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UFABC – NHZ3043 – NOÇÕES DE ASTRONOMIA E COSMOLOGIA – Curso 2016.2 Prof. Germán Lugones Capítulo 10 Galáxias The Hubble Ultra Deep Field, is an image of a small region of space in the constellation Fornax, composited from Hubble Space Telescope data accumulated over a period from September 3, 2003 through January 16, 2004. The patch of sky in which the galaxies reside was chosen because it had a low density of bright stars in the near-field. A descoberta das galáxias Por volta do século XVIII vários astrônomos já haviam observado, entre as estrelas, a presença de corpos extensos e difusos, aos quais denominaram "nebulosas". Até 1908, cerca de 15 000 nebulosas haviam sido catalogadas e descritas. Algumas haviam sido corretamente identificadas como aglomerados estelares, e outras como nebulosas gasosas. A maioria, porém, permanecia com natureza inexplicada. O problema maior era que a distância a elas não era conhecida, portanto não era possível saber se elas pertenciam à nossa Galáxia ou não. Somente em 1923 Edwin Hubble proporcionou a evidência definitiva para considerar as "nebulosas espirais" como galáxias independentes, ao identificar uma variável Cefeida na "nebulosa" de Andrômeda (M31). A partir da relação conhecida entre período e luminosidade das Cefeidas da nossa Galáxia, e do brilho aparente das Cefeidas de Andrômeda, Hubble pode calcular a distância entre esta e a Via Láctea, obtendo um valor de ~700 kpc. Isso situava Andrômeda bem além dos limites da nossa Galáxia, que tem 30 kpc de diâmetro. Ficou assim provado que Andrômeda era um sistema estelar independente. Montagem da foto da galáxia Andrômeda, M31, com a imagem da Lua na mesma escala [a Lua é 1,5 milhão de vezes mais brilhante (15,5 magnitudes)]. A Lua não passa próxima da posição da galáxia no céu. A galáxia M 110, sua satélite, está na parte inferior. O primeiro registro conhecido da galáxia é do ano 905 d.C., pelo astrônomo persa Abd Al-Rahman Al Sufi (903-986). Classificação morfológica de galáxias As galáxias diferem bastante entre si, mas a grande maioria têm formas mais ou menos regulares quando observadas em projeção contra o céu, e se enquadram em duas classes gerais: espirais e elípticas. Algumas galáxias não têm forma definida, e são chamadas irregulares. Atualmente se sabe que as galáxias nascem nas regiões de maior condensação da matéria escura. A distribuição destas condensações é aleatória. Se há assimetria na distribuição das condensações em uma região do espaço, a força de maré produzida pela assimetria gera momentum angular na nuvem, e uma galáxia espiral se forma. Se a distribuição local é simétrica, não haverá momentum angular líquido, e uma galáxia elíptica se forma. Um dos primeiros e mais simples esquemas de classificação de galáxias, que é usado até hoje, aparece no livro de 1936 de Edwin Hubble, The Realm of the Nebulae. O esquema de Hubble consiste de três sequências principais de classificação: elípticas, espirais e espirais barradas. Nesse esquema, as galáxias irregulares formam uma quarta classe de objetos. Galáxias Espirais (S) As galáxias espirais, quando vistas de frente, apresentam uma clara estrutura espiral. Andrômeda (M31) e a nossa própria Galáxia são espirais típicas. Elas possuem um núcleo, um disco, um halo, e braços espirais. As galáxias espirais apresentam diferenças entre si principalmente quanto ao tamanho do núcleo e ao grau de desenvolvimento dos braços espirais. Assim, elas são subdivididas nas categorias Sa, Sb e Sc, de acordo com o grau de desenvolvimento e enrolamento dos braços espirais e com o tamanho do núcleo comparado com o do disco. Por exemplo, uma galáxia Sa é uma espiral com núcleo grande e braços espirais pequenos, bem enrolados, de difícil resolução. Existem algumas galáxias que têm núcleo, disco e halo, mas não têm traços de estrutura espiral. Hubble classificou essas galáxias como S0, e elas são às vezes chamadas lenticulares. As galáxias espirais e lenticulares juntas formam o conjunto das galáxias discoidais. bojo maior, braços pequenos e bem Sa enrolados Sb bojo e braços intermediários Sc bojo menor, braços grandes e mais abertos SECTION 24.1 Hubble’s Galaxy Classification 609 40,000 light-years (a) M81 Type Sa (b) M51 Type Sb (c) NGC 2997 Type Sc R I V U X G Mais ou menos metade de todas as galáxias discoidais apresentam uma estrutura em forma de barra atravessando o núcleo. Elas são chamadas espirais barradas e, na classificação de Hubble elas são identificadas pelas iniciais SB. As galáxias barradas também se subdividem nas categoria SB0, SBa, SBb, e SBc. Nas espirais barradas, os braços normalmente partem das extremidades da barra. O fenômeno de formação da barra ainda não é bem compreendido: • A barra poderia ser a resposta do sistema a um tipo de perturbação gravitacional periódica (introduzida. e.g., por uma galáxia companheira). • Poderia ser a consequência de uma assimetria na distribuição de massa no disco da galáxia. • É possível que a barra seja pelo menos em parte responsável pela formação da estrutura espiral, assim como por outros fenômenos evolutivos em galáxias. Nos braços das galáxias espirais normalmente se observa: • material interestelar. • nebulosas gasosas, • poeira, • estrelas jovens, incluindo as super-gigantes luminosas. Nas galáxias espirais mais próximas podem ser vistos: • aglomerados estelares abertos nos braços • aglomerados globulares no halo A população estelar típica das galáxias espirais está