A S T R O F Í S I C A. E X T R A G A L Á C T I C A 2004 Galáxias Propriedades Gerais

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1 A S T R O F Í S I C A E X T R A G A L Á C T I C A 2004 Galáxias Propriedades Gerais

2 A natureza das galáxias No princípio o estudo limitou-se a compilação de catálogos de nebulosas, que não discriminavam entre galácticas e extragalácticas. Catálogo de Messier ( ) com 103 nebulosas. Catálogo dos Herschels (William e John) complementado por J. Dreyer ( ) que resultou no New General Catalog com 8000 objetos. O termo GALÁXIA, foi cunhado por Shappley, embora Hubble tenha tentado o de nebulosas extragalácticas. A primeira classificação de galáxias envolveu sua morfologia. Hubble propôs o seu sistema após ter tomado conhecimento das idéias de James Jeans, que acreditava que elas começavam com uma forma esférica e devido à sua rotação se achatavam, perdendo matéria pelo equador formando os braços espirais. Hubble submeteu seu esquema à IAU tentando que o mesmo fosse adotado. Quando Hubble ia publicar seu esquema em 1926, seu antigo colaborador Knut Lundmark, publica antes um esquema parecido com o dele. Alguns meses após o ApJ publicou o esquema de Hubble. 2

3 Diagrama diapasão de Hubble (Versão atual) Irr 3

4 Esquema de classificação mostrando detalhes da morfologia A classificação de Hubble-Sandage é baseada nos seguintes elementos: Razão bojo/disco; abertura dos braços espirais, e existência de barra. 4

5 Hubble pensou (erroneamente) que este diagrama representaria uma seqüência evolutiva de galáxias. Como resultado, referiu-se aos objetos da parte esquerda do diagrama como sendo as early-types e a parte direita como late-types. Uma das críticas ao sistema de Hubble, é de que ele não é quantitativo, o que o torna ambíguo e dependente da ênfase que cada um adota nos diferentes critérios durante o processo de classificação. As elípticas recebem uma numeração que provém da aparente razão axial: En onde n = 10 [ 1- (b/a) ] (E0-E7) Elipticidade h h 1- b/a 5

6 Van den Bergh propõe um sistema de classificação tridimensional que leva em conta a luminosidade das galáxias. O sistema clássico de Hubble aplicar-se-ia somente aos objetos mais luminosos atendendo a um intervalo de magnitudes de -22 < M V < -18. Van den Bergh já havia proposto um sistema de classificação para espirais baseado na luminosidade: I- braços bem definidos V- braços menos definidos

7 As late-type barradas são menos luminosas que as não barradas. Material protogaláctico do halo caindo mais rapidamente produziria disco mais massivo, gerando formação estelar mais intensa, tornando o disco dinamicamente quente, suprimindo a formação de barras. Sugere que galáxias podem mudar seu tipo morfológico. 7

8 Outros sistemas de classificação 8

9 Mais um sistema de classificação 9

10 10

11 Tabela com resumo dos principais sistemas de classificação de galáxias 11

12 Tabela com resumo dos principais sistemas de classificação de galáxias 12

13 Tabela com resumo dos principais sistemas de classificação de galáxias 13

14 Tabela com resumo dos principais sistemas de classificação de galáxias 14

15 Não é fácil classificar galáxias... (ou pelo menos de se chegar a um acordo) 15

16 efeitos sistemáticos espalhamento muito espalhamento estes estão afinados 16

17 Morfologia: Um estado temporário? 17

18 18

19 19

20 Classificação Espectral Hoje em dia com os grandes levantamentos que estão sendo efetuados (ex.: 2dF, SLOAN), a classificação morfológica de galáxias fica um tanto complicada para a maioria dos objetos, pois as dimensões das imagens são pequenas para que isso seja feito. Uma outra abordagem é a de se classificar as galáxias em relação as propriedades de seus espectros, que devem refletir a luz emitida por suas estrelas, eventuais AGNs, alem da absorção produzida pelo meio interestelar. A classificação espectral leva em conta a contribuição das diversas populações estelares, pode usar a técnica de síntese de populações ou simplesmente medidas de intensidade de algumas linhas. Ela tem a vantagem de ser feita de maneira objetiva e automaticamente. Historicamente, vários sistemas foram propostos, mas um exemplo deste procedimento pode ser visto no trabalho de Dressler et al (ver próximos slides). 20

