ASTROFÍSICA GALÁTICA E ASTROFÍSICA GALÁTICA E EXTRAGALÁTICAEXTRAGALÁTICA

www.if.ufrgs.br/ast/solar/raw/andromeda.gif

A VIA LÁCTEAA VIA LÁCTEA

www.observatorio.ufmg.br/vl5.jpg

Outra Visão da Via LácteaOutra Visão da Via Láctea

www.observatorio.ufmg.br/vl5.jpg

Imagens da Via LácteaImagens da Via Láctea

www.observatorio.ufmg.br/vl5.jpg

1785: William Herschel mapeou a Via Láctea. Descobriu tratar-se de um sistema achatado e concluiu, erroneamente, que o Sol ocupava uma posição central na Galáxia.

Mapeamento da Via LácteaMapeamento da Via Láctea

stargazers.gsfc.nasa.gov

1917: Harlow Shapley determinou o tamanho da Via Láctea, através do estudo da distribuição de aglomerados globulares (sistemas esféricos de estrelas), e a posição periférica do Sol na Galáxia.

Posição do SolPosição do Sol

http://www.iasindy.org/goethe/100/100-13.php

Diagrama baseado nos dados originais de Shapley, não corrigidos pela absorção interestelar

Visão atual da Via Láctea, corridos os efeitos de absorção

www-astronomy.mps.ohio-state.edu/~pogge/Ast16...

ESTRUTURA DA GALÁXIAESTRUTURA DA GALÁXIA

Vista de PerfilVista de Perfil

http://www.ctio.noao.edu/REU/ctioreu_2002/Projects2002/ayoung/AGB.html

Nossa Localização na GaláxiaNossa Localização na Galáxia

www.observatorio.ufmg.br/vl5.jpg

COMPONENTES DA GALÁXIACOMPONENTES DA GALÁXIA

Disco: poeira + gás (98%) + estrelas jovens concentradas nos braços espirais (População I)

Bojo: constituído principalmente por estrelas velhas (População II)

Halo: estrelas de população II + aglomerados globulares + matéria escura

www.uccs.edu

POPULAÇÕES ESTELARESPOPULAÇÕES ESTELARES

População I

Local: disco galáctico e aglomerados abertos situados no disco.

Idade: 0 a 10 bilhões de anos (estrelas mais jovens)

Metalicidade: contém elementos mais pesados

Cinemática: órbitas circulares, movimento ordenado, velocidades menores

www.if.ufrgs.br/oei/cgu/armspi/starpops.gif

População II

Local: Bojo e Halo galáctico e aglomerados globulares

Idade: 10 a 15 bilhões de anos (estrelas mais velhas)

Metalicidade: elementos mais leves

Cinemática: órbitas

excêntricas, velocidades

maiores.

www.if.ufrgs.br/oei/cgu/armspi/starpops.gif

TIPOS DE GALÁXIASTIPOS DE GALÁXIAS

www.astro.iag.usp.br

GALÁXIA ESPIRAL BARRADAGALÁXIA ESPIRAL BARRADA

NGC 1300

imgsrc.hubblesite.org/

GALÁXIA ESPIRALGALÁXIA ESPIRAL

Andrômeda (M31)

www.fep.org.br

CARACTERÍSTICAS DAS GALÁXIAS CARACTERÍSTICAS DAS GALÁXIAS ESPIRAISESPIRAIS

Massa:

Ma 129 1010

Diâmetro:

620 200 10 . .a a l

Luminosidade: La 118 1010

População: Estrelas jovens, tipo espectral A-K

astroa.physics.metu.edu.tr

GALÁXIA ELÍPTICAGALÁXIA ELÍPTICA

M 87M 87

apod.nasa.gov/apod/image/0406/m87_cfht.jpg

CARACTERÍSTICAS DAS GALÁXIAS CARACTERÍSTICAS DAS GALÁXIAS ELÍPTICASELÍPTICAS

Massa: Ma 138 1010

65 500 10 .a a l

La 116 1010

Diâmetro:

Luminosidade:

População: Estrelas velhas, tipo espectral G-K

www.astronomia.net/cosmologia/gal_M87.gif

GALÁXIA LENTICULARGALÁXIA LENTICULAR

NGC 4549 (Sombrero)

http://www.astronomia.net/cosmologia

CARACTERÍSTICAS DAS GALÁXIAS CARACTERÍSTICAS DAS GALÁXIAS LENTICULARESLENTICULARES

Estrutura: Apresentam bojo e disco, mas não têm braços

espirais. Podem ser barradas.

