Galáxias Além da Via Láctea Cap Zeilik

Apresentação em tema: "Galáxias Além da Via Láctea Cap Zeilik"— Transcrição da apresentação:

1 Galáxias Além da Via Láctea Cap. 21 - Zeilik
Galáxias são as maiores entidades contendo estrelas, gás e poeira Nossa Galáxia, a Via Láctea, contém cerca de estrelas, sendo considerada uma gigante. Algumas poucas são maiores e contém bem mais estrelas, enquanto as anãs contém 1% desse valor. Sempre que se imagina o Universo, se faz em termo de Galáxias, mas apenas recentemente (1924) estes objetos foram reconhecidos como entidades independentes separadas da Via Láctea.

2 DESCOBERTA DAS GALÁXIAS
desde o desenvolvimento dos telescópios, começaram a aparecer inúmeros borrões (objetos). Alguns foram resolvidos em aglomerados mas outros permaneceram sem entendimento No séc. XIX uns poucos objetos foram distinguidos pelas linhas de emissão e se revelaram objetos gasosos (nebulosas planetárias). Outros tantos não podiam nem ser resolvidos nem eram gasosos. Nos meados do séc. XVIII o astrônomo Thomas Wright sugeriu que nossa Galáxia tinha limites e que as nebulosas não resolvidas eram entidades semelhantes à nossa, porém muito distantes Observações visuais e fotografias revelaram estrutura espiral; Espectroscopia revelou linhas de absorção indicando que as nebulosas eram de fato feitas de estrelas

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4 Hubble Deep Field centenas de galáxias de muitas formas e cores limite em torno de V ~ 30 mag 4 bilhões de vezes mais fracas que o olho humano pode ver exposição total de 10 dias apenas da área da Lua observaçoes do “Keck” indicam que os pontos azulados são dos mais distantes objetos já vistos, talvez galáxias em formação sugere cerca de 40 bilhões de galáxias no universo observável

5 OBJETIVO É ESTUDAR AS GALÁXIAS “NORMAIS”
em termos de suas propriedades físicas, da influência de sua distribuição de massa, das quantidades relativas de gás e poeira das populações estelares PROCEDIMENTO apresentação dos dados observacionais (maior parte do visível) maioria das observações envolve imageamento e espectroscopia interpretações teóricas básicas dos dados discussão da questão: “O que é uma galáxia?”

6 Razões da Contribuição Dominante na Faixa do visível
GALÁXIAS COMO VISTAS NA FAIXA DO VISíVEL ( 300 < l < 700 nm) Aspecto histórico Telescópios construídos nos últimos 200 anos para auxiliar as observações realizadas com o olho humano Placas fotográficas apareceram a cerca de 100 anos atrás, em constraste com outras janelas do espectro que só começaram a produzir resultados em torno de 1950 Razões da Contribuição Dominante na Faixa do visível Luz estelar, a maior fonte de energia emitida pelas galáxias, irradiam na região do visível Transições eletrônicas em átomos tem energias de poucos eV, que significa que a maior parte do gás emite fótons no vísível.

7 21-1A IMAGENS DE GALÁXIAS NO VISíVEL ( 300 < l < 700 nm)
definem nosso entendimento fundamental das galáxias definem nossa terminologia básica (placas fotográficas) indicam que elas aparecem em pares, trios até aglomerados ricos imagens digitalizadas, através do uso de CCDs, representou um aumento de 100% em sensibilidade, faixa dinâmica e nenhuma conversão analógica digital para análise com computadores medidas de magnitudes e índices de cor mais fácil nos CCDs que nas placas fotográficas

8 ESQUEMA DE CLASSIFICAÇÃO (MORFOLÓGICA)
Edwin Hubble baseou-se na aparência das galáxias TRÊS categorias: ELÍPTICAS, ESPIRAIS e IRREGULARES (barradas e ordinárias) TUNING FORK DIAGRAM ( DIAGRAMA DO DIAPASÃO)

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10 ESQUEMA DE CLASSIFICAÇÃO (CONTINUAÇÃO)
Edwin Hubble imaginou que fosse um esquema evolutivo Sc são chamadas de “late-type” e Sa são chamadas de “early-type” Hubble esperava que existisse uma classe S0, que em seu ponto de vista seria uma ponte do estágio eliptico para espiral, porém ele não encontrou nenhuma. Galáxias S0 foram acrescentadas por Alan Sandage G. de Vaucoulers chamou atenção que as classes formam um contínuo e adicionou classes espirais de tipo mais tardio que Sc que chamou de Sd e Sm (tipo Magalhãnico ou Magellanic Type spiral) G. de Vaucoulers tem esquema semelhante ao de Hubble. Existe ainda um sistema de classificacao em 12 classes de acordo com os braços espirais.