formada por estrelas jovens e velhas. Tamanhos e massas das galáxias espirais: • têm diâmetros que variam de 20 mil anos-luz até mais de 100 mil anos-luz. • Estima-se que suas massas variam de 10 bilhões a 10 trilhões de vezes M⊙. • Nossa Galáxia e M31 são ambas espirais grandes e massivas. are designated by the letters SB and are subdivided, like the ordinary spirals, into categories SBa, SBb, and SBc, depending on the size of the bulge. Again, like ordinary spirals, the tightness of the spiral pattern is correlated with the size of the Frequently, astronomers cannot distinguish between spirals and barred spirals, especially when a galaxy happens to be oriented with its galactic plane nearly edge-on toward Earth, as in Figure 24.3. Because of the physical Bar 30,000 light-years (a) NGC 1300 Type SBa (b) NGC 1365 Type SBb (c) NGC 6872 Type SBc R I V U X G FIGURE 24.4 Barred-Spiral Galaxy Shapes Variation in shape among barred-spiral galaxies from SBa to SBc is similar to that for the spirals in Figure 24.2, except that here the spiral arms begin at either end of a bar through the galactic center. In frame (c), the bright star is a foreground object in our own Galaxy; the object at top center is another galaxy that is probably interacting with NGC 6872. (NASA; D. Malin/AAT; ESO) ▲ Barred-Spiral Galaxy Shapes Variation in shape among barred-spiral galaxies from SBa to SBc. (similar to that for the spirals, except that here the spiral arms begin at either end of a bar through the galactic center). In frame (c), the bright star is a foreground object in our own Galaxy. The object at top center is another galaxy that is probably interacting with NGC 6872. (NASA; D. Malin/AAT; ESO) Elípticas (E) As galáxias elípticas apresentam forma esférica ou elipsoidal, e não têm estrutura espiral. Têm pouco gás, pouca poeira e poucas estrelas jovens. Elas se parecem ao núcleo e halo das galáxias espirais. Classificação de Hubble: • Hubble subdividiu as elípticas em classes de E0 a E7, de acordo com o seu grau de achatamento. • Imagine-se olhando um prato circular de frente: essa é a aparência de uma galáxia E0. Inclinemos o prato de forma que ele pareça cada vez mais elíptico. Esse achatamento gradativo representa a sequência de E0 a E7. • Hubble baseou a classificação na aparência da galáxia, não na sua verdadeira forma. • Por exemplo, uma galáxia E0 tanto pode ser uma elíptica realmente esférica quanto uma elíptica mais achatada vista de frente. Mas, uma E7 tem que ser uma elíptica achatada vista de perfil. • Porém, nenhuma elíptica jamais vai aparecer tão achatada quanto uma espiral vista de perfil. Tamanhos e massas das galáxias elípticas: • • • • • As galáxias elípticas variam muito de tamanho, desde super-gigantes até anãs. As maiores elípticas têm diâmetros de milhões de anos-luz. As menores têm somente poucos milhares de anos-luz em diâmetro. As elípticas gigantes, com massas de até 10 trilhões de massas solares, são raras. As elípticas anãs são o tipo mais comum de galáxias. giant ellipticals can range up to hundreds of kiloparsecs across and contain trillions of stars. At the other extreme, dwarf Intermediate between the E7 ellipticals and the Sa spirals in the Hubble classification is a class of galaxies 50,000 light-years (a) M49 Type E2 (b) M84 Type E3 (c) M110 Type E5 R ▲ I V U X G FIGURE 24.5 Elliptical Galaxy Shapes (a) The E2 elliptical galaxy M49 is nearly circular in appearance. (b) M84 is slightly more elongated and classified as E3. Both galaxies lack spiral structure, and neither shows evidence of cool interstellar dust or gas, although each has an extensive X-ray halo of hot gas that extends far beyond the visible portion of the galaxy. (c) M110 is a dwarf elliptical companion to the much larger Andromeda Galaxy. (AURA; SAO; R. Gendler) Elliptical Galaxy Shapes (a) The E2 elliptical galaxy M49 is nearly circular in appearance. (b) M84 is slightly more elongated and classified as E3. Both galaxies lack spiral structure, and neither shows evidence of cool interstellar dust or gas, although each has an extensive X-ray halo of hot gas that extends far beyond the visible portion of the galaxy. (c) M110 is a dwarf elliptical companion to the much larger Andromeda Galaxy. Irregulares (I) Hubble classificou como galáxias irregulares aquelas sem simetria circular ou rotacional, apresentando uma estrutura caótica ou irregular. Muitas irregulares parecem estar sofrendo atividade de formação estelar relativamente intensa, sua aparência sendo dominada por estrelas jovens brilhantes e nuvens de gás ionizado distribuídas irregularmente. Em contraste, observações na linha de 21 cm, que revela a distribuição do gás hidrogênio, mostra a existência de um disco de gás similar ao das galáxias espirais. As galáxias irregulares também lembram as espirais no seu conteúdo estelar, que inclui estrelas de população I e II (jovens e velhas). 5000 light-years (b) (c) R ◀ Small Magellanic Cloud Large Magellanic Cloud (a) I V U X G FIGURE 24.7 Magellanic Clo Magellanic Clouds are prominent fea of the night sky in the Southern Hemi Named for the 16th-century Portuguese Ferdinand Magellan, whose around-the-wor expedition first brought word of these fuzzy pa light to Europe, these dwarf irregular galaxies orbit o and accompany it on its trek through the cosmos. (a) Th relationship to one another in the southern sky reveals bo (b) and the Large (c) Magellanic Cloud to have distorted, irr shapes. (Mount Stromlo & Sidings Spring Observatory; H Exemplos de galáxias irregulares: - a Grande e a Pequena Nuvens de Magalhães (as galáxias vizinhas mais próximas da Via Láctea, visíveis a olho nu no Hemisfério College Observatory; Royal Observatory, Edinburgh) Sul). - A massa da Grande Nuvem é da ordem de 6 × 109 M⊙. 