HISTÓRIA. presença no céu de objetos difusos. nebulosas + nebulosas espirais. Kant (~1755) : nebulosas espirais = nossa galáxia UNIVERSOS ILHA

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2 HISTÓRIA Século XVIII presença no céu de objetos difusos nebulosas + nebulosas espirais Kant (~1755) : nebulosas espirais = nossa galáxia UNIVERSOS ILHA

3 Distância desconhecida : não era possível verificar se pertenciam a nossa galáxia... Edwin Hubble (1923): determinação da distância de Andrômeda à nossa Galáxia através das variáveis cefeidas

4 Distância desconhecida : não era possível verificar se pertenciam a nossa galáxia... Edwin Hubble (1923): determinação da distância de Andrômeda à nossa Galáxia através das variáveis cefeidas relação entre período e luminosidade bem conhecida Curva de luz Períodos observados entre diferentes Cefeidas : 1 a 100 dias m - M = 5 log D - 5

5 Unidades: 1 M g 1 pc km 3.3 anos-luz GALÁXIAS Sistemas auto-gravitantes constituídos por : estrelas gás poeira matéria escura raios cósmicos (90% p, 9% el. + pesados)

6 MORFOLOGIA: CLASSIFICAÇÃO DE HUBBLE (classificação quanto à aparência) Hubble fez esta classificação em 1924 usando o telescópio de 2.5 m do Mount Wilson espirais irregulares elípticas lenticulares espirais barradas Atenção: não é um diagrama evolutivo

7 PRINCIPAIS CARACTERÍSTICAS DOS DIFERENTES TIPOS DE GALÁXIAS

8 ESPIRAIS disco em rotação, braços de espirais e bojo densidade estelar maior no centro do bojo halo extenso de estrelas velhas e de brilho fraco isoladas e em aglomerados globulares Sa, Sb e Sc classificação de acordo com tamanho do bojo

9 correlação bojo braços de espirais Galáxias Sa (bojos maiores) Galáxias Sc (bojos menores) espirais quase circulares e pouco delimitadas -espirais mais espalhadas e mais definidas -presença maior de nós de matéria (estrelas + gás)

10 a maior parte da luz vinda das espirais estrelas A - G do disco braços de espirais estrelas O e B (coloração azulada) discos ricos em gás e poeira braços de espirais contém sítios de formação estelar recente e nuvens de gás e poeira mais densos Tipo Sc contém mais gás e poeira, Sa contém menos

11 M104 Galáxia sombreiro É uma galáxia Sa poeira no disco que obscurece a luz vinda das estrelas. halo

12 ESPIRAIS BARRADAS galáxias espirais com a presença de uma barra alongada de gás e estrelas no bojo SBa, SBb e SBc classificação de acordo com tamanho do bojo Braços de espirais projetam-se a partir da barra

13 Espirais normais e barradas têm as mesmas propriedades físicas e de composição química do gás e estrelas difícil distinção entre os tipos Talvez a nossa Galáxia seja barrada (SBb ou SBc)

14 ELÍPTICAS sem estrutura espiral e sem disco E0 E7 classificação quanto à elipticidade contém estrelas velhas sem formação estelar sem gás (frio) interestelar densidade de estrelas cresce da borda para o centro Estrelas com órbitas randômicas

15 A massa de elípticas é estimada de forma diferente da massa galáxias espirais: TEOREMA DO VIRIAL supondo que as estrelas dentro da galáxias tenham atingido uma situação de equilíbrio orbital, ou seja, as órbitas estão VIRIALIZADAS: 2 K U 2 2 M v GM K ; U 2 R considerando que v ~ 3v 2 2 ( velocidade na linha de visada) 2 M 3R < v G <V> = dispersão de velocidades R = raio médio da galáxia Obs: Fórmula diferente da massa estimada de galáxias espirais: M=Rv 2 /G v= velocidade de rotação

16 ELÍPTICAS elípticas gigantes: diâmetro de n Mpc com 1 trilhão de estrelas elípticas anãs: diâmetro de ~ 1 kpc com poucos milhões de estrelas mais comuns Comparação: Nossa Galáxia: diâmetro ~ 30 kpc

17 LENTICULARES Evidência de disco e bojo, pouco gás e sem estrutura espiral constituído por estrelas velhas S0= sem barra SB0=com barra

18 IRREGULARES gás interestelar, estrelas jovens, sem estrutura definida Irr1 e Irr2 intensa formação estelar Contém estrelas frequentemente encontram-se junto a galáxias maiores Irr2