11 GALÁXIAS ELÍPTICAS forma de um esferóide oblato (abóbora)
aparecem no céu como discos elípticos luminosos distribuição de brilho decresce para fora com uma queda que varia aproximadamente como log I( r)  r -1/4 classificadas de acordo com a elongação da imagem projetada Se a e b são os semi-eixos maior e menor, respectivamente, da elipse aparente (orientação não pode ser determinda) então elipticidade = 10(b-a)/a Algumas galáxias E0 parecem circulares, enquanto o aumento da elipticidade é designada pelo aumento dos números de E1 até E7. Galáxias Elípticas não apresentam eixo de rotação Estrelas seguem órbitas de várias inclinações

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13 Variação na forma entre galáxias elípticas
Tipo E1 , quase circular em aparência Tipo E3 , ligeiramente mais elongada Sem evidência de matéria interestelar e estrutura espiral em ambas

14 GALÁXIAS cD classe adicional de forma semelhante à das elípticas
introduzida por W.W. Morgan (c historicamente indica supergigantes e o D é para difuso) parecem superficialmente ser elípticas, mas tem envoltórios estendidos e, freqüentemente, núcleos múltiplos diâmetros variam até cerca de uns poucos Mpc origem (supostamente) devido ao crescimento pelo canibalismo de uma supergigante elíptica “normal” localizada no centro de um aglomerado de galáxias

15 Galactic Cannibals – Central CD Ellipticals
At the heart of rich clusters, galaxies pass through the center and are disrupted and collected.

16 Making a CD galaxy

17 GALÁXIAS ESPIRAIS divididas em ORDINÁRIAS (S ou SA) e BARRADAS (SB)
ambos tem braços espirais, com dois braços distribuídos simetricamente em torno do eixo de rotação nas espirais ordinárias os braços emergem diretamente do bojo nuclear nas espirais barradas uma “barra” corta através do centro, e os braços originam dos extremos da “barra” ambos tipos são classificados de acordo com: enrolamento (abertura) dos braços, definição da região do braço tamanho relativo da região nuclear populações estelares jovem e velha coexistem, mas a proporção de estrelas jovens (Pop. I) aumenta dos tipos Sa para Sc espirais barradas exibem uma seqüência paralela SBa, SBb e SBc

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19 GALÁXIAS ESPIRAIS SEMELHANTES A VIA LÁCTEA
M31 ou Andromeda M83 NGC891

20 GALÁXIAS ESPIRAIS ORDINÁRIAS
tipo Sa tem braços pouco definidos, formando quase que um contínuo muito enrolados em torno da região nuclear. Até parece um padrão circular tipo Sb tem braços mais abertos que são em geral resolvidos em “patches” ou “caminhos” de regiões H II e associações de estrelas de População I tipo Sc região nuclear é usualmente pequena braços espirais estendidos e resolvidos em “clumps” ou “aglomerações” de estrelas

21 Variação na forma entre galáxias espirais

22 Variação na forma entre galáxias espirais ordinárias

23 Variação na forma entre galáxias espirais barradas

24 PORQUE EXISTEM DOIS TIPOS DE ESPIRAIS?
J. Ostriker e P.J.E. Peebles estudando a dinâmica das galáxias com massa do halo variável encontraram que se as regiões mais externas do halo (próximo ao disco) de uma galáxia não fosse suficientemente massivo, não se desenvolveria uma instabilidade semelhante a uma “barra” A sugestão é que as espirais ordinárias possuem componentes esféricas massivas que se fazem sentir pelo seu efeito dinâmico mas que não aparecem diretamente quando a imagem é tomada na faixa do visível. GRAU DE DESENVOLVIMENTO DOS BRAÇOS ESPIRAIS relacionado com a luminosidade (portanto com a massa) da galáxia em analogia às classes de luminosidade estelar são I,II,III,IV e V mais luminoso (e portanto mais massiva) sendo da classe I Sc I sendo uma galáxia espiral muito luminosa, com região nuclear pequena e estendida, e braços bem resolvidos

