto a Via Láctea possui quatro.

• As galáxias espirais chamadas “Grand Design”, possuem doisbraços simétricos bem definidos, mas representam apenas10% das galáxias desse tipo. Outras 30% são galáxias combraços pouco definidos em distâncias angulares grandes eos 60% restantes possuem braços múltiplos.

• Como vimos, a região dos braços é uma região de formaçãoestrelas devido a sobredensidades transitórias outemporárias que ocorrem por lá.


M51 Via láctea

http://apod.nasa.gov/apod/ap130224.html

Sobredensidades

• Uma explicação natural para osurgimento das sobredensidades,é que elas surgiriam por acaso,devido a alguma perturbação nodisco. Em seguida essasobredensidade acompanharia arotação das estrelas e do gás.

• Um problema dessa explicação éque, dessa forma, os braçosficariam muito enrolados apóspoucas órbitas, algo em torno de100 milhões de anos.

• Assim, concluímos que os braçosnão viajam junto com as estrelas.


Sobredensidades

• Na região mais central, o bojo da galáxia, asestrelas giram mais rapidamente do que nosbraços.

• Já na região mais externa, os braços giram maisrapidamente do que as estrelas.

• A distância galactocéntrica, naquela os braços e asestrelas giram com a mesma velocidade é chamadaRaio de Corrotação.

• Na Via Láctea, o Sol fica próximo ao raio decorrotação, cerca de 10 kpc.


Raio de Corrotação

Sobredensidades

• Uma explicação melhor para as sobredensidades édada pela teoria de ondas quase-estacionárias dedensidade de Lin-Shu, da década de 1960.

• Ela funciona da seguinte forma:

• A primeira sobredensidade surge por acaso.

• Quando gás do disco chega na sobredensidade, eleé comprimido e já começa a formar estrelas.


Sobredensidades

• As estrelas do tipo O e B têm vidas curtas e morremantes de conseguirem sair das sobredensidades.

• As estrelas com vidas mais longas e menosbrilhantes seguem viagem e vão para o discoestelar.


Sobredensidades

• O material que é deixado para trás na formaçãoestelar, como as nebulosas planetares ou restos deSupernovas, por exemplo, ajudam a manter asobredensidade no mesmo lugar.

• Esse mecanismo ajuda a explicar:• A posição das estrelas O e B e das regiões HII

• Evita o problema de “enrolação”

• Porém, é difícil encontrar mecanismos que estabeleceme mantêm a onda sobredensa.


Sobredensidades

• Outra teoria que tenta explicar as sobredensidades é aTeoria de Mueller e Arnett da formação estelarautopropagante estocástica, que é mais simples que aanterior.

• Essa teoria diz que a sobredensidade se propaga porondas de choque causadas pelas supernovas nasregiões de formação estelar.

• Como nessa região acontece formação estelar, tambémocorre supernovas. As ondas de choque dessassupernovas comprimem o material ao seu redor,causando uma sobredensidade nesse local. O queacaba levando ao mesmo mecanismo anterior.


Sobredensidades

• Todas as teorias têm algum problema e talvez sejanecessário uma junção entre elas, mas mesmoassim, nos ajudam a tentar compreender omecanismo das sobredensidades.

• O que temos certeza é que realmente ocorresupernovas dentro ou próximas aos braços espiraisdas galáxias.


Sobredensidades

Galáxias Elípticas

• Usamos a elipticidade dessas galáxiaspara sua classificação.

• As elípticas normais, são objetoscentralmente concentrados comluminosidades centrais relativamentealtas.

• Além dos tipo E0 à E7, incluem tambémas Elípticas Gigantes (gE),intermediárias (E), e compactas (cE).

• Por vezes, lenticulares (S0) também sãoincluídas nesse grupo.




• As Elípticas Anãs (dE) são menores, tendo massa,densidade e metalicidade mais baixas que aselípticas normais.

• Galáxias Anãs Esferoidais(dSph) têm massas edensidades extremamentebaixas. Só podem serdetectadas na vizinhança daVia Láctea.

