Maria de Fátima Oliveira Saraiva Departamento de Astronomia - IF-UFRGS Galáxias Maria de Fátima Oliveira Saraiva Departamento de Astronomia - IF-UFRGS

Via Láctea (O Mensageiro das Estrelas, 1610) A Via Láctea não é mais do que um conjunto de inúmeras estrelas distribuídas em aglomerados...” (O Mensageiro das Estrelas, 1610)

A descoberta das galáxias Nuvens de Magalhães Al Sufi, em 964, descreve Andrômeda como uma “pequena nuvem”. As Nuvens de Magalhães foram descritas por Fernão de Magalhães, em ~1500 Via Láctea Andrômeda

Objetos “nebulosos”: o Catálogo de Messier (~1800) Charles Messier – (1730-1817) Na metade do século 18 os os astronomos com seus telescópios estavam descobrindo um grande número de objetos difusos no céu, os quais se distinguiam de cometas pr serem fixos. Charles Messier estudava cometas, e para não se confundir com as "nebulosas"que com eles se pareciam resolveu fazer o catálogo de todos as nebulosas fixas, que reune nebulosas, aglomerados e galáxias. Catálogo de Messier: 110 objetos difusos, reunindo nebulosas, aglomerados e galáxias.

O mistério das nebulosas Thomas Wright (1750) Primeiro modelo da Via Láctea como um sistema estelar achatado entre duas esferas concêntricas. Cogita sobre a existências de outras “Vias Lácteas” Immanuel Kant (1755) Propõe que as “estrelas nebulosas” são galáxias distantes: Hipótese dos universos-ilha

Galácticos ou extragalácticos? Debate Curtis x Shapley (1920): natureza as nebulosas espirais (ou: qual o tamanho do universo?) Harlow Shapley: hipótese nebular convencional: são objetos da nossa Galáxia Herber Curtis: hipótese dos universos-ilha: são outras galáxias como a nossa. Debate inconclusivo! Shapley tinha fortes argumentos para defender que as espirais fossem objetos da Via Láctea: 1) segundo suas medidas, a Via Láctea tinha 100 kpc de diâmentro; 2)uma das nebulosas espirais, M101, tinha dados de movimento próprio que indicavam que ela tinha uma rotação de 0,02 segundos de arco por ano; como o perímetro dessa "nebulosa espiral" é de 0,5 grau, isso indica que seu período de rotação é de 100000 anos; se ela tivesse o mesmo tamanho da Via Láctea calculado por Shapley, para ter esse período de rotação sua velocidade de rotação seria maior do que a da luz! Portanto elas deviam ser bem menores do que a Via Láctea, e estariam a distâncias internas aos limites da Via Láctea. Curtis, por outro lado, achava que os dados eram questionáveis. E resultou estar com a razão.

Hubble: um universo de galáxias! Edwin Hubble (1923): mede Cefeidas na “nebulosa” de Andrômeda Encontra uma distância de 2,2 milhões de anos-luz! Tamanho da Via Láctea : 100 000 anos-luz Andrômeda é outra galáxia!

O que é uma galáxia? e poeira, Imenso conjunto de estrelas, gás mantidos unidos pela atração gravitacional mútua.

Tipos de galáxias

Galáxias espirais Vistas “de frente”, mostram a “braços”espirais constituídos de estrelas jovens, gás e poeira. São achatadas, em forma de disco. A região central é esferoidal (bojo). Vistas “de lado” são muito finas.

Espirais barradas São semelhantes às espirais mas contêm, na região central uma barra brilhante de estrelas, gás e poeira de onde saem os braços espirais. NGC 1300, a 70 milhões de anos-luz.

Galáxias elípticas e = (1 – b/a) Forma esferoidal. Não apresentam disco nem braços espirais. Compostas principalmente de estrelas velhas. Têm muito pouco gás e poeira. A classificação é baseada na elipticidade aparente : e = (1 – b/a) E5: b/a=0,5

Galáxias irregulares Não têm forma regular. Possuem gás e poeira como as espirais mas não apresentam estrutural espiral. Grande e Pequena Nuvens de Magalhães.