25 GALÁXIAS S0 são intermediárias entre elípticas E7 e espirais verdadeiras Sa são mais achatadas que as E7 e diferem das elípticas por terem um disco fino e um bojo esferoidal. vistas de lado (edge-on) são facilmente distinguíveis das elípticas por serem mais achatadas e terem um disco, mas não são facilmente distinguíveis de uma Sa nesse caso vistas de cima (face-on) são facilmente distinguíveis das espirais por não terem braços definidos, mas são difíceis de distinguir das E0 por que nenhuma das duas possue estrutura espiral vistas de lado (edge-on) tem a forma de uma lente convexa, motivo pelo qual são também chamadas de lenticulares Ao contrário da lei  r -1/4 das elípticas as componentes do disco tem uma queda mais lenta do tipo I(r) = I0 e -a r

26 Em muitos aspectos galáxias S0 relembram as espirais verdadeiras, mas não contêm estrelas de População I A capacidade de distinguir entre E0 e S0 depende da possibilidade da imagem revelar o disco mais externo pouco brilhante de uma S0 (ou seja depende dos dados observacionais e da distância ) Uma S0 poderia ser criada se uma espiral early-type tivesse sua poeira e gás removidos por interações de maré com outra galáxia. Mesmo em colisões bem penetrantes as estrelas das duas galáxias quase não colidiriam mas o gás tenderia a ser retirado

27 GALÁXIAS IRREGULARES As outras galáxias caem na classe da IRREGULARES porque elas não mostram nenhuma estrutura simétrica ou regular No entanto elas parecem ser divididas em dois grupos distintos: Irr I tem estrelas OB e regiões H II e grande componente de estrelas de População I Irr II são bastante ambíguas e podem conter galáxias peculiares são primariamente amorfas e não resolvidas em estrelas mostram marcante absorção por poeira interestelar mostram muita emissão devido ao gás Exemplo: M82 (parece estar explodindo, por causa da absorção interestelar marcante)

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29 GALÁXIAS IRREGULARES Irr II

30 Nuvens de Magalhães (galáxias satélites da Via Láctea)

31 The Magellanic Clouds Southern Hemisphere only
Large Magellanic Cloud Small Magellanic Cloud

32 GALÁXIAS ANÃS (DWARF GALAXIES)
A classificação padrão não se aplica a todas as galáxias, porque as comumente ilustradas são, naturalmente, as que mais encontramos. No entanto, apesar de serem mais brilhantes e vistosas, existem em um número muitas vezes menor do que as anãs. Apesar das anãs serem mais numerosas, as gigantes são dominantes em massa, e portanto são mais estudadas. As galáxias ANÃS tem morfologia diferente: dE ou anã elíptica contém pouco gás, mas difere das elípticas verdadeiras pela falta de uma região nuclear brilhante. É a classe mais encontrada no Universo! dIrr ou anã irregular NÃO EXISTEM ANÃS ESPIRAIS !!! DICA SOBRE FORMAÇÃO E EVOLUÇÃO: aparentemente os processos físicos que criam os braços espirais exigem um sistema com massa superior a 109 M©

33 GALÁXIAS ANÃS (DWARF GALAXIES)
M33, uma galáxia espiral M32, uma galáxia anã elíptica Companheiras de M31, a Galáxia de Andrômeda

34 GALÁXIAS PECULIARES As que realmente não caem em nenhuma das classes acima, como por exemplo, as “Ring Galaxies”. Acredita-se que tenham sofrido rompimento por maré devido à interação com outra galáxia

35 Ring Galaxies – the “splash”
Head-on collisions can produce a “ripple” of star formation that expands outwards.

36 Galactic Train Wrecks

37 Collisional Aftermath

38 Galactic Superwinds

39 Stephan’s Quintet – Colliding galaxies

40 The “Anntenae” Galaxies – a case study

41 Número relativo de galáxias num dado volume
MISTURA MORFOLÓGICA 77% das galáxias observadas são espirais 20% são elípticas 3% são irregulares Conjunto é dominado pelas espirais luminosas, porque são as visíveis nas maiores distâncias Número relativo de galáxias num dado volume Survey numa região até 9.1 Mpc mostra que 33% apenas de espirais 13% são elípticas 54% são irregulares (maioria pequenas de baixa luminosidade, como as anãs elípticas)

42 PROPRIEDADES BÁSICAS POR TIPO MORFOLÓGICO

43 PROPRIEDADES BÁSICAS POR TIPO MORFOLÓGICO

44 21-1B CARACTERíSTICAS FOTOMÉTRICAS DE GALÁXIAS Cores Integradas
luz de uma galáxia vem de todas as suas estrelas, com a radiação das mais quentes e brilhantes competindo com a luz vindo das mais frias e menos brilhantes (porém mais numerosas) utilizamos a cor da galáxia para inferir as suas populações estelares correlação direta entre o tipo da galáxia e a sua cor elípticas são mais avermelhadas que espirais espirais são mais avermelhadas que irregulares dentro do grupo espiral as galáxias tendem a ser mais vermelhas à medida que o bojo fica maior e os braços espirais tornam-se menos estendidos cores das partes mais externas são diferentes da região do bojo