20,000 light-years (a) NGC 4449 25,000 light-years (b) NGC 1569 R ▲ I V U X G FIGURE 24.8 Irregular Galaxy Shapes (a) The strangely shaped galaxy NGC 4449 resides within a group of galaxies nearly 4 million parsecs away; it’s likely that its peculiar shape results from interactions with its companions that have caused huge rearrangements Irregular Galaxy Shapes of its stars, gas, and dust. (b) The galaxy NGC 1569 seems to show an explosive appearance, probably the result of a recent galaxywide burst of star formation. (NASA) (a) The strangely shaped galaxy NGC 4449 resides within a group of galaxies nearly 4 million parsecs away; it’s likely that its peculiar shape results from interactions with its companions that have caused huge rearrangements of its stars, gas, and dust. (b) The galaxy NGC 1569 seems to show an explosive appearance, probably the result of a recent galaxy wide burst of star formation. (NASA) Shape and structural properties Spiral/Barred Spiral (S/SB) Elliptical*(E) Highly flattened disk of stars and gas, containing spiral arms and thickening central bulge. Sa and SBa galaxies have the largest bulges, the least obvious spiral structure, and roughly spherical stellar halos. SB galaxies have an elongated central “bar” of stars and gas. No disk. Stars smoothly distributed through an ellipsoidal volume ranging from No obvious structure. Irr II nearly spherical (E0) to very attened galaxies o en have “explosive” (E7) in shape. No obvious appearances. substructure other than a dense central nucleus. Disks contain both young and old stars; halos consist of old stars Contain old stars only. only. Disks contain substantial amounts Contain hot X-ray–emitting gas, Gas and dust of gas and dust; halos contain little little or no cool gas and dust. of either. Stellar content Star formation Ongoing star formation in spiral arms. No signi cant star formation during the last 10 billion years. Stellar motion Gas and stars in disk move in circular orbits around the galactic Stars have random orbits in three center; halo stars have random dimensions orbits in three di- mensions. Irregular (Irr) Contain both young and old stars. Very abundant in gas and dust. Vigorous ongoing star formation. Stars and gas have highly irregular orbits. Hubble’s tuning-fork diagram is still used today and helps clarify our discussion of “normal” galaxies in the universe. Sa Sb Sc Irr E0 E4 E7 S0 SBa ▲ SBb SBc FIGURE 24.9 Galactic “Tuning Fork” The placement of the four basic types of galaxies—ellipticals, spirals, barred spirals, and irregulars—in Hubble’s “tuning-fork” diagram is suggestive of evolution, but this galaxy classification scheme has no known physical meaning. As we will see in Chapter 25, galaxies do evolve, but not (in either direction) along the “Hubble sequence” defined by this figure. Galactic “Tuning Fork” The placement of the four basic types of galaxies—ellipticals, spirals, barred spirals, and irregulars—in Hubble’s “tuning-fork” diagram is suggestive of evolution, but this galaxy classification scheme has no known physical meaning. As we will see later, galaxies do evolve, but not (in either direction) along the “Hubble sequence” defined by this figure. Formação estelar nas galáxias elípticas e espirais: • As galáxias elípticas foram formadas de nuvens com baixo momentum angular, enquanto as espirais de nuvens com alto momentum angular. • Como a rotação inibe a formação estelar pois dificulta a condensação da nuvem, as estrelas se formam mais lentamente nas galáxias espirais, permitindo que o gás per e a formação estelar se estenda até o presente. Massas das galáxias Assim como a massa de uma estrela é a sua característica física mais importante, também nas galáxias a massa tem um papel crucial, não apenas em sua evolução como sistemas individuais, mas na evolução do próprio Universo. Por exemplo, da quantidade de massa das galáxias depende a densidade de matéria visível do Universo. A melhor maneira de medir a massa é a partir das velocidades das estrelas devido à atração gravitacional entre elas. Em galáxias elípticas, 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. Massas de galáxias elípticas As massas das galáxias elípticas podem ser determinadas a partir do Teorema do Virial, segundo o qual num sistema estacionário (cujas propriedades não variam no tempo), a soma da energia potencial gravitacional das partículas e o dobro de sua energia cinética, é nula, ou seja: EG + 2 EC = 0 onde EG é a energia potencial gravitacional e EC é a energia cinética. Podemos considerar uma galáxia como um sistema estacionário (pois ela não está nem se contraindo nem se expandindo), cujas partículas são as estrelas. ➡A energia cinética das estrelas na galáxia pode ser escrita como EC = Mv2 /2, onde M é a massa total da galáxia e v é a velocidade média das estrelas, medida pelo alargamento das linhas espectrais. ➡A energia potencial gravitacional é EG = -GM2 /2R, onde R é um raio médio da galáxia que pode ser estimado a partir da distribuição de luz. Substituindo no teorema do viria obtemos: Melipticas 2v 2 R = G Esse mesmo método pode ser usado também para calcular as massas de aglomerados de galáxias, assumindo que eles são estacionários: • Nesse