População: estrelas velhas, tipo espectral G-K

GALÁXIA IRREGULARGALÁXIA IRREGULAR

Grande Nuvem de Magalhães

www.robgendlerastropics.com/LMCJoschM.jpg

GALÁXIA IRREGULARGALÁXIA IRREGULAR

Pequena Nuvem de Magalhãeswww.capella-observatory.com

CARACTERÍSTICAS DAS GALÁXIAS CARACTERÍSTICAS DAS GALÁXIAS IRREGULARESIRREGULARES

Massa:

Diâmetro:

Luminosidade:

Ma 118 1010

65 30 10 . .a a l

La 97 10210

População: Estrelas jovens (maioria) e velhas, tipo espectral A-F

TAMANHOS DAS GALÁXIASTAMANHOS DAS GALÁXIAS

www.glyphweb.com

ROTAÇÃO DA GALÁXIAROTAÇÃO DA GALÁXIAEstrelas mais

próximas do C.G. : mais rápidas.

Estrelas mais distantes do C.G. :

mais lentas.

A galáxia não gira como um corpo

rígido. O movimento é kepleriano, como o

dos planetas.

http://abyss.uoregon.edu/~js/ast122/lectures/lec25.html

MOVIMENTO DO SOLMOVIMENTO DO SOL• Movimento do Sol em torno do Centro Galáctico: 250 km/s

• Tempo de revolução do Sol em torno do C.G.: 200 a 250 milhões de anos (ano galáctico)

• Número de voltas que o Sol já executou: 16 a 20 voltas

www.eso.org

MASSAS DAS GALÁXIAS ELÍPTICASMASSAS DAS GALÁXIAS ELÍPTICAS

• Obtidas a partir das velocidades das estrelas devido à atração gravitacional entre elas.

• As velocidades medidas são velocidades médias, pois os movimentos das estrelas nesses sistemas têm componentes de mesma magnitude nas três direções, e todas seguem órbitas bastante elípticas.

astro.if.ufrgs.br/galax

Pelo Teorema do Virial: 02 CG EE

onde:R

GMEG 2

2

e2

2MvEC

Sendo M = Massa Total da Galáxia

R = Raio Médio da Galáxia

v = Velocidade Média das Estrelas

Combinando as equações obtém-se: G

RvM elípticas

22

MASSAS DAS GALÁXIAS ESPIRAISMASSAS DAS GALÁXIAS ESPIRAIS

•Maioria das estrelas confinadas no plano do disco

•As órbitas são quase circulares

•As velocidades dependem da distância ao centro.

astro.if.ufrgs.br/galax

Hipóteses:

• maior parte da massa da galáxia está no bojo

• o movimento rotacional das estrelas no disco é determinado pela massa do bojo

2

2 )()(

R

RMMG

R

rvM 2)(

)(G

RvRRM

onde

M(R) = massa interna ao raio R

v(R) = velocidade de rotação em cada ponto, obtida através da medida dos deslocamentos Doppler das linhas espectrais

Para skmvrv /220)(

e mpcRR 20106,28500

Obtemos: MkgM G1141 10109,1

Que é um limite inferior para a massa da Galáxia já que apenas a massa no interior da órbita do Sol foi considerada.

Considerando o Sol como uma estrela de massa típica, concluímos que a Galáxia tem aproximadamente 100

bilhões de estrelas.

CURVAS DE ROTAÇÃOCURVAS DE ROTAÇÃO

Velocidade de rotação em função da distância galoctocêntrica.

lVVV o senmax

astro.if.ufrgs.br/galax

astro.if.ufrgs.br

Nas partes externas de muitas espirais, v(R) não depende mais de R. Assim quanto maior R, maior a massa M(R) interna a ele.

A partir de um certo valor de R a luminosidade não aumenta mais, mas de acordo com a curva de rotação a massa continua crescendo.

Conclusão: grande parte da massa das galáxias deve ser não luminosa ( problema da matéria escura).

astro.if.ufrgs.br/galax/velocidades.gif

astro.if.ufrgs.br

ORIGEM DOS BRAÇOS ESPIRAISORIGEM DOS BRAÇOS ESPIRAIS

• Teoria da Rotação Diferencial

Os braços espirais são braços materiais

formados pela rotação diferencial.

astro.if.ufrgs.br

Falha do modelo: A Via Láctea deve ter no mínimo 10 bilhões de anos.

Nesse tempo o material nas vizinhanças do Sol já deve ter executado cerca de 20 rotações em torno do C.G.,

Após 20 rotações, os braços espirais deveriam estar muito mais enrolados do que as observações indicam.

www.astro.iag.usp.br/

• Teoria de Ondas de Densidade

A estrutura espiral é uma variação da densidade do disco em forma de onda (onda de compressão).

O padrão espiral gira como um corpo sólido, com uma velocidade angular de aproximadamente metade da velocidade de rotação galáctica, enquanto as estrelas e o gás passam pela onda.

http://pckepler.if.ufrgs.br/vialac/node3.htm

GALÁXIAS ATIVASGALÁXIAS ATIVAS

Apresentam um núcleo com luminosidade muito acima da luminosidade normal das galáxias e emitem luz em todo ou quase todo o espectro eletromagnético.