45 A progressão da cor desde as irregulares mais azuladas até as elípticas mais avermelhadas reflete uma tendência na composição da população estelar ELÍPTICAS: predomina Pop. I velha IRREGULARES: predomina Pop. I muito mais jovem ESPIRAIS: mistura é determinada pelo tamanho do bojo (Pop. I velha) em relação ao tamanho dos braços espirais (Pop. I jovem) Pop. II é provavelmente uma fração menor em todas as galáxias, existindo principalmente nos aglomerados globulares e no halo.

46 TAMANHOS conhecendo-se o tamanho angular do objeto e a sua distância podemos tirar o seu diâmetro linear ( s = r q ) problema é definir os limites da galáxia.... Normalmente escolhe-se um nível limite para o brilho observado. O contorno de nível desta intensidade é traçado em torno da imagem. Este “nível isofotal” define o tamanho angular aparente da galáxia Galáxias anãs elípticas e irregulares pequenas tendem a ser as menores galáxias, algumas com apenas 3 kpc de diâmetro Diâmetros típicos são de cerca de 15 kpc gigantes elípticas podem chegar a cerca de 60 kpc maiores cD podem ter diâmetros de até 2 Mpc (mais do que separação entre Andrômeda e a Via Láctea)

47 Luminosidades conhecendo-se as distâncias e os fluxos (medidos logaritmicamente pelas magnitudes aparentes) podemos calcular luminosidades (magnitudes absolutas) problema novamente é definir os limites da galáxia, além de corrigir do efeito da poeira interestelar da Via Láctea corrigir do efeito da extinção interna às galáxias em questão correção K, necessária porque o “redshift” faz com que a luz emitida mude para fora do referencial de repouso da largura do filtro utilizado. Esta correção depende da morfologia! Magnitudes Absolutas variam desde -8 (cerca de 2 x 105 L ) para anãs elípticas -25 (cerca de 1012 L ) para supergigantes elípticas a Via Láctea, se vista de fora, teria -21 (cerca de 2.5 x 1010 L )

48 Efeitos da poeira interestelar da Via Láctea,
da extinção interna às galáxias e a Correção K

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52 Massas (primeiro round)
conhecendo-se a energia irradiada (luminosidade) da galáxia pode-se calcular imaginando-se que L = L e cada estrela, na média, contribui com tanta luz quanto a sua massa permite (assim como acontece com o Sol) estima-se que a massa da Via Láctea seja de 1011 M . Uma melhor estimativa levaria em conta as correções dependentes da morfologia para a quantidade de gás ( cerca de 30%) e poeira (5 %). SUPOSIÇÃO BÁSICA: cada estrela de 1 M contribui com 1 L. Assim sendo as massas das galáxias variam entre 105 < M (M) < 1013

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54 Spirals Ellipticals Irregulars Properties Mass [typical; range]
(solar masses) 1011 ; ; 1010 ; Size (pc) Color Blue arms, reddish bulge reddish bluish Luminosity Stellar Populations Pops I & II Pop II Pop I (Pop II) Interstellar medium Yes Very little Still some Rotation Yes (disk) no Not a lot Fraction 30% 20% 50% Other galaxy types : Peculiar, Interacting, Ring, Starburst, Dwarf, Luminous Infrared, Active Nuclei, Damped Lyman-alpha

55 21-1B ESPECTROS DAS GALÁXIAS NA FAIXA DO VISÍVEL TIPOS ESPECTRAIS
maioria das observações espectroscópicas trata galáxias como objetos únicos registrando informação das regiões nucleares apenas espectros de quatro galáxias são mostrados na próxima figura galáxias elípticas normais galáxias espirais duas galáxias mais ativas do que o normal informações obtidas das observações: redshift atividade dinâmica componente estelar dominante do bojo nuclear exame mais detalhado fornece dicas sobre os movimentos internos e outras populações estelares