caso, consideraremos cada galáxia como uma partícula do sistema. • A energia cinética pode ser calculada pelos deslocamentos das linhas espectrais, • A energia potencial gravitacional pode ser calculada pela separação média das galáxias do aglomerado. Massas de galáxias espirais As galáxias espirais têm grande parte das estrelas confinadas ao plano do disco, com órbitas quase circulares, e velocidades que dependem da distância ao centro. Em galáxias espirais, nas quais o movimento circular das estrelas no disco é dominante sobre o movimento desordenado das estrelas do bojo, a massa pode ser determinada através da curva de rotação, v(R). As velocidades de rotação em cada ponto são obtidas medindo o deslocamento Doppler das linhas espectrais. Assumindo que a maior parte da massa da galáxia está no bojo interno, e que portanto o movimento rotacional das estrelas no disco é determinado pela massa do bojo, podemos determinar essa massa através da igualdade da força gravitacional com a força centrífuga, da mesma maneira como determinamos a massa da nossa Galáxia. Chamando M(R) a massa interna ao raio R, temos que Frequency Frequency Frequency Blueshifted Approaching Unshifted The observer actually sees a combination of all wavelengths emitted by the galaxy. Receding Frequency Redshifted Narrated FIGURE 24.11 Galaxy Rotation A galaxy’s rotation causes some of the radiation it emits to be blueshifted and some to be redshifted. From a distance, when all the radiation from the galaxy is combined into a single beam and analyzed spectroscopically, the redshifted and blueshifted components produce a broadening of the galaxy’s spectral lines. The amount of broadening is a direct measure of the rotation speed of the galaxy, such as NGC 4603 shown here. (NASA) Galaxy Rotation A galaxy’s rotation causes some of the radiation it emits to be blueshifted and some to be redshifted. From a distance, when all the radiation from the galaxy is combined into a single beam and analyzed spectroscopically, the redshifted and blueshifted components produce a broadening of the properties.* Thus, when I supernova observed in is ameasuring the amount of broadening, we can of therefore galaxy’s spectral lines.a Type The amount of isbroadening direct measure of the rotation speed the detera distant galaxy (we assume that it occurs in the galaxy, mine the galaxy’s rotation speed. Once we know that, the galaxy, such as NGC 4603 shown here. (NASA) not in the foreground), astronomers can quickly obtain an Tully-Fisher relation tells us the galaxy’s luminosity. accurate estimate of the galaxy’s distance. An important alternative to standard candles was discovered in the 1970s, when astronomers found a close correlation between the rotational speeds and the luminosities of spiral galaxies within a few tens of megaparsecs of the The particular line normally used in these studies actually lies in the radio part of the spectrum. It is the 21-cm line of cold, (Sec. 18.4) This line is neutral hydrogen in the galactic disk. used in preference to optical lines because (1) optical radiation is strongly absorbed by dust in the disk under study and (2) the Relação de Tully-Fisher Faber e Jackson, em 1976, mostraram que a luminosidade das galáxias elípticas verifica L ∝ v4 (relação de Faber-Jackson, para galáxias elípticas) onde v é a velocidade média v das estrelas da galáxia. Tully e Fisher encontraram uma relação similar para as espirais, L ∝ v4 (relação de Tully-Fisher, para galáxias espirais) Galáxias mais luminosas têm, em média, maiores velocidades de rotação, significando que são mais massivas. A velocidade de rotação das espirais pode ser obtida de maneira relativamente fácil através de observações em 21 cm. Portanto, a relação de Tully-Fisher pode ser usada para estimar as distâncias de galáxias espirais remotas. SECTION 24.2 The Distribution of Galaxies in Space 617 Calculo de distâncias usando a alactic Distance Ladder An inverted pyramid relação de Tully-Ficher echniques used to study different realms of the ‣ Primeiro, calibra-se a relação usando-se galáxias espirais próximas o suficiente para se medir suas distâncias usando Cefeidas variáveis. tep accumulate, so the distances to the least well known. ‣ Depois mede-se a velocidade axies de rotação da galáxia distante através dathelinha emmajor 21 cm, he locations of all known astro-e a the relação ∝ Our v4 para aboutusa-se 1 Mpc of Milky L Way. Galzen orinferir so satellite suagalaxies—including luminosidade. the discussed earlier and a small companion warf” in the figure) lying almost within ‣ Comparando-se a e. The Andromeda Galaxy, lying 800 kpc ~1 Gpc L Standard candles Time ~200 Mpc Tully-Fisher ~25 Mpc Variable stars Time ~10,000 pc ~200 pc Distance hown in the bottom four rungs of the ladder— ax, spectroscopic parallax, and variable stars— st galaxies. To go farther, we must use other the Tully-Fisher relation and the use of standard ces determined by the four lowest techniques. OBAFGKM Spectroscopic parallax Stellar parallax ~1 AU Radar ranging luminosidade com a magnitude aparente da galáxia obtém-se sua distância. Earth Sextans Aglomerados de galáxias As galáxias não estão distribuídas aleatoriamente no espaço, mas se concentram em grupos. Exemplos: - o Grupo Local, que contém cerca de 54 galáxias, - grandes aglomerados, como o grande aglomerado de Virgem, que contém 2500 galáxias. As 2500 galáxias do cúmulo de Virgem, movendo-se a 750 km/s, são insuficientes por um fator de 100 para