Possível explicação para essa grande luminosidade: energia liberada pelo gás quente que espirala ao redor de um buraco negro supermassivo no centro da galáxia.

TIPOS DE GALÁXIAS ATIVASTIPOS DE GALÁXIAS ATIVAS

www.centauri-dreams.org

Quasares: objetos extragalácticos muito brilhantes e muito distantes. O contínuo dos seus espectros não obedecem à lei de radiação de corpo negro.

www.if.ufrgs.br

GALÁXIAS SEYFERTSGALÁXIAS SEYFERTS

Galáxias espirais com um núcleo compacto e muito brilhante, que produz um espectro de contínuo não-

térmico com linhas de emissão alargadas.

RÁDIO GALÁXIASRÁDIO GALÁXIAS

www.astro.iag.usp.br

Galáxia N5128 (Centaurus A), uma das fontes de rádio mais fortes no céu, situada a 13 milhões de a.l. Sua energia vem de duas regiões de cada lado da galáxia ("lóbulos de rádio“). Os astrônomos acham que partículas e energia são ejetadas no núcleo da galáxia em direção aos lóbulos.

O GRUPO LOCALO GRUPO LOCAL

universe-review.ca/I03-09-LocalGroup.jpg

Distribuição de galáxias do Grupo Local, de diferentes Distribuição de galáxias do Grupo Local, de diferentes perspectivasperspectivas

COMPONENTES DO GRUPO LOCALCOMPONENTES DO GRUPO LOCAL

Espirais: 10% 8 < d < 60 kpc

Irregulares: 40% 3 < d < 4 kpc

Elípticas: 50% 1 < d < 3 kpc

M33: 2,3

Andrômeda: 2,2

Pequena Nuvem de Magalhães; 0,18

Grande Nuvem de Magalhães: 0,16

Distâncias em milhões de anos luz

FORMAÇÃO E EVOLUÇÃO DAS FORMAÇÃO E EVOLUÇÃO DAS GALÁXIASGALÁXIAS

• Galáxias espirais e elípticas: as estrelas mais velhas têm cerca de 10 bilhões de anos.

• Todas as galáxias começaram a se formar mais ou menos na mesma época na história do universo, e portanto têm mais ou menos a mesma idade.

• Nas galáxias espirais e nas irregulares sobrou gás suficiente para continuar o processo de formação estelar até a época presente.

Galáxias elípticas : a formação estelar aconteceu de forma mais rápida no início de sua evolução, talvez porque tenham se originado de nuvens protogalácticas mais densas do que as espirais.

Galáxias espirais: nas regiões centrais, onde a densidade era maior, a formação estelar foi rápida, mas nos braços se procedeu mais lentamente, de forma que o gás não foi consumido todo de uma vez, e a formação estelar pode continuar.

As elípticas teriam se formado de nuvens que tinham pouca rotação quando começaram a se contrair

As espirais teriam se formado do colapso de nuvens com mais rotação.

Quantidade de momentum angular da nuvem de gás primordial: quanto mais momentum angular a nuvem tinha inicialmente, mais achatada será a forma final.

TEORIA DE FORMAÇÃO DA TEORIA DE FORMAÇÃO DA GALÁXIAGALÁXIA

www.astro.iag.usp.br

AGLOMERADOS DE GALÁXIASAGLOMERADOS DE GALÁXIAS

Distância: 60 milhões de anos-luz (é o aglomerado rico mais próximo do Grupo Local.) Possui mais de 2500 galáxias.

Aglomerado de Virgo

terpsichore.stsci.edu

Aglomerado Abell 2218Distância: 3 bilhões de anos luz

Quinteto de Stephan Quinteto de Stephan

Grupo de cinco galáxias localizado na constelação Pegasus.

Quatro de suas galáxias apresentam deslocamentos para o vermelho nas linhas espectrais grandes, mas a galáxia NGC 7320 mostra um deslocamento para o vermelho muito menor. Alguns astrônomos acreditam que esta galáxia não pertença ao "Quinteto de Stephan" e seja membro de um outro grupo.

REFERÊNCIASREFERÊNCIAS

1- Chaisson, Eric; McMillan Steve, Astronomy Today, 1996, Prentice Hall, New Jersey2- Hester Jeff et al, 21st Century Astronomy, 2002, Norton & Company, London3- Oliveira Filho, Kepler de Souza, Oliveira Saraiva, Maria de Fátima, Astronomia e Astrofísica, 2004, Editora Livraria da Física4- http://en.wikipedia.org/wiki/5- http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/space_index.shtml6- http://astro.if.ufrgs.br7- www.astro.iag.usp.br