Galáxia Anã de Fornax



• Galáxias Anãs CompactasAzúis (BCD) são pequenas eazuis, o que indica formaçãoestelar. Contém muito gás e,em combinação com aformação estelar emitemfortes linhas de emissão.

• Elas talvez fossem melhorclassificadas como galáxiasirregulares. NGC 1705


• Achava-se que as galáxias elípticas, com exceçãodas do tipo BCD, não tinham gás.

• De fato, por terem menos massa, essas galáxias nãoconseguem segurar gás e poeira, ficando assim,sem eles.



• Entretanto, a grande parte das elípticas normaiscontém gás, e metade delas tem poeira em umaquantidade considerável.

• Um fato intrigante é que,frequentemente, a poeiragira em uma direção não-correlacionada à dasestrelas da galáxia.

• Isso dá indícios de que apoeira pode ter sidoadquirida depois daformação da galáxia. NGC 5128


• Nas galáxias elípticas, quanto maior aluminosidade, maior a massa e a densidade, o queimplica em formação estelar e enriquecimentomais rápido do meio.

• Por esse motivo, o conteúdo “metálico” nasgaláxias elípticas aumenta com a luminosidade.

• Elas também têm gradientes de metalicidade, oque implica em gradientes de cores, sendo asregiões centrais mais vermelhas.


Rotação

• Ao contrário das galáxias discos, as elípticas nãotêm um eixo de rotação preferidos, comvelocidades rotacionais menores do que asdispersões de velocidades das estrelas.

• Sua forma é sustentada por pressão, diferente dasespirais que mantêm sua forma pela rotação.

• Como quase não há fricção num sistema de estrelasentre si, a galáxia não colapsa como fazem nuvensde gás.


Rotação

• As variações na razão entre a velocidade rotacionale a dispersão de velocidades, causa variações naforma exata das elípticas:

• Em forma Boxy, podendoassumir formas maisretangulares ou até “deamendoim”.

• Em forma Disky, que ficacom formas mais parecidascom discos.

Disky

Boxy


Como são distribuídas as galáxias no Universo?• Podemos encontrar as galáxias distribuídas em alguns

conjuntos.

• Grupos de galáxias: São conjuntos até 50 galáxias. Têmdiâmetros da ordem de 2 Mpc, e massas de cerca de1013 Mʘ

• Aglomerados de galáxias: Com diâmetros ~10 Mpc emassas ~1015 Mʘ

• Eles são divididos ainda em:• Aglomerados Pobres: Com ~50 galáxias.• Aglomerados Ricos: Podendo ter milhares de galáxias.


Como são distribuídas as galáxias no Universo?

• Aglomerados também podem ser classificados emregulares, que possuem forma esférica econdensados centralmente, ou irregulares.

• Ainda existem os Superaglomerados, que sãoAglomerados de Aglomerados.


Grupo Local

• É um conjunto com algo em torno de 40 galáxiascom um diâmetro da ordem de 1,2 Mpc e massa deaproximadamente 4·1015 Mʘ

• Podemos destacar algumas galáxias nesse grupo.



Andrômeda (M31)

• Tipo: Sb

• Diâmetro: ~40 kpc(Disco)

• Massa: 1,2·1012 Mʘ(Incerta)

• Andrômeda é visível aolho nu na constelaçãode mesmo nome. Elaestá a 770 kpc dedistância, 2,5 milhõesde anos-luz.


Triângulo (M33)

• Tipo: Scd,


• Massa: 5·1010 Mʘ

• Também visível a olhonu sob boas condições,está a ~800 kpc dedistância da Via Láctea.



Via Láctea

• Tipo: SBbc


• Massa: 2·1012 Mʘ

• Nossa casa!


Grupo Local

• O Grupo Local também é formado por galáxiassatélites que acompanham essas galáxiasprincipais.

• As Nuvens de Magalhães acompanham a Via Lácteae a M32 e NGC 205 acompanham Andrômeda.

• Também existem galáxias anãs no Grupo.


Andrômeda (M31)

NGC 205

A Vizinhança do Grupo Local

• Nosso Grupo Local não está sozinho, temos outrosGrupos Vizinhos por perto.