21 Classificação Espectral (cont.) O sistema de classificação elaborado por Dressler et. al leva em conta principalmente as EW das linhas de [OII] 3727Å e Hδ ( 4101Å), seguindo as definições da tabela abaixo: 21

22 Classificação Espectral (cont) Exemplos de espectros e suas classes Comparação entre Tipo Morfológico e Classificação Espectral Hδ [OII] Passiva Starburst AGN 22

23 Propriedades das galáxias Elípticas Magnitudes absolutas: -8 > M B > -23 Massas: M? Diâmetros: de algumas centenas de pc até centenas de kpc Gigantes elípticas estão entre os maiores objetos do Universo, enquanto que as elípticas anãs são mais ou menos do tamanho de aglomerados globulares típicos. NGC 4486 = M87 E0 NGC 3377 E6 NGC 147 de 23

24 Propriedades das galáxias Lenticulares Magnitudes absolutas: -17 > M B > -22 Massas: M? Diâmetros: kpc NGC 4976 S0 1 NGC 6861 SB0 3 24

25 25 Carroll & Ostlie Modern Astrophysics

26 Propriedades das galáxias Espirais Magnitudes absolutas: -16 > M B > -23 Massas: M? Diâmetros: kpc Hubble subdividiu a seqüência de espirais em uma ordem decrescente da razão das luminosidades do Bojo e do Disco (B/D). Sa ---> B/D ~ 0.3 Sc ---> B/D ~ 0.05 Na era da informática... 26

27 NGC 2841 Sb NGC 2811 Sa NGC 628 Sc Espirais Normais NGC 7793 Sd 27

28 Espirais Barradas NGC 1300 SBb NGC 1291 SBa NGC 7741 SBc 28 Grande Nuvem de Magalhães SBm

29 Carroll & Ostlie Modern Astrophysics 29

30 Estruturas de uma Galáxia Espiral Bojo Barra 30

31 Meio interestelar de uma galáxia espiral O ISM de uma galáxia espiral contém: Hidrogênio neutro - HI bastante abundante, e detectado na linha radio em 21cm (1420 MHz); Gás molecular a molécula mais abundante é o H 2. As moléculas são detectadas por suas transições vibracionais (IR) e rotacionais (radio). O CO é um excelente traçador de nuvens moleculares, uma vez que o H 2 é pouco emissor; Gás ionizado proveniente de regiões HII, ionizadas por estrelas quentes (jovens). É nesta região que são produzidas linhas de emissão como H, Hβ, OII, OIII, etc; Poeira Regiões contendo poeira e grãos que produzem a extinção detectada na faixa óptica. Também são responsáveis por emissão no IR. 31

32 Propriedades das galáxias Irregulares Magnitudes absolutas: -13 > M B > -20 Massas: M? Diâmetros: 1-10 kpc Irr I ---> apresentam alguma sugestão de estrutura organizada, tal como braços espirais. (ex.: LMC e SMC) Irr II ---> casos mais extremos de desorganização. A maioria das Irr apresentam barras localizadas fora do cento. De Vaucouleurs eliminou as classes Irr I e II, e adicionou as classes Sd (SBd), Sm (SBm) ou Im (m de tipo magalhães). As verdadeiras irregulares são chamadas de Ir (ou amorfas). NGC 6822 Irr 32

33 Carroll & Ostlie Modern Astrophysics 33

34 A moderna seqüência das late-types é: S0, Sa, Sab, Sb, Sbc, Sc, Scd, Sd, Sdm, Sm, Im, Ir Uma seqüência similar existe para as espirais barradas: SB0, SBa,... Espirais além de Sd tendem a ser significativamente menores do que as espirais early-type, sendo freqüentemente denominadas de espirais anãs. Classificação dos Braços M51 Grand-design: São imponentes possuem 2 braços espirais. NGC 2841 Múltiplos braços: vários braços espirais. Floculentas: Não possuem os braços espirais bem definidos. 34

35 Classificação dos braços espirais Elmegreen Galaxies & Galactic Structure 35

36 Espirais logarítmicas e pitch angle (inclinação) Os braços de galáxias espirais podem ser descritos por uma espiral logarítmica. Isto implica em uma inclinação dos braços aproximadamente constante, independente de onde está sendo feita a medida. Sa ~18 0 Sc ~10 0 NGC 628 Sc 36