População estelar, meio interestelar e cor dominante Espirais Elípticas Irregulares Estrelas Velhas e jovens. Velhas Velhas e jovens Gás e poeira Bastante Pouco Cor amarelada no bojo azulada no disco amarelada azulada

Classificação morfológica (Hubble) http://www.galaxyzoo.org/story

Teste rápido A s galáxias mostradas podem ser classificadas como: a) Sa, SB, Sc b) E0, S0, SB c) E3, Sb, SBc d) E5, SBa, SBB

Natureza dos braços espirais Espirais floculentas: Formação estelar autopropagante + rotação diferencial M51 Espirais “grand-design” (braços espirais bem definidos) Ondas de densidade

Natureza dos braços espirais O dilema do enrolamento: M51 O enrolamento dos braços é muito rápido, a estrutura espiral se desmancharia após algumas rotações;

Ondas de densidade espiral Sempre tem estrelas jovens e azuis nos braços, mas não são sempre as mesmas estrelas.

Ondas de densidade: Órbitas estelares levemente elípticas e com os eixos girados causam adensamento das órbitas em forma espiral.

Teste rápido Em uma galáxia espiral: a) as órbitas das estrelas são espiraladas b) a formação estelar é mais intensa na região dos braços c) não existem estrelas na região entre os braços d) as posições relativas entre as estrelas e os braços permanece a mesma em todo o disco.

“Pesando” galáxias : A quantidade de matéria nas galáxias pode ser conhecida a partir do movimento das estrelas e do gás nela. M ~RV² R: raio V:velocidade

Movimento das estrelas galáxia espiral: no halo e no bojo: órbitas altamente elípticas, em direções aleatórias no disco: órbitas circulares e aproximadamente coplanares. galáxia elíptica: órbitas altamente elípticas, em direções aleatórias

Curvas de rotação em galáxias espirais

Curvas de rotação das galáxias Na parte interna a curva de rotação é do tipo corpo rígido , o que está de acordo com a concentração de matéria no centro da galáxia. (observado=esperado) Na parte externa a velocidade de rotação deveria diminuir com a distância ao centro, acompanhando a diminuição da matéria visível, mas não é o que acontece. (observado≠ esperado) O excesso de velocidade indica que existe matéria não visível a grandes distâncias do centro. => Matéria escura. (esperado) A partir das observações de gás quente nas galáxias e dos dados das curvas de rotação concluí-se que o gás e as estrelas nas galáxias movem-se mais rapidamente do que seria esperado, considerando a massa visível nas galáxias. Note que aqui, o visível significa detectada em todos os comprimentos de onda do espectro electromagnético, e não exclusivamente no óptico. Concluí-se que somente 10% da massa das galáxias é detectável.

Matéria escura na Via Láctea A diferença entre a velocidade observada e a velocidade esperada indica a existência de um halo de matéria escura envolvendo a Galáxia, em quantidade 9 vezes maior do que a matéria visível.

Teste rápido Os astrônomos sabem que existe matéria escura nas galáxias porque: a) as galáxias apresentam bandas escuras em seu disco b) as partes externas das galáxias giram mais rápido do que seria esperado c) não se enxergam as estrelas do disco d) as galáxias têm um buraco negro supermassivo no centro

Formação e evolução das galáxias Para estudar a formação e evolução das galáxias temos que ir em busca das galáxias mais distantes, as quais vemos em seu estado mais jovem. O universo primordial (primeiros milhões de anos) apresentava pequenas flutuações de densidade Essas flutuações propiciaram a condensação da matéria gerando as nuvens protogalácticas

Formação e evolução das galáxias Para estudar a formação e evolução das galáxias temos que ir em busca das galáxias mais distantes, as quais vemos em seu estado mais jovem.

Modelos: Dois cenários principais: (1) uma única imensa nuvem de gás em rotação colapsa (cenário clássico, de colapso monolítico) (2) várias nuvens menores se fundem (cenário hierárquico) .

Cenário 1: formação pelo colapso de uma nuvem A forma da galáxia depende de: (1) eficiência da formação estelar (2) quantidade de rotação da nuvem de gás colapsante (3) densidade da nuvem Elípticas: nuvens densas, com pouca rotação e alta taxa de formação estelar (todo o gás exaurido). Espirais : nuvens pouco densas, com rotação rápida e baixa taxa de formação estelar. Sobra gás no disco para manter a formação estelar até hoje.

