Capitulo 10 - WordPress.com

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