ASTROFÍSICA GALÁTICA E EXTRAGALÁTICA www.if.ufrgs.br/ast/solar/raw/andromeda.gif

A VIA LÁCTEA www.observatorio.ufmg.br/vl5.jpg

Outra Visão da Via Láctea www.observatorio.ufmg.br/vl5.jpg

Imagens da Via Láctea www.observatorio.ufmg.br/vl5.jpg

Mapeamento da Via Láctea 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. stargazers.gsfc.nasa.gov

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

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

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

Nossa Localização na Galáxia www.observatorio.ufmg.br/vl5.jpg

COMPONENTES 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 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

Local: Bojo e Halo galáctico e aglomerados globulares 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 GALÁXIAS www.astro.iag.usp.br

GALÁXIA ESPIRAL BARRADA imgsrc.hubblesite.org/ NGC 1300

GALÁXIA ESPIRAL www.fep.org.br Andrômeda (M31)

CARACTERÍSTICAS DAS GALÁXIAS ESPIRAIS Massa: Diâmetro: astroa.physics.metu.edu.tr Luminosidade: População: Estrelas jovens, tipo espectral A-K

GALÁXIA ELÍPTICA apod.nasa.gov/apod/image/0406/m87_cfht.jpg M 87

CARACTERÍSTICAS DAS GALÁXIAS ELÍPTICAS www.astronomia.net/cosmologia/gal_M87.gif Massa: Diâmetro: Luminosidade: População: Estrelas velhas, tipo espectral G-K

GALÁXIA LENTICULAR NGC 4549 (Sombrero) http://www.astronomia.net/cosmologia NGC 4549 (Sombrero)

CARACTERÍSTICAS DAS GALÁXIAS LENTICULARES Estrutura: Apresentam bojo e disco, mas não têm braços espirais. Podem ser barradas. População: estrelas velhas, tipo espectral G-K

Grande Nuvem de Magalhães GALÁXIA IRREGULAR www.robgendlerastropics.com/LMCJoschM.jpg Grande Nuvem de Magalhães

Pequena Nuvem de Magalhães GALÁXIA IRREGULAR www.capella-observatory.com Pequena Nuvem de Magalhães

CARACTERÍSTICAS DAS GALÁXIAS IRREGULARES Massa: Diâmetro: Luminosidade: População: Estrelas jovens (maioria) e velhas, tipo espectral A-F

TAMANHOS DAS GALÁXIAS www.glyphweb.com

ROTAÇÃO DA GALÁXIA Estrelas 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 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 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: onde: e Sendo M = Massa Total da Galáxia R = Raio Médio da Galáxia v = Velocidade Média das Estrelas Combinando as equações obtém-se:

MASSAS 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  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 e Obtemos: 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.

astro.if.ufrgs.br/galax CURVAS DE ROTAÇÃO Velocidade de rotação em função da distância galoctocêntrica. astro.if.ufrgs.br/galax astro.if.ufrgs.br

Nas partes externas de muitas espirais, v(R) não depende mais de R 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 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 http://pckepler.if.ufrgs.br/vialac/node3.htm 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.

GALÁXIAS 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 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 SEYFERTS Galáxias espirais com um núcleo compacto e muito brilhante, que produz um espectro de contínuo não-térmico com linhas de emissão alargadas.

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

Distribuição de galáxias do Grupo Local, de diferentes perspectivas

COMPONENTES 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 GALÁXIAS 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.

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

TEORIA DE FORMAÇÃO DA GALÁXIA www.astro.iag.usp.br

AGLOMERADOS DE GALÁXIAS Aglomerado de Virgo terpsichore.stsci.edu Distância: 60 milhões de anos-luz (é o aglomerado rico mais próximo do Grupo Local.) Possui mais de 2500 galáxias.

Distância: 3 bilhões de anos luz Aglomerado Abell 2218 Distância: 3 bilhões de anos luz

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.

REFERÊNCIAS 1- Chaisson, Eric; McMillan Steve, Astronomy Today, 1996, Prentice Hall, New Jersey 2- Hester Jeff et al, 21st Century Astronomy, 2002, Norton & Company, London 3- Oliveira Filho, Kepler de Souza, Oliveira Saraiva, Maria de Fátima, Astronomia e Astrofísica, 2004, Editora Livraria da Física 4- http://en.wikipedia.org/wiki/ 5- http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/space_index.shtml 6- http://astro.if.ufrgs.br 7- www.astro.iag.usp.br