19 IRREGULARES Galáxias Irr1 Distância medida com Cefeidas: 50 kpc do centro da Galáxia

20 Propriedades das Galáxias ESPIRAIS ELÍPTICAS IRREGULARES Forma e estrutura Presença de um disco contendo braços de espirais. Presença de bojo. Presençade halos ~ esféricos Sa e SBa = maiores bojos e estrutura espiral menos definida. SB = presença de barras centrais contendo gás e estrelas Estrelas distribuídas dentro de um volume elíptico E0= esférico E7= + alongado Densidade de estrelas maior no centro Estrutura não óbvia Irr1= espirais deformadas Irr2= aparência explosiva Conteúdo estelar Gás e poeira Formação estelar Dinâmica Disco = estrelas jovens e velhas Halo = estrelas velhas Estrelas velhas Estrelas jovens e velhas preferencialmente no disco Halo de gás muito quente Abundante em gás e poeira Formação nos braços de espirais Disco = gás + estrelas movimentam-se em órbitas ~ circulares Halo = órbitas randômicas Formação recente insignificante Estrelas com órbitas randômicas Alta taxa de formação Estrelas e gás com órbitas irregulares

21 GALÁXIAS NORMAIS: 10 6 L (elípticas anãs) L (elípticas gigantes) nossa Galáxia: 2x10 10 L

22 GALÁXIAS COM NÚCLEO ATIVO 20-25% das galáxias não são normais!!! = MUITO MAIS LUMINOSAS São chamadas galáxias ativas. Diferem das galáxias normais tanto na luminosidade quanto no tipo de radição que é emitido

23 GALÁXIAS COM NÚCLEO ATIVO Galáxias normais: pico de radiação no visível Galáxias ativas: pico de radiação em bem maiores ou menores

24 A radiação vinda destas galáxias é chamada de RADIAÇÃO NÃO-ESTELAR GALÁXIAS DE NÚCLEO ATIVO = atividade energética ocorre ao redor do centro da galáxia.

25 GALÁXIAS ATIVAS são classificadas em 3 tipos: 1) Seyfert 2) Radio-Galáxias 3) Quasares

26 Galáxias SEYFERT Galáxias espirais com núcleos extremamente brilhantes núcleo ~ 10,000 vezes mais brilhante do que o núcleo da nossa Galáxia (10 vezes mais do que a Via Láctea inteira) Núcleos emitem radiação desde o infravermelho até raios-x (75% emitem a maior parte da radiação no infravermelho) Radiação de alta energia absorvida pela poeira do núcleo ou próxima do núcleo e reeemitida em IR

27 A variação rápida na luminosidade de galáxias Seyfert indicam que a fonte de emissão de energia deve ser extremamente compacta (< 1 anos-luz)

28 RÁDIO Galáxias Diferem das Seyfert por emitirem fortemente radiação na faixa de rádio e na aparência e extensão da região emissora. Possuem lóbulos e matéria (nuvens de gás arredondadas) invisíveis aos telescópios ópticos. Tais lóbulos são perpendiculares ao plano da galáxia.

29 RÁDIO Galáxias Observadas a distâncias bem maiores do que as galáxias normais brilhantes associadas a galáxias elípticas Energia do jato pode alcançar ~ W 250 milhões x L Jatos podem alcançar 1 Mpc de extensão...

30 Dependendo do ângulo pode-se ver os lóbulos ou não. Blazar = quando observamos um lóbulo de frente por efeito Doppler observamos a radiação na forma de raios-x ou gama

31 Muitas galáxias ativas tem jatos, e a maioria mostra sinais de interação entre outras galáxias.

32 QUASARES Quasi-stellar objects : aparência de estrela, mas espectro incomum quasar 3c 273 Jatos atingem 30 kpc em extensão

33 Depois observou-se que o espectro não era incomum e sim as linhas eram enormemente deslocadas para o vermelho (redshift). Indicativo que estes objetos podem encontrar-se a distâncias muito maiores do que todas as galáxias visíveis (mais próximo 240 Mpc, mais longe 9000 Mpc)

34 Quasar 3C175 D= 3000 Mpc Lóbulos de 1Mpc de tamanho.

35 QUASARES TEM PROPRIEDADES PARECIDAS COM GÁLÁXIAS SEYFERT E RÁDIO-GALÁXIAS IMPORTANTE: PODE REPRESENTAR UMA SEQUÊNCIA EVOLUTIVA: QUASAR - GALÁXIAS ATIVAS - GALÁXIAS NORMAIS

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37 NATUREZA DA ATIVIDADE PROPRIEDADES OBSERVADAS DOS NÚCLEOS ATIVOS: ALTA LUMINOSIDADE EMISSÃO DE ENERGIA NÃO-ESTELAR VARIAÇÃO DA INTENSIDADE DE ENERGIA, INDICANDO UM NÚCLEO COMPACTO JATOS E OUTROS INDICADORES DE ATIVIDADE EXPLOSIVA LINHAS ESPECTRAIS DE EMISSÃO ALARGADAS, INDICANDO ROTAÇÃO RÁPIDA

38 TEORIA MAIS ACEITA Um buraco negro central supermassivo forma um disco de matéria ao seu redor, chamado disco de acresção. A matéria neste disco espirala em direção ao buraco negro, aquecendo e produzindo quantidade enorme de energia.