manter o cúmulo gravitacionalmente estável, indicando novamente que a matéria escura deve ser dominante. Recentemente a detecção pela emissão de raio-X do gás quente no meio entre as galáxias dos cúmulos indica que um terço da matéria originalmente chamada de escura é na verdade gás quente. Mas pelo menos dois terços da matéria escura não pode ser bariônica, ou a quantidade de hélio e deutério do Universo teria que ser diferente da observada, como explicaremos no capítulo de Cosmologia. O Grupo Local O grupo de galáxias ao qual a Via Láctea pertence chama-se Grupo Local. É um aglomerado pequeno ao pertencem também a Grande Nuvem de Magalhães e a Pequena Nuvem de Magalhães Desde 2003 foram descobertas várias galáxias anãs na região do Grupo Local, entre as quais uma anã localizada a apenas 25 mil anos-luz de distância, na direção do centro galáctico. Essa é atualmente a galáxia mais próxima, e só não foi detectada antes devido a estar numa região de grande extinção e ter brilho superficial muito baixo. No total, o grupo local contém pelo menos 3 galáxias espirais, 1 elíptica, 14 galáxias irregulares de diferentes tamanhos, e 27 anãs elípticas, além de 5 ainda sem classificação. A maioria das galáxias se encontram orbitando a Via Láctea ou Andrômeda, dando uma aparência binária ao Grupo Local. Earth Sextans dwarf Ursa Minor dwarf Draco dwarf M33 Milky Way M32 Carina dwarf Large Magellanic Cloud M31 (Andromeda) M32 And I Sculptor dwarf Small Fornax Magellanic Cloud dwarf NGC 147 NGC 185 And II And III M33 Draco Sextans IC 1613 Ursa Minor Milky Way Sculptor Sagittarius SMC NGC 6822 0 pc 500,000 pc Fornax LMC Carina 1,000,000 pc Leo II Leo I Sagittarius dwarf 100 kpc Outros aglomerados de galáxias Outros aglomerados de galáxias variam de grupos pequenos a aglomerados compactos. ‣ O aglomerado de Fornax, relativamente próximo, apresenta um conjunto variado de tipos de galáxias, embora tenha poucos membros. ‣ O grande aglomerado de Coma cobre 20 milhões de anos-luz no espaço (2 graus de diâmetro) e contém milhares de membros. ‣ O aglomerado de Virgem tem no centro as galáxias elípticas gigantes M84 e M86, situadas a uma distância de 34 milhões de anos-luz. Ele também cobre 20 milhões de anos-luz no espaço e é um dos mais espetaculares do céu. Suas quatro galáxias mais brilhantes são galáxias elípticas gigantes, embora a maior parte das galáxias membros visíveis sejam espirais. ‣ O aglomerado de Virgem é tão massivo e tão próximo que influencia gravitacionalmente o Grupo Local, fazendo com que nos movamos na sua direção. A galáxia elíptica gigante M87, também do aglomerado, contém um buraco-negro massivo em seu centro, com massa de 1,3 × 109 M⊙. Aglomerado de Coma: quase todo objeto visto nesta foto é uma galáxia do aglomerado. Imagem do centro do aglomerado de galáxias do Fornax, a 15 Mpc de distância e RA=3h 36m, DEC=-35°37m, obtida pela VISTA/ESO, cobrindo 1°×1,5° do céu. No centro está a galáxia elíptica tipo E1 NGC 1399. Abaixo desta a E1 NGC 1404 e a esquerda desta a irregular NGC 1427. Superaglomerados 7S 224 A569 A 3581 Hydra Virgo Camelopardus Perseus Local Group Fornax-Eri Pegasus A2911 A2870 A194 pc Centaurus Pavo Ele tem um diâmetro de aproximadamente 100 milhões de anos-luz e aproximadamente uma massa de cerca de 1015 M⊙, contendo o Grupo Local de galáxias, e o aglomerado de Virgem. A779 M O superaglomerado mais bem estudado é o Superaglomerado Local, porque fazemos parte dele. Coma A1367 10 0 Em 1953, o astrônomo francês Gérard de Vaucouleurs demonstrou que os aglomerados de galáxias também formam superaglomerados. Interação entre galáxias Galáxias em aglomerados estão relativamente próximas umas das outras, i.e. as separações entre elas não são grandes comparadas com seus tamanhos. • O espaçamento entre as galáxias é ~100 vezes o seu tamanho, • a distância média entre as estrelas é da ordem de ~1 parsec ~ 107 diâmetros solares! Isso significa que provavelmente essas galáxias estão em frequentes interações umas com as outras. As observações mostram muitos exemplos de pares de galáxias com aparências estranhas que parecem estar interagindo uma com a outra. Muitos desses casos podem ser explicados em termos de efeitos de maré gravitacional, que tendem a esticar os objetos na direção de aproximação. Além de "pontes" de matéria entre as galáxias interagentes, se formam caudas de matéria que saem de cada galáxia na direção oposta à outra. Devido à rotação das galáxias, as caudas e pontes podem assumir formas esquisitas NGC 4676, ou as Galáxias dos Ratos, são duas galáxias espirais no aglomerado de Coma. Eles começaram o processo de colisão e fusão há cerca de 290 milhões de anos atrás. As caudas longas são produzidas pela ação da maré, i.e. a diferença relativa entre forças gravitacionais nas partes próximas e distantes de cada galáxia. Provavelmente, eles vão continuar a colidir até que se fundam. Fusão de galáxias e canibalismo galáctico Se as galáxias colidem com velocidade relativamente baixa, elas podem evitar a disrupção por maré. Os cálculos mostram que algumas partes das galáxias que colidem podem ser ejectadas, enquanto as massas principais se convertem em sistemas binários (ou múltiplos) com pequenas órbitas ao redor uma da outra. O sistema binário recentemente formado encontra-se envolto em um envelope de estrelas e possivelmente matéria interestelar, e eventualmente pode se fundir formando uma única galáxia. Esse processo é especialmente provável nas colisões entre os membros mais massivos de um