56 Espiral Late-type elípticas Formaçao estelar Seyfert (AGN)

57 21-2 GALÁXIAS NA FAIXA DE RÁDIO IMAGEAMENTO NO CONTÍNUO
Radiotelescópios fazem imagens através de síntese de abertura para formar imagens semelhantes ao imageamento com CCD no óptico e fazem uma varredura das frequências na faixa de comprimentos de onda de rádio duas galáxias mais ativas do que o normal Observações no contínuo de rádio medem radiação produzida pelo efeito síncrotron  devem existir campos magnéticos intensos e um componente de partículas altamente energéticas na galáxia Pela sua emissão em rádio podemos separar as galáxias: AGNs (Active Galactic Núclei) ou Galáxias de Núcleo Ativo Seyfert radio galáxias (AGNs que produzem mais de 1033 J/s) quasars Normais (maioria das detectadas na classe de baixa luminosidade são late-type; visto que os bons candidatos a produzir eletrons relativísticos e campos magnéticos altos são os objetos de Pop. I)

58 21-2B RADIAÇÃO DE LINHA E CONTEÚDO DE HI
Linha mais observada é a linha de 21 cm produzida pelo HI Fornece informações sobre conteúdo de hidrogênio neutro das galáxias próximas estimativa da quantidade total de HI na galáxia MHI/ MT e distribuição do HI no sistema curva de rotação em função da distância ao centro galáctico velocidade radial da galáxia quantidade total de HI é função direta do tamanho da galáxia razão da massa de gás hidrogênio para a massa total MHI/ MT , em contraste, depende do tipo da galáxia caráter evolutivo: quanto menor MHI/ MT maior parte do gás original foi condensado em estrelas apenas pequena fração de MHI em relação a MT para espirais e irregulares, sendo 3% para lenticulares e 22% para irregulares Galáxias Irregulares tem portanto maior MHI/ MT do que as Sa

59 21-2B RADIAÇÃO DE LINHA E CONTEÚDO DE HI
Taxa de formação estelar atual depende de quantidade de HI disponível densidade Galáxias espirais Sc e Irregulares não são necessáriamente mais jovens que as Sa, mas seu desenvolvimento foi diferente. Estrelas de Pop II foram observadas em galáxias irregulares, apesar das altas razões MHI/ MT em alguns casos a extensão do hidrogênio é quase o dobro do tamanho óptico da galáxia estudos das Nuvens de Magalhães revelam que existe HI entre as duas galáxias, ambas formando uma “brigde” ou “ponte” para a Via Láctea, e como se fosse um envoltório circundando ambas galáxias.

60 21-3 OBSERVAÇÕES DE GALÁXIAS NO INFRAVERMELHO
Infrared Astronomical Satellite (IRAS) no início dos anos 80 levou este campo a uma maturidade maior, cobrindo 96% do céu nas faixas de 12, 25, 60 e 100 mm, e detectando cerca de galáxias Atualmente temos o ISO (Infrared Satellite Observatory) depende bastante da morfologia assim como no contínuo de rádio e em 21 cm. Poucas E e S0 foram detectadas. Apesar das AGNs emitirem muito no IV as galáxias “normais” são também vistas. Neste último caso a radiação é emitida primariamente pela radiação térmica dos grãos de poeira interestelar aquecidos pela luz das estrelas IRAS forneceu portanto informações sobre conteúdo estelar e distribuição da poeira, em duas formas: cirrus representando o material mais difuso componente mais ativa relacionada com regiões HII

61 Em 1985 Helou, Soifer e Rowan-Robinson encontraram uma
correlação forte entre a emissão no infra-vermelho distante e a emissão por radiação síncroton que é dificil de entender pois os mecanismos de emissão bastante diferentes (elétrons térmicos vs. Síncroton não-térmico)

62 21-4 EMISSÃO EM RAIOS-X DE GALÁXIAS NORMAIS
Einstein Observatory (HEAO-B) no fim dos anos 70 teve função análoga ao IRAS, pois antes tinhamos de nos contentar apenas com os fluxos totais dos objetos Atualmente temos o ROSAT (RÖNTGEN Satellite) Apesar de não tão forte quanto no IV os fluxos em raios-X e rádio são correlacionados para as galáxias normais late-type . Raios-X são produzidos por “thermal bremsstrahlung” ou “radiação de frenamento térmica” no gás interestelar muito quente e/ou nos discos de acresçimento em torno de estrelas compactas Figura mostra visão de Andromeda no visível  luz azul de estrelas e gás bem espalhados rádio (21cm)  anel de emissão intensa e difusa no centro IV em 60 mm  idem rádio, mas com núcleo proeminente raios-X  pequeno número de várias fontes discretas

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64 21-5 CONSIDERAÇÕES TEÓRICAS
Implicações para o esquema de classificações Energética das Galáxias -- Teorema do Virial Massas das Galáxias (segundo round)

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