37 Trailing and Leading arms Trailing arms (liderando, adiantando): as pontas dos braços apontam em direção oposta ao movimento de rotação. Leading arms (atrasando): pontas dos braços apontam na mesma direção da rotação. A maioria das galáxias apresentam o primeiro caso. 37

38 O problema do enrolamento Se os braços espirais fossem materiais, eles deveriam se enrolar com o passar do tempo. Como isto não é constatado, outra explicação tem que ser providenciada ---> Teoria de Ondas de Densidade Carroll & Ostlie Modern Astrophysics 38

39 Teoria de ondas de densidade Órbita aproximadamente circular do material 39

40 Esquema de onda de densidade 40

41 Esquema de onda de densidade Poeira entrando no braço Região do braço espiral com pico de formação estelar Região de estrelas mais velhas 41

42 Teoria de ondas de densidade (linhas gerais) Nós vemos o padrão espiral como o resultado de uma atividade de formação de estrelas mais acentuada naquela região. As regiões entre os braços, são praticamente tão densas quanto as dos braços. O que acontece é que nas partes mais visíveis (onde temos estrelas se formando), está ocorrendo uma ligeira compressão no gás produzida por uma perturbação gravitacional denominada onda de densidade. Esta compressão desencadeia a formação de estrelas. Vários fatores poderiam induzir estas ondas de densidade, entre elas: a instabilidade do gás nas proximidades do bojo; efeitos gravitacionais de galáxias satélites; assimetria do bojo. 42

43 Teoria de ondas de densidade (cont.) Lin & Shu nos anos 60 foram os proponentes desta teoria, que seguiu algumas idéias iniciais de Lindblad (anos 40). As órbitas elípticas tendem a precessionar devido a força da gravidade produzida pelas ondas de densidade. Isto pode levar a uma configuração como mostrada na figura abaixo. O acúmulo de órbitas próximas cria o padrão espiral observado. Uma estrela é puxada de sua órbita por um braço espiral. 43

44 Teoria de ondas de densidade Os braços espirais não devem se vistos como um conjunto de estrelas, gás e poeira movendo-se rígido pelo disco da galáxia, e sim como o resultado de uma onda de compressão e rarefação que no momento está varrendo aquela parte da galáxia, e tornando a região levemente mais densa que a média. Uma visão familiar de uma destas ondas, pode ser obtida com auxílio da figura abaixo, que mostra um corriqueiro engarrafamento de trânsito. Um bloqueio em parte da rodovia, produz um acúmulo de veículos, por redução da velocidade dos mesmos. Um observador fora da rodovia, vê carros diferentes a cada momento, movendo-se mais lentamente no local do engarrafamento, e depois acelerando. No braço da galáxia, ocorre algo similar, estrelas e gás entram no mesmo, diminuindo sua velocidade, e aumentando a densidade na região. A onda se move mais lentamente e independentemente do fluxo de material do disco da galáxia. Na analogia do trânsito, teríamos que, mesmo liberando o bloqueio, após o conserto da rodovia, persistiriam os efeitos do engarrafamento por algum tempo. Na galáxia também a perturbação se move pelo disco, mesmo depois que a sua causa tenha desaparecido. 44

45 Medida do brilho de uma galáxia considerações gerais Correção K correção para magnitude medida, que leva em conta o redshift e a spectral energy distribution - SED da galáxia ao computar a luminosidade medida em um banda. 45

46 SED para alguns tipos morfológicos E/S0 Scd 46

47 Medida do brilho de uma galáxia considerações gerais... Brilho superficial do céu brilho de fundo do céu, que na banda B é de ~22 mag/arcsec 2. Raio de Holmberg r H semi-eixo maior de um elipsóide medido a uma isofota de 26.5 mag/arcsec 2 (banda B). Raio Efetivo r e raio contendo metade da luz do objeto. Um parâmetro relacionado com r e é o nível do brilho superficial medido neste raio, chamado de e. 47