aglomerado de galáxias, que tendem a ter velocidades relativamente mais baixas. A fusão pode converter galáxias espirais em elípticas. ◀ E 50,000 light-years R I V U X G b (l le in m y A galáxia Cartwheel (roda lisions de carro) pode ter resultado d confines a rich galaxy cluster de umaofcolisão com uma h thousands of member das galáxias menoresgalaxies à arsecs, we might direita, o que expect gerou that um col(Sec. 24.2) Gas d be common. anel de formação de osphere, and hockey players colestrelas se expandindo para xies in clusters collide, too? The fora do disco galáctico. le fact plays a pivotal role in our ies evolve. Estathe é uma imagem shows aftermath of a bull’sde coresone falsas mallcomposta galaxy (perhaps of the quatro bandas hatcombinando is by no means certain) and espectrais: t. The result isinfravermelho the “Cartwheel” em vermelho m Earth, its halo (Spitzer), of young stars visível emripple verde a pond. The is (Hubble), most likely he ultravioleta passage of the emsmaller azul galaxy The disturer one. (Galex),(Sec. e de23.5) raios-X em ward from the region(NASA) of impact, roxo (Chandra). xample of a close encounter that collision. Two spiral galaxies are One of these galaxies may have “splashed” through the big one, triggering star formation. 200,000 light-years R ▲ FIGURE I V U X G 25.5 Cosmic Cartwheel The “Cartwheel” galaxy (left) O termo fusão de galáxias é usado em referência à interacção entre galáxias de tamanhos semelhantes. Quando uma galáxia muito grande interage com outra muito menor, as forças de maré da galáxia maior podem ser muito fortes. Isso pode destruir a estrutura da galáxia menor cujos pedaços serão então incorporados pela maior. Astrônomos chamam este processo de canibalismo galáctico. A grande Galáxia Whirlpool (Galáxia do Redemoinho; Messier 51) é conhecida por seus braços espirais bem definidos. Imagem composta (NASA): Raios-X, UV, visível e IV. Simulações numéricas mostram que a galáxia menor passou pelo disco de M51 há 500 milhões de anos. A interação comprime o gás e dispara intensos surtos de formação estelar. Muitas vezes, o encontro entre as galáxias não é forte o suficiente para resultar em fusão. Numa interacção mais fraca, ambas as galáxias sobrevivem, mas o efeito de maré pode fazer surgirem caudas de matéria, em um ou ambos lados das duas galáxias. Muitas galáxias com aparências estranhas, que não se enquadram em nenhuma das categorias de Hubble, mostram evidências de interações recentes. Simulações por computador mostram que sua forma pode ser reproduzida por interacção de maré, em colisões. Collisions seen in these real images at left can be studied in computer simulations like that at right. Super star clusters Such simulations demonstrate the crucial role played by dark-matter halos during galaxy interactions. Galaxy cores Super star clusters 10,000 light-years (a) ▲ FIGURE R I V U X G (b) 25.8 Galaxy Collision (a) The long tidal “tails” (black-and-white image at left) mark the final plunge Galaxy Collision (a) Long tidal “tails” (black-and-white image at left) of the “Antennae” of the “Antennae” galaxies a few tens of millions of years ago. Strings of young, bright “super star clusters” (magnified color image atacenter) causedof by violent shock waves the gasStrings disks of theof two young, colliding galaxies. galaxies fewweretens millions of produced years inago. bright “super star (b) A computer simulation of the encounter shows many of the same features as the real object at left. (AURA; clusters” (magnified color image at center) were caused by violent shock waves produced in the NASA; J. Barnes) gas disks of the two colliding galaxies. (b) A computer simulation of the encounter shows many of the same features as the real object at left. (AURA; NASA; J. Barnes) ANIMATION/VIDEO G intact, with more or less the same Hubble type as it had before the merger (Figure 25.15b). This is the most likely way for large spirals to grow—in our own Galaxy Resultado recentes departicular, simulações em probably formed in such a manner. computador que: Supportingmostram evidence for this general picture comes from observations that spiral galaxies are relatively rare in regions of high galaxy density, • Colisões podem transformar such as the central regions of rich galaxy clusters. galáxias espirais elípticas: a view Major These observations areem consistent with the merger that the fragile disks of spiral galaxies are easily interacção pode retirar gás, estrelas destroyed by collisions, which are more common ein poeira das duas galáxias, dense galactic environments. Spirals also seem to be more common at larger redshifts (that is, in transformando-as em uma elíptica. the past), implying that their numbers are decreasing with time, presumably also as the result of collisions. However, nothing in this area of astronomy (a) • A colisão pode também direcionar is clear-cut, and astronomers know of numerous grande quantidade delow-density gás ao centro isolated elliptical galaxies in regions of the universe are hard to explain as the result da elípticathat resultante, propiciando a of mergers. In addition, the competition between criação de um buraco negro. infall, which acts to sustain galactic disks, and collisions, which tend to destroy them, remains poorly Minor understood, as is the effect of activity in galactic • Em contrapartida, se uma grande merger nuclei, to be discussed in Section 25.4. espiral absorve uma companheira In principle, the starbursts associated