Galáxias I Tipos e Classificação

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1 Universidade Federal do ABC Ensino de Astronomia na UFABC Galáxias I Tipos e Classificação Yuri Fregnani Fregnani@gmail.com

2 O que é uma galáxia? Galáxias são conjuntos de 10 7 a estrelas e outros corpos celestes, como planetas, anãs marrons, estrelas, estágios finais de estrelas, gás, poeira, etc. É possível que exista um Buraco Negro Supermaciço e Matéria Escura, similares à Via Láctea. A palavra vem do grego galaxias (γαλαξίας), leitoso, em uma referência à Via Láctea.

3 O que é uma galáxia? Immanuel Kant, o filósofo prussiano, havia presumido no século XVIII que, se a Via Láctea tem tamanho limitado, então talvez as nebulosas elípticas no céu sejam sistemas em discos como o nosso, os Universos ilhas. Nessa época, qualquer objeto flocoso no céu era chamado de nebulosa.

4 O que é uma galáxia? William Parsons, um astrônomo irlandês, construiu na década de 1840 o telescópio Leviathan, até então o maior telescópio do mundo com 1,8 m. Em 1845, ele observou pela primeira vez estruturas espirais em algumas nebulosas. E, em 1912, o astrônomo estadunidense Vesto Slipher, usando o efeito Doppler, conseguiu provar que essas nebulosas espirais estavam girando.

5 Harlow Shapley O grande Debate Shapley-Curtis Em 1920 a academia de ciências de Washington convidou Harlow Shapley e Heber Doust Curtis para debater a real natureza das nebulosas. Harlow Shapley, o mesmo astrônomo que usou aglomerados globulares para superestimar a distância até o Centro da Via Láctea, acreditava que as Nebulosas Espirais eram membros da nossa Galáxia. Já Heber Doust Curtis, que acreditava no modelo de Kapteyn, com a Via Láctea com diâmetro de 16 kpc e o Sol no centro, dizia que as Nebulosas Espirais são objetos similar à Via Láctea, e se encontram separadas desta. Elas seriam os Universos Ilhas de Kant. Heber Doust Curtis

6 O grande Debate Shapley-Curtis Em 1923, Edwin Hubble ajudou a decidir o debate. Ele detectou Cefeidas, as estrelas variáveis, nas Nebulosas de Andrômeda e Triângulo. Depois, usando a relação período-luminosidade destas estrelas, conseguiu determinar a distância até essas nebulosas. Ele mostrou que as nebulosas espirais se encontram fora da Via Láctea, e são objetos similares a ela. Era o início da Astronomia Extragaláctica.

7 Catálogo Messier Um dos primeiros catálogos de classificação dos objetos nebulosos/flocosos observados no céu, foi o Catálogo Messier. Feito pelo astrônomo francês Charles Messier, entre 1764 e 1781, é um catálogo astronômico composto por 110 objetos do céu profundo. Messier catalogou nebulosas, aglomerados de estrelas e galáxias, porém, ele não tinha certeza absoluta o que cada item realmente era. Usamos a nomenclatura M# para indicar que o objeto pertence a esse catálogo, seguido de seu número. M1, M2,..., M110

8 Primeira página do Catálogo Messeir

9 New General Catalog - NGC Compilação de quase 8000 objetos, na sua maioria galáxias e nebulosas. Foi compilado por John Dreyer, um astrônomo dinamarquês-irlandês, na década de 1880, usando as observações de William Herschel e John Herschel. Usa uma nomenclatura parecida como o catálogo Messier, utilizando NGC# para indicar que o objeto pertence ao catálogo, seguido de seu número. NGC 1, NGC 2,..., NGC 7841

10 New General Catalog - NGC Essa compilação não nasceu perfeita, sendo aprimorada e corrigida durante os anos. Hoje, é a lista oficial usada para nomear e catalogar os objetos observados. William Herschel (Pai) John Herschel (Filho)

11 A Sequência de Hubble Edwin Hubble, estudando as galáxias, observou que algumas delas possuíam formas e características parecidas. Com base nessas características, criou uma classificação, usada até hoje. A Classificação ou Sequência de Hubble.

12 A Sequência de Hubble Hubble classificou as galáxias em três grandes grupos: Galáxias Elípticas Galáxias Espirais Galáxias Irregulares Grande maioria das galáxias Não necessariamente em menor número, mas por terem baixa luminosidade são difíceis de se observar

13 A Sequência de Hubble Essa classificação é devido ao formato observado nas galáxias. As galáxias elípticas variam sua elipticidade, ou o quanto parecem achatadas. Essa variação vai de E0 até E7.

14 A Sequência de Hubble Galáxias elípticas E0 possuem elipticidade nula, logo, são vistas como circulares. Galáxias E7 são as mais elípticas, apresentando uma forma mais achatada.