48 Distribuição de brilho superficial de galáxias Para elípticas e bojos de espirais (perfil de de Vaucouleurs) : 1/ 4 r ( r ) = µ + e re µ ( mag arcsec -2 ) Para os discos de galáxias espirais (lei de Freeman) : r) = µ ( 0 r µ ( mag arcsec -2 ) h r onde, h r é a escala de altura característica do disco ao longo do plano da galáxia, e 0 o brilho superficial central. Removendo a contribuição do bojo, o brilho superficial central fica distribuído em um restrito intervalo. Sc ou earlier ---> 0 = / (Banda B, 4400Å) Sd ou later ---> 0 = /

49 Perfis radiais para algumas galáxias Elmegreen Galaxies & Galactic Structure 49

50 Perfis de brilho de galáxia elíptica A distribuição de brilho azimutal (i.e., a um dado raio) pode revelar alguns detalhes interessantes sobre como estes objetos formam-se ou evoluem. No que concerne ao suporte da galáxia, a simetria em duas dimensões revela dominância de movimento de rotação, enquanto eixos diferentes implica em dispersões de velocidades anisotrópicas. O perfil de uma galáxia elíptica pode ser descrito como contornos elípticos concêntricos de igual intensidade de brilho (figura abaixo). A intensidade destas isofotas pode ser descrita pela equação: I = I0 + An sen( nθ ) + Bn cos( nθ ) --> ângulo de posição (PA) do eixo maior. A e B --> coeficientes cujos valores de n > 1 representam as amplitudes dos desvios de elipses perfeitas. 50

51 Perfis Disky e Boxy A morfologia da distribuição de brilho pode ser: axialmente simétrica, boxy ou disky. Exemplos destes casos são apresentados nas figuras abaixo. I = I + A sen( nθ ) + B cos( nθ ) 0 n n A 4 e B 4 correspondem aos coeficientes dos termos harmônicos de 4ª ordem, e podem indicar se a galáxia é boxy (amplitude negativa), ou disky (amplitude positiva). Fisicamente, o significado é o seguinte: Boxy ---> rotores lentos, com grandes dispersões de velocidades anisotrópicas (provavelmente sistemas com algum grau de interação). 51 Disky ---> rotores rápidos (mais isoladas).

52 Torção Isofotal Torção isofotal - é a variação do PA da isofota com o raio, que pode ser um indicativo de triaxialidade (sem nenhum eixo de rotação). Este efeito pode ser interpretado também como o resultado da presença de pequenas barras, ou de bojos sem simetria axial. 52

53 Pesando a Galáxia As galáxias não rotam como um corpo rígido. Usando a terceira lei de Kepler que relaciona a massa, período e tamanho das órbitas, podemos fazer uma estimativa da massa da nossa galáxia interior à órbita do Sol: Massa total = (semi-eixo maior) 3 / (período) 2 Força centrípeta = Força gravitacional 2 m V R GMm M RV 2 = = V 2 R G = GM R M Galáxia l M Sol 53

54 A brilhante idéia da Matéria Escura Para explicar a curva de rotação observada, que contraria a tendência de queda da velocidade de rotação nas suas partes externas, foi sugerida a existência de matéria além dos limites observáveis da galáxia. Representação da distribuição de matéria escura em torno de uma galáxia 54

55 Relação Massa / Luminosidade Estrelas da seqüência principal tem a produção de sua luminosidade fortemente dependente da massa. α L M j 4 para valores acima de 0.5 M? e j 2.3 para L =? M? estrelas menos massivas. 55

56 Relação Massa / Luminosidade A relação M/L para galáxias reflete a composição de suas estrelas, sendo também dependente da banda em que L é medido. 56

57 Relação Massa / Luminosidade A razão M/L não é constante ao longo do perfil da galáxia. Elmegreen - Galaxies & Galactic Structure 57

58 Cores das Galáxias Elmegreen - Galaxies & Galactic Structure 58

59 59

60 60

61 kpc L Sol mediana RC3-LSc média RC3-LSc mediana RC3-UGC média RC3-UGC 61

62 M Sol mediana RC3-LSc média RC3-LSc mediana RC3-UGC média RC3-UGC 62

63 mediana RC3-LSc média RC3-LSc mediana RC3-UGC média RC3-UGC 63

64 mediana RC3-LSc média RC3-LSc mediana RC3-UGC média RC3-UGC 64

65 65

66 66

67 67

68 Conclusões do 68

69 Conclusões do 69

70 Como se parecem as galáxias vistas espectroscopicamente? Exemplos de espectros de estrelas Espectros contendo linhas do Hidrogênio em absorção e emissão 70