with galaxy mergersoleave their imprint on the star-formation menor, resultado provável é history of the universe in a way that can be correlated meramente uma espiral comof with the properties of galaxies. As maior, a result, studies star formation in distant galaxies have become a very grande parte da sua geometria important way of testing and quantifying the details (b) original of the entire inalterada. hierarchical merger scenario. A collision of two big spirals generally destroys their elegant shapes c Two spirals Elliptical galaxy cbut the assimilation of a small galaxy usually preserves the spiral shape. Dwarf galaxy Enhanced spiral Spiral FIGURE 25.15 Galaxy Mergers (a) When comparably sized galaxies come together, the result is probably an elliptically shaped galaxy, as their ▲ Galáxias ativas ‣ ‣ ‣ ‣ ‣ ‣ ‣ ‣ Galáxias bem mais luminosas que as normais (em geral). Apresentam rápida variabilidade na luminosidade Alto contraste de brilho entre o núcleo e o resto da galáxia Linhas de emissão alargadas indicando rápidos movimentos internos na região de produção de energia Emissão de energia não-estelar que não pode ser explicada pela combinação da emissão de trilhões de estrelas Galáxias ativas: são encontradas em geral a grandes distâncias. As mais ativas são as mais distantes Objetos mais remotos correspondem ao Universo de muito tempo atrás: condições físicas eram mais violentas do que é hoje em dia 624 CHAPTER 24 Galaxies Galaxias normais: Active galaxy A maior parte da radiação é emitida próximo do visível e provém de estrelas (luz acumulada das estrelas). O espectro de radiação é de Planck. Intensity Normal galaxy Radio Infrared Visible X-ray Higher frequency Longer wavelength ▲ 40,000 light-years Galáxias ativas: FIGURE 24.19 Galaxy Energy Spectra The energy emitted by a normal galaxy differs significantly from that emitted by an active galaxy. This plot illustrates the general spread of intensity for all galaxies of a particular type and does not represent any one individual galaxy. Gráfico ilustrativo das diferentes distribuições de energia emitida por uma galáxia normal e energia emitida por galáxia ativa. currently characterized by widespread episodes of star formation, most likely as a result of interactions with a neighbor. The irregular galaxy NGC 1569 shown in Figure 24.8 R I V a radiação dominante 7742 resembles a fried egg, with a ring of blue star-fo não tem estelar. surrounding a veryorigem bright yellow core that spans abo active galaxy combines star formation with intense e Espectro não-térmico. central nucleus and lies roughly 24 Mpc away. (NASA ▲ FIGURE 24.20 Active Galaxy This image of th of active galaxies and that “normal” and “a Tipos de Galáxias Ativas • Galáxias de Seyfert: núcleo pequeno; linhas de emissão alargadas • Rádio-galáxias: Lrádio > 1040 erg/s • Objetos BL Lacertae: rápida variabilidade rádio, infravermelho, visível, e frequencias maiores • Objetos “quasi-stellar” (quasares): L~103 vezes maior que a de uma galáxia espiral normal. 630 CHAPTER 24 Galaxies Quasars Os quasares, cujo nome vem de Quasi Stellar Radio Sources, foram descobertos em 1960, como fortes fontes de rádio, com aparência ótica aproximadamente estelar, azuladas. Muito provavelmente são galáxias com buracos negros fortemente ativos no centro. São objetos extremamente compactos e luminosos, emitindo mais do que centenas de galáxias juntas, isto é, até um trilhão de vezes mais do que o Sol. São fortes fontes de rádio, variáveis, e seus espectros apresentam linhas largas com efeito Doppler indicando que eles estão se afastando a velocidades muito altas, de até alguns décimos da velocidade da luz. R I V U X G FIGURE 24.29 Typical Quasar Although quasars are the most The quasar’s much greater distance makes it appear fainter luminous objects in the universe, they are often unimpressive in than the stars, butoptical intrinsically is much, much brighter. Often appearance. In this image, a it distant quasar (marked by an arrow) in appearance, are generally via their isstarlike seen close (in the sky) toquasars nearby normal stars. Theidentified quasar’s much greater makes it appear fainter than the stars, but intrinsically unusualdistance nonstellar colors or spectra. (SDSS) it is much, much brighter. Often starlike in appearance, quasars are generally identified via their unusual nonstellar colors or spectra. (SDSS) ▲ O modelo mais aceito é que os quasares possuem buracos negros com massas de 106 a 109 M⊙ localizados no núcleo de galáxias ativas. SECTION 24 Jet of high-speed particles O buraco negro central acreta gás e estrelas da sua vizinhança, emitindo intensa radiação enquanto a matéria se acelera, espiralando no disco de acreção, e parte da matéria é ejetada por conservação de momento angular. Magnetic field lines Accretion disk Black hole Na aceleração da matéria, a energia liberada é da ordem de 0,1 mc2, comparada com 0,007 mc2 na reação nuclear mais energética conhecida, a transformação de 4 átomos de hidrogênio em um átomo de hélio. Quando o buraco negro consumir toda matéria circundante, ele cessará de emitir. FIGURE 24.31 Active Galactic Nucleus The leading theory for the energy source in active galactic nuclei holds that these objects are powered by material accreting onto a supermassive black hole. As matter spirals toward the hole, it heats up, producing large amounts of energy. At the same time, high-speed jets of gas can be ejected perpendicular to the accretion disk, forming the jets and