39 TEORIA MAIS ACEITA Jatos de gás de alta velocidade são formados perpendiculamente ao disco de acresção, formando os jatos e lóbulos observados em muitos objetos ativos. Os campo-magnéticos gerados no disco são transmitidos aos lóbulos, produzindo a radiação observada.

40 Partículas emitem radiação synchrotron a medida que elas espiralam ao longo das linhas de campo magnético: esta radiação é certamente não-estelar. Não estelar = não térmica: não é descrita pela curva de corpo negro = não há ligação entre o pico de emissão e a T do objeto.

41 Nas galáxias ativas, o buraco negro central pode atingir bilhões de massas solares. O disco de acresção são nuvens de gás e poeira interestelar.

42 Radiação é produzida no núcleo em raios e X, mas é reprocessada nas nuvens densas de gás ao redor do buraco negro e reemitida em comprimentos de onda maiores.

43 ESTRUTURA EM LARGA ESCALA: Distribuição das galáxias no universo Normalmente galáxias agrupam-se em: pares grupos (~ 1 Mpc de extensão) aglomerados ( ~ alguns Mpc) (10% das galáxias) super aglomerados ( ~ Mpc) massas vão de a M (aglomerados a super aglomerados)

44 O que define grupos, aglomerados e superaglomerados de galáxias é a força gravitacional que os mantém ligados.

45 O GRUPO LOCAL A nossa Galáxia forma um pequeno grupo com as Nuvens de Magalhães e algumas esferoidais anãs Grupo Local consiste em: Nossa Galáxia + Andrômeda + dezenas de galáxias menores 45 galáxias no total 3 são espirais: nossa Galáxia + Andrômeda + M33 Outras: anãs esferoidais e irregulares

46 Andrômeda Galáxia : 800 kpc vermelho: elípticas azul: espirais branco: irregulares

47 Andrômeda e suas galáxias satélites M32 Elíptica anã M33 espiral

48 AGLOMERADO DE VIRGO M86 Contém 2500 galáxias 3 Mpc de dimensão M86 e M87 são elípticas gigantes M87

49 O SUPERAGLOMERADO LOCAL Grupo local situa-se a 18 Mpc do centro do superaglomerado local (centro ~ aglomerado de Virgo)

50 O SUPERAGLOMERADO LOCAL Tamanho total ~ Mpc Tamanho irregular e alongado

51 muitos superaglomerados apresentam estruturas filamentares ou paredes (assinalado em vermelho na fig.) Survey com 1057 galáxias vazios ~ 50h -1 Mpc similar ao tamanho dos aglomerados de galáxias

52 Vista da estrutura em larga escala do universo cerca de ~300 Mpc da nossa Galáxia

53 MATÉRIA ESCURA NO UNIVERSO Curvas de rotação para várias galáxias espirais indicativo de matéria escura Galáxias espirais contém ~ 3 a 10 vezes mais massa do que é observado na forma de matéria visível É verificada a existência de matéria escura para galáxias elípticas também galáxias estão imersas em halos de matéria escura

54 M 2 3RV G R= raio do aglomerado V = velocidade média das galáxias Mede-se o quanto de massa o aglomerado de galáxia deve ter para manter as galáxias gravitacionalmente ligadas. Dá uma medida da massa total do aglomerado, incluindo a matéria escura!! encontra-se massa total de ~ 10 a 100 vezes a massa sugerida pela luz emitida de cada galáxia pertencente ao aglomerado.

55 Mas e a matéria escura?? LENTES GRAVITACIONAIS EM LARGA ESCALA Estimativa da massa de objetos maiores como galáxias e até aglomerados de galáxias A deflexão da luz é causada por um objeto bem maior!!!

56 GÁS INTERGALÁCTICO A matéria intergaláctica poderia ser formada simplesmente por gás difuso? Observações no infravermelho e raio X (gás quente) podem detectar esta massa de gás gás quente presente no aglomerado de galáxias

57 As observações em raios X mostram grandes quantidades de gás quente (T > 10 milhões de K) no meio interaglomerado. Existe tanto gás quente quanto estrelas em galáxias. Ainda não é quantidade suficiente para chegar aos valores de massa total calculados dinamicamente

58 Aglomerados de galáxias estão ligados gravitacionalmente não só pela matéria visível e sim também pela matéria escura. A matéria escura não está restrita somente a halos associados a galáxias individuais, mas está presente também no meio interaglomerados 90% da massa no universo é composta de matéria escura