71 Como se parecem as galáxias vistas espectroscopicamente? Os espectros das galáxias são o resultado da soma da luz individual de suas estrelas (~50 bilhões), mais nuvens moleculares e regiões com formação estelar. Espectros para galáxias representativas de diferentes tipos morfológicos. 71

72 Como se parecem as galáxias vistas espectroscopicamente? (detalhes) 72

73 Como se parecem as galáxias vistas espectroscopicamente? (aspectos típicos dos espectros) Contínuo Linhas de emissão Linhas de absorção Linhas de absorção: necessitam de metais nas atmosferas estelares ou de gás frio no meio interestelar. Implica na existência de populações estelares velhas. Estão presentes em elípticas e bojos de espirais. Linhas de emissão: requerem gás quente ou estrelas dos tipos O e B. Implica em estrelas recém formadas ou em formação. São produzidas em discos de espirais e em Irregulares. 73

74 Endereços famosos (linhas) Alguns comprimentos de onda de características típicas (features) nos espectros são importantes para o estudo de determinadas propriedades, pois estão relacionados com processos físicos bem estabelecidos. Eles permitem o diagnóstico das propriedades físicas da região proveniente tais como temperaturas, densidades, composição química, etc. 74

75 Famosos sem endereço (o contínuo) A combinação de muitos espectros de corpo negro de diferentes temperaturas (ver próximo slide) gera uma distribuição de energia um tanto plana e sem características espectrais (linhas). Este é o substrato no qual percebemos as linhas de emissão e absorção. Quebra em 4000 Å Quebra em 4000 Å: é produzida pela absorção de radiação de alta energia por metais nas atmosferas estelares ou pela falta de estrelas azuis. Logo esta característica é forte em galáxias elípticas, fraco nas espirais e praticamente inexistente nas Irregulares. 75

76 Curvas de corpo negro para diferentes temperaturas. Este conjunto permite visualizar o intervalo de comprimentos de onda que uma determinada estrela emite predominantemente. Isto é feito usando-se a Temperatura efetiva da estrela. Ex.: O5 --> T eff 4000K G5 --> T eff 5500K M5 --> T eff 2500K 76

77 Exemplo de um espectro de galáxia elíptica 77

78 Exemplo de um espectro de galáxia espiral 78

79 Exemplo de um espectro de galáxia irregular 79

80 Por que galáxias elípticas são avermelhadas? A luz de uma galáxia é dominada pela luz de suas estrelas constituintes. Estas por sua vez são aproximadamente o de um Corpo Negro (L }T 4 ). O espectro global da galáxia vai parecer avermelhado se tiver pouca contribuição de estrelas azuis. 80

81 Formação estelar em galáxias A formação de estrelas em uma galáxia está relacionada com: 1- as condições iniciais de sua formação; 2- a evolução que a mesma sofre após sua formação; 3- tem que haver disponibilidade de gás e poeira frios. As galáxias elípticas tiveram a produção de estrelas em um grande surto, que foi interrompido após exaurirem seu combustível (o gás do meio interestelar). As galáxias espirais, possuidoras de um momento angular importante, conseguiram suportar o colapso rápido do material da protogaláxia. Após a formação de um Bojo, o restante do material tende a se depositar ao longo do disco, e ao resfriar-se possibilita a formação de estrelas. Este ciclo é bem mais longo que o das elípticas. Um outro fator importante, é o meio ambiente em que a galáxia reside. Este pode afetar favorável ou desfavoravelmente. Ex: Interações entre galáxias tendem a induzir a formação de estrelas. Galáxias em aglomerados tem seu gás arrancado pelo meio intergaláctico, inibindo-a. 81

82 Formação estelar em galáxias (cont.) De uma forma geral podemos esquematizar a formação estelar em galáxias, conforme o diagrama abaixo: 82

83 Formação estelar em galáxias (cont.) Taxa de formação estelar relativa E Sa Sb Sc Irr Tempo ( 10 9 anos ) A taxa de formação estelar qualitativamente representada acima, mostra sua variação ao longo do tempo desde a formação do Universo até os dias de hoje. Existe uma forte dependência desta com o tipo morfológico. 83