Cenário 2: Formação pelo colapso e fusão de várias nuvens pequenas Este cenário beneficia a formação de galáxias espirais; as elípticas se formariam posteriormente por fusão de espirais.

Simulações Colisões reproduzem aparências de galáxias peculiares

Simulações: Simulações mostram que duas espirais ao colidirem formam uma eliptica em aproximadamente 1 bilhão de anos

Observações: aglomerados Galáxias espirais são raras em aglomerados ricos, onde as elípticas são comuns .

Os centros dos aglomerados ricos normalmente contêm galáxias elipticas gigantes que provavelmente cresceram engolindo outras galáxias

Observações: galáxias distantes Idade do objeto 2 é menos da metade da idade atual do universo; Universo jovem: muitas galáxias pequenas e irregulares; maior formação de estrelas; maior número de espirais.

A maioria das observações favorece o modelo hierárquico, (evidenciam que as estruturas menores se formaram antes das maiores, e que o meio tem influência sobre a evolução das galáxias) Contradições: Muitas elípticas têm uma única geração de estrelas velhas, o que é mais compatível com colapso monolítico. As diferenças entre as galáxias devem depender tanto das condições iniciais da nuvem (densidade e rotação )quanto do meio em que elas se encontram (colisões afetam a evolução).

Modelo híbrido:

Último teste As diferenças entre os tipos morfológicos se devem a: (a) condições iniciais (b) meio (c) condições iniciais e meio (d) ainda não se sabe

As diferenças entre as galáxias devem depender tanto das condições iniciais da protogaláxia quanto do meio em que elas se encontram (colisões afetam a evolução). Nosso entendimento sobre como as galáxias se formam e evoluem está longe de ser completo

FIM Questões: http://www.if.ufrgs.br/~fatima/fis2009/questoes_galaxias.pdf Hipertexto para o estudo: http://www.if.ufrgs.br/~fatima/fis2009/galaxias.htm Alguns filmes interessantes: Tipos de galáxias Spiral Galaxy with Differential Rotation Evolution of the Universe: Structure and Galaxy Formation

Candidatos para a matéria escura Gás Hidrogênio Muito abundante, mas não em quantidade suficiente. MACHOs (Massive Compact Halo Objects) – (Objetos Compactos Massivos do Halo das galáxias) Ex.: Buracos Negros, Estrelas de Neutrons, Anãs Marrons Não existem em número suficiente. WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) – (Partículas Massivas que Interagem Fracamente com a matéria) Partículas sub-atômicas hipotéticas Teoricamente, os melhores candidatos, contudo ainda não foram detectadas. Os cientistas tem vários candidatos para o que poderá ser a massa escondida nas galáxias. O Hidrogénio gasoso é abundante nas galáxias, mas não existe em quantidade suficiente. Objectos Compactos e de Grande Massa do Halo (MACHOS) poderão ser buracos negros, estrelas de neutrões e anãs castanhas. Novamente, não existem em número suficiente. Os WIMPS (Partículas de Grande Massa que Interagem Fracamente com a matéria) constituem o melhor candidato. Estas partículas ainda não foram descobertas; se existirem são partículas sub- atómicas que interagem fracamente com a matéria normal apesar de possuírem massa. Esta é actualmente uma área muito activa de investigação na área da física das partículas e da cosmologia.

Determinação da distância pelo redshift: O redshift Z da galáxia é: Z = (comprimento de onda observado/comprimento de onda da fonte) – 1 A velocidade radial da galáxia é: V = c x Z ou A distância da galáxia é: d=v/H

Evolução das galáxias:As imagens das galáxias em diferentes idades mostram que as formas das galáxias já estavam definidas bem no primeiro bilhão de anos de sua formação, ou seja, as primeiras galáxias já se formaram como elípticas ou como discoidais; portanto as elípticas podem tanto ter se formado sozinhas ou pela fusão de outras galáxias.

Curvas de rotação rotação de corpo rígido V aumenta com R M aumenta com R Rotação kepleriana V diminui com R ½ M fica constante com R

Distâncias de galáxias al = ano-luz = distância que a luz percorre em um ano = 9 trilhões km