lobes observed in many active objects. ▲ SECTION 24 No disco de acreção, as regiões internas giram mais rapidamente do que as regiões externas (terceira lei de Kepler), causando a fricção entre as partículas do gás. Jet of high-speed particles Magnetic field lines A fricção esquenta o gás e faz as partículas perderem energia e espiralarem em direção ao buraco negro. À medida que espirala, a matéria é acelerada a velocidades supersônicas e aquecida a milhões de graus, emitindo enormes quantidades de radiação. Accretion disk Black hole FIGURE 24.31 Active Galactic Nucleus The leading theory for the energy source in active galactic nuclei holds that these objects are powered by material accreting onto a supermassive black hole. As matter spirals toward the hole, it heats up, producing large amounts of energy. At the same time, high-speed jets of gas can be ejected perpendicular to the accretion disk, forming the jets and lobes observed in many active objects. ▲ SECTION 24 O espiralamento causa o acúmulo de matéria na borda interna do disco, aumentando a pressão dos gases nesse local. Jet of high-speed particles Magnetic field lines Como meio de se livrar do excesso de pressão, o disco libera parte do gás, que é ejetado na direção onde a resistência a seu escape é mais baixa, ou seja, perpendicularmente ao disco. O campo magnético do gás (que por ser muito quente está ionizado) ajuda a colimar a matéria liberada, formando os jatos estreitos que são observados em grande parte das galáxias ativas. Accretion disk Black hole FIGURE 24.31 Active Galactic Nucleus The leading theory for the energy source in active galactic nuclei holds that these objects are powered by material accreting onto a supermassive black hole. As matter spirals toward the hole, it heats up, producing large amounts of energy. At the same time, high-speed jets of gas can be ejected perpendicular to the accretion disk, forming the jets and lobes observed in many active objects. ▲ Quasar Jets This radio image of the quasar 3C 175, which is some 3000 Mpc away, shows radio jets feeding faint radio lobes. The lobes themselves span approximately a million light-years. Quasar Lobes R I V U X Typical Quasar Although quasars are the most in the universe, they are often unimpressive in G 300,000 light-years R I V U X G Para os quasares precisamos usar a fórmula relativística do efeito Doppler para medir a velocidade através do avermelhamento z: onde ! é o ângulo entre o vetor velocidade e a linha de visada. Por exemplo, um quasar que tem deslocamento Doppler z = Δ"/" = 5 indicaria uma velocidade de 5 vezes a velocidade da luz, se utilizarmos a fórmula do deslocamento Doppler não relativístico, v/c = Δ"/". Mas o deslocamento Doppler relativístico é dado por: de modo que a velocidade é dada por: DIMais SCOV ERY quasares 25-1 foram de 200 000 descobertos com o Sloan Digital Sky The Sloan Digital Sky Survey Survey. Many of the photographs used in this book—not to mention most of the headline-grabbing imagery found in the popular Os maisfrom distantes apresentam ~10. very exmedia—come large, high-profile, and zusually pensive instruments such as NASA’s Hubble Space Telescope and the European Southern Observatory’s Very Large TeleOinSloan Survey (SDSS) views é o of scope Chile. Digital (Secs. Sky 5.3, 5.4) Their spectacular deepmais space ambicioso have revolutionized our view of the universe. Yet a levantamento less well-known, considerably cheaper, but no less ambitious, astronômico em andamento na project may, in the long run, have every bit as great an impact atualidade. O understanding SDSS foi iniciado em 2000 on astronomy and our of the cosmos. Sloan Digital Sky Survey (SDSS), a 5-year project that eThe quando concluído, fornecerá imagens began scientific operation in 2000 and has since been extended mais de ummap quarto do of untilópticas 2014, wascobrindo designed to systematically out a quarter the entire on mapa a scale and at a level of precision never before céu eskyum tridimensional com cerca attempted. It has cataloged almost 1 billion celestial objects, rede um milhãobrightnesses de galáxias quasares. cording their apparent at fiveedifferent colors A (wavelength ranges) spread the optical and near-infrared medida que oacross levantamento progride, part os of the spectrum. In addition, spectroscopic follow-up observations dados são liberados para a comunidade have determined redshifts and hence distances to 1.5 million galaxies and 230,000 data have used to concientífica (e quasars. para oThese público embeen geral) em struct detailed redshift surveys (see Section 26.1), and to probe incrementos anuais. the structure of the universe on very large scales. The sensitivity of the survey is such that it can detect bright galaxies like our ownO outSDSS to distances of more 1 billion parsecs. utiliza umthan telescópio comVery umbright objects, such as quasars and young starburst galaxies, are detectprimário de 2.5 metros de ableespelho almost throughout the entire observable universe. The first figure shows the Sloan Survey telescope, a specialdiâmetro, totalmente dedicado ao projeto. purpose 2.5-m instrument sited in Apache Point Observatory, recent highlights, SDSS has detected the largest known structure in the universe, observed the most distant known galaxies and quasars, and has been instrumental in pinning down the key observational parameters describing our universe (see Chapter 26). SDSS impacts astronomy in areas as diverse as the large-scale