84 Formação estelar em galáxias (cont.) Como quantificar a quantidade de estrelas formadas? A estimativa da taxa de formação estelar - SFR (número de estrelas formadas na unidade de tempo) quando comparada com outras galáxias tem que levar em conta alguma normalização pela massa ou quantidade de gás. Galáxias com atividade de formação estelar, apresentam emissão de H, excesso de UV, IR. Medindo estes parâmetro podemos quantificar a SFR. Alguns exemplos de estimadores de SFR estão descritos abaixo: 84

85 Formação estelar em galáxias (cont.) H Espectro da galáxia N92 expresso em unidades relativas de fluxo NII SSRS SSRS Database Database Estimativa da SFR através da medida da intensidade da linha H. A intensidade é proporcional a área do perfil. 85

86 Formação estelar em galáxias (cont.) Distribuição mostrando soma de Larguras Equivalentes de linhas H e as adjacentes proibidas de NII, como função do tipo morfológico. ARAA ARAA 36, 36, 189, 189,

87 Formação estelar em galáxias (cont.) Estimativa da SFR pode ser feita através da medida do fluxo na linha de 21 cm, como o mostrado no espectro rádio da galáxia UGC 4884, obtido com o radiotelescópio de Arecibo. 87

88 Natureza da emissão da linha de HI A emissão rádio da linha de 21cm ( MHz) é proveniente de uma mudança na estrutura hiperfina do átomo de Hidrogênio neutro. Ela resulta da mudança do estado de mais alta energia (spins paralelos do próton e elétron) para um de mais baixa (spins antiparalelos). Esta diferença de energia entre os dois estados equivale a um fóton com =21.049cm. Em uma galáxia, a distribuição de HI acaba gerando o perfil típico, como o mostrado no espectro rádio do slide anterior. Um fato importante, é de que quanto mais massiva (mais luminosa) a galáxia, mais largo é o perfil da linha. 88

89 Formação estelar em galáxias (cont.) Uso de fotometria no UV para computar o fluxo a ser usado na estimativa da SFR. Largura típica de um filtro no UV A síntese é feita através da combinação adequada de espectros de populações estelares com diferentes idades conhecidas. 89

90 SDSS - Tamanho de galáxias 90

91 SDSS - Tamanho de galáxias Mudança de inclinação 91

92 SDSS - Tamanho de galáxias Mudança de inclinação 92

93 SDSS - Tamanho de galáxias 93

94 SDSS - Tamanho de galáxias 94

95 SDSS - Tamanho de galáxias 95

96 Função de Luminosidade A função de luminosidade, (M) descreve genericamente a distribuição de galáxias dentro de um certo intervalo de magnitudes, (M, M+dM) em um dado volume do espaço. Por convenção esta função é normalizada fazendo-se: + Φ ( M ) dm = N gal onde N gal é o número total de galáxias por unidade de volume, de forma que (M) dm especifica a densidade de galáxias no intervalo de magnitudes (M, M+dM). Uma forma conveniente de parametrizar a (M) deve levar em conta o comportamento da distribuição de galáxias, que deve decrescer de forma monotônica na parte de baixas luminosidades e de maneira exponencial na região de altas luminosidades. Após várias tentativas, como as de Zwicky e Abell, a forma proposta por Schechter (ApJ 203, 297, 1976) acabou sendo adotada. 96

97 Função de Luminosidade de Schechter Φ(M) = (0.4ln10) * Φ ( α + 1)( M * M ) exp( ( M * M ) ) onde *, M* e são escolhidos de forma a se ajustarem as observações. Esta equação pode tomar a forma um pouco mais palatável se for parametrizada como uma função da luminosidade ao invés da magnitude como mostrado abaixo: Φ(L) = (Φ * / L * )( L / L * ) α exp( L / L * ) onde α define a inclinação da lei de potência que descreve a distribuição de luminosidades na região menos luminosa, L * a luminosidade característica onde muda o regime da LF de lei de potência para exponencial. * é um normalizador que reflete a densidade de galáxias. 97

98 Excelente artigo onde diversos estimadores são comparados entre si, e resultados de simulações de Monte Carlo mostram o quanto eficientemente os parâmetros iniciais são recuperados. M* 98

99 99

100 Função de Luminosidade para os levantamentos recentes 100

101 101

Astor João Schönell Júnior

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