15 A Sequência de Hubble Galáxias Espirais, como o nome indica, tem a forma espiralada. Podem ou não serem barradas, contendo uma barra central de onde saem seus braços, além de possuírem uma variação na relação de luminosidade entre os braços e o bojo.

16 A Sequência de Hubble Galáxias lenticulares, chamadas S0, são tipos de transição entre elípticas e espirais. Elas possuem um discos sem estrutura, além de conteúdo estelar similar às elípticas. Também podem ter barras.

17 A Sequência de Hubble Galáxias Irregulares não apresentam uma forma organizada, sendo geralmente pequenas, ricas em gás e de baixa metalicidade. Costumam estar associadas a galáxias maiores. São encontradas em dois tipos: Irr I: ainda uma dica de estrutura organizada Irr II: estrutura totalmente desorganizada

18 A Sequência de Hubble Tamanho do bojo diminui, e ângulo de abertura dos braços espirais aumenta

19 A Sequência de Hubble A Sequência de Hubble é uma classificação morfológica e feita no olho, ou seja, sofre a subjetividade de quem classifica. Uma ferramenta para um tratamento mais objetivo de uma imagem de uma galáxia são as isofotas, que são curvas de luminosidade superficial constante.

20 A Sequência de Hubble Outro problema é definir o raio de uma galáxia, já que não existe uma borda nítida. Podemos definir o raio efetivo r e, que é o raio que envolve metade da luz da galáxia. Estas definições funcionam relativamente bem até para distribuições achatadas de luz.

21 Galáxias Espirais Hubble chamava as galáxias espirais de tardias por acreditar que elas eram evoluções das galáxias elípticas. Hoje, acredita-se que a sequência de Hubble não é uma sequencia evolutiva. Nelas ocorre formação de estrelas.

22 Galáxias Espirais Usando o Efeito Doppler para medir as curvas de rotação dessas galáxias, podemos observar que: Quanto maior a luminosidade de estrelas do tipo B na galáxia, mais rapidamente a velocidade sobe e maior é a sua velocidade máxima. Para galáxias com a luminosidade azul, as espirais de tipo precoce (Sa) têm velocidade máxima maiores. Quanto mais precoce for a galáxia, mais rapidamente a sua velocidade sobe.

23 Galáxias Espirais Existe uma relação entre o raio e a luminosidade de uma galáxia do tipo Sa à Sc. A luminosidade aumenta junto com o raio, o que faz sentido, uma vez que a galáxia é maior.

24 Galáxias Espirais Em geral, as galáxias espirais têm a forma similar àquela da Via Láctea, com curvas de rotação constantes. As velocidades máximas médias para os tipos de galáxias espirais são: Sa = 299 km/s Sb = 222 km/s Sc = 175 km/s

25 Galáxias Espirais Provavelmente é necessário existir momento angular para formar braços espirais regulares. Assim como vemos na Via Láctea, a rotação quase que constante dessas galáxias indica que deva existir um Halo de Matéria Escura nelas.

26 Galáxias Espirais Seguindo a sequência de Hubble, partindo de Sa até Ir, a taxa de formação estelar relativa aumenta, o que significa que a fração de estrelas precoces (O e B), aumenta. As cores ficam mais azuis. A fração da massa total em gás e poeira aumenta. A emissão em HII aumenta. A fração de hidrogênio em moléculas diminui.

27 Galáxias Espirais Nas galáxias espirais, assim como a Via Láctea, também existe gradientes em metalicidade, aumentando no sentido em que se aproxima do bojo. Considerando que as estrelas de alta metalicidade são mais vermelhas que estrelas de baixa metalicidade e que possuem a mesma massa, e que a formação estelar atualmente ocorre predominantemente nos braços espirais, essas galáxias possuem um gradiente de cor. Os braços parecem mais azuis enquanto a região mais central tem um brilho amarelado.

28 Andrômeda (M31) NGC 205

29 Buracos Negros Supermaciços Vimos que a Via Láctea nos dava pistas de que haveria algo com uma massa muito alta e compacta em seu centro. Encontramos essas mesmas dicas em outras galáxias espirais. Se medirmos as velocidades das estrelas e do gás nas regiões centrais, e procurarmos pela radiação emitida da matéria em acreção, veremos que existe algum corpo maciço e compacto nessa região.

30 Buracos Negros Supermaciços Esses corpos são os Buracos Negros Supermaciços. Andrômeda, por exemplo, provavelmente possui um Buraco Negro Central com 1, M ʘ.

31 Buracos Negros Supermaciços Esses Buracos Negros Supermaciços são encontrados também em galáxias elípticas gigantes, como M87, que possui um Buraco Negro de 3, M ʘ. Parece haver uma correlação entre a massa do Buraco Negro central e a dispersão da velocidade das estrelas na galáxia inteira, no caso das elípticas, ou no bojo, nas espirais.

32 Buraco Negro Supermassivo no centro da galáxia M87

33 Como explicar a estrutura espiral? Existe uma grande variedade na forma e na quantidade de braços que as galáxias espirais apresentam. A galáxia M51 possui dois braços, enquanto a Via Láctea possui quatro. As galáxias espirais chamadas Grand Design, possuem dois braços simétricos bem definidos, mas representam apenas 10% das galáxias desse tipo. Outras 30% são galáxias com braços pouco definidos em distâncias angulares grandes e os 60% restantes possuem braços múltiplos. Como vimos, a região dos braços é uma região de formação estrelas devido a sobredensidades transitórias ou temporárias que ocorrem por lá.

34 M51 Via láctea

35 Sobredensidades Uma explicação natural para o surgimento das sobredensidades, é que elas surgiriam por acaso, devido a alguma perturbação no disco. Em seguida essa sobredensidade acompanharia a rotação das estrelas e do gás. Um problema dessa explicação é que, dessa forma, os braços ficariam muito enrolados após poucas órbitas, algo em torno de 100 milhões de anos. Assim, concluímos que os braços não viajam junto com as estrelas.

36 Sobredensidades Na região mais central, o bojo da galáxia, as estrelas giram mais rapidamente do que nos braços. Já na região mais externa, os braços giram mais rapidamente do que as estrelas. A distância galactocéntrica, naquela os braços e as estrelas giram com a mesma velocidade é chamada Raio de Corrotação. Na Via Láctea, o Sol fica próximo ao raio de corrotação, cerca de 10 kpc.

37 Raio de Corrotação

38 Sobredensidades Uma explicação melhor para as sobredensidades é dada pela teoria de ondas quase-estacionárias de densidade de Lin-Shu, da década de Ela funciona da seguinte forma: A primeira sobredensidade surge por acaso. Quando gás do disco chega na sobredensidade, ele é comprimido e já começa a formar estrelas.

39 Sobredensidades As estrelas do tipo O e B têm vidas curtas e morrem antes de conseguirem sair das sobredensidades. As estrelas com vidas mais longas e menos brilhantes seguem viagem e vão para o disco estelar.

40 Sobredensidades O material que é deixado para trás na formação estelar, como as nebulosas planetares ou restos de Supernovas, por exemplo, ajudam a manter a sobredensidade no mesmo lugar. Esse mecanismo ajuda a explicar: A posição das estrelas O e B e das regiões HII Evita o problema de enrolação Porém, é difícil encontrar mecanismos que estabelecem e mantêm a onda sobredensa.

41 Sobredensidades Outra teoria que tenta explicar as sobredensidades é a Teoria de Mueller e Arnett da formação estelar autopropagante estocástica, que é mais simples que a anterior. Essa teoria diz que a sobredensidade se propaga por ondas de choque causadas pelas supernovas nas regiões de formação estelar. Como nessa região acontece formação estelar, também ocorre supernovas. As ondas de choque dessas supernovas comprimem o material ao seu redor, causando uma sobredensidade nesse local. O que acaba levando ao mesmo mecanismo anterior.

42 Sobredensidades Todas as teorias têm algum problema e talvez seja necessário uma junção entre elas, mas mesmo assim, nos ajudam a tentar compreender o mecanismo das sobredensidades. O que temos certeza é que realmente ocorre supernovas dentro ou próximas aos braços espirais das galáxias.

43 Sobredensidades

44 Galáxias Elípticas Usamos a elipticidade dessas galáxias para sua classificação. As elípticas normais, são objetos centralmente concentrados com luminosidades centrais relativamente altas. Além dos tipo E0 à E7, incluem também as Elípticas Gigantes (ge), intermediárias (E), e compactas (ce). Por vezes, lenticulares (S0) também são incluídas nesse grupo.

45 Galáxias Elípticas As Elípticas Anãs (de) são menores, tendo massa, densidade e metalicidade mais baixas que as elípticas normais. Galáxias Anãs Esferoidais (dsph) têm massas e densidades extremamente baixas. Só podem ser detectadas na vizinhança da Via Láctea. Galáxia Anã de Fornax

46 Galáxias Elípticas Galáxias Anãs Compactas Azúis (BCD) são pequenas e azuis, o que indica formação estelar. Contém muito gás e, em combinação com a formação estelar emitem fortes linhas de emissão. Elas talvez fossem melhor classificadas como galáxias irregulares. NGC 1705

47 Galáxias Elípticas Achava-se que as galáxias elípticas, com exceção das do tipo BCD, não tinham gás. De fato, por terem menos massa, essas galáxias não conseguem segurar gás e poeira, ficando assim, sem eles.

48 Galáxias Elípticas Entretanto, a grande parte das elípticas normais contém gás, e metade delas tem poeira em uma quantidade considerável. Um fato intrigante é que, frequentemente, a poeira gira em uma direção nãocorrelacionada à das estrelas da galáxia. Isso dá indícios de que a poeira pode ter sido adquirida depois da formação da galáxia. NGC 5