• Os mais próximos são Sculptor, a 1,8 Mpc, e oGrupo de M81, a 3,1 Mpc.

• O maior vizinho que temos é o Aglomerado deVirgo.


Aglomerado de Virgo

• É um Aglomerado Rico e Irregular.

• Seu centro fica a 16 Mpc da Terra, e tem umdiâmetro de ~3 Mpc.

• É composto por:• 250 galáxias grandes, entre eles três elípticas gigantes

perto do centro, cada uma do tamanho do Grupo Local;

• E mais de 2000 pequenas galáxias.



Aglomerado de galáxias de Virgo

A Vizinhança do Aglomerado de Virgo• Todos os Aglomerados da

vizinhança são Irregularese se agrupam em tornode um plano, oufilamento, centrado noaglomerado de Virgo,agrupamento chamadoSuperaglomerado Local.

• O Aglomerado Regularmais próximo é Coma, a90 Mpc de distância daTerra.


Como medimos a distância para outras galáxias?

• Essas galáxias estão muito distantes de nós etécnicas comuns de medição de distância usandoparalaxe, ajuste da Sequência Principal, VelasPadrão como Cefeidas, etc., não funcionam. Então,o que fazer?



Redshift

• Os espectros da maioria dasgaláxias que observamos daquida Terra, são deslocados paracomprimentos de onda maioresque os de repouso. Quemdescobriu isso foi V. M. Slipher,em 1914.

• Esses espectros sofrem umredshift, um desvio para overmelho.

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Redshift

• Ao interpretar esse redshift como um efeitoDoppler, isso significaria que estas galáxias estariamse afastando de nós.

• Uma exceção a esse fenômeno é a galáxia deAndrômeda que, diferente das demais, não sofreum redshift, mas sim um blueshift, o que indica queela está se aproximando.


Redshift

• A interpretação desse fenômeno comoefeito Doppler, não é exatamente correta. Oque ocorre é a expansão do Universo, queacaba por “esticar” os comprimentos deonda da luz que viaja por ele.

• As galáxias em si não estão se expandindo defato, uma vez que elas estão ligadasgravitacionalmente. É o próprio espaço entreas galáxias que está se expandindo.

• Tanto o fenômeno do redshift quando o daexpansão do Universo, serão melhortratados na aula de Cosmologia.

Lei de Hubble

• Hubble descobriu que a velocidade de afastamentodas galáxias distantes é proporcional à distância atéelas.

• Se a velocidade de afastamento das galáxias éproporcional à distância delas até nós, entãoestamos no centro da expansão?



Lei de Hubble

• Estaria a Terra no centro doUniverso?

• Não! O Universo se expandindouniformemente, sendohomogêneo e isotrópico, faz comque qualquer ponto veja osoutros pontos se afastando comvelocidades proporcionais àssuas distâncias.

• Desse modo, qualquer ponto se“sente” o centro do Universo.

Lei de Hubble

• A Lei de Hubble, além de ajudar a provar aexpansão do Universo, também fornece ummétodo para medir distâncias até uma galáxia.

• Como a luz de galáxias distantes leva tempo parachegar até nós, os objetos que observamos comredshifts altos são como eles eram no passado, ouseja, quando o Universo tinha uma idade menor.


Lei de Hubble

• Assim, o redshift funcionacomo uma medida para aidade e o tamanho doUniverso na época em que aluz foi emitida.

• Quanto maior o redshift,menor era o tamanho doUniverso e mais novo ele era.

• Usando o efeito redshiftpodemos observar adistribuição espacial dasgaláxias.

Distribuição espacial de galáxias


Obrigado!

Referências

• http://www.catalogomessier.com/Indice1 - Índice do catálogo Messeir (Espalho)

• http://professor.ufabc.edu.br/~pieter.westera/AstroAula11.pdf - Aula do Professor Pieter sobre Galáxias


http://www.catalogomessier.com/Indice1

http://professor.ufabc.edu.br/~pieter.westera/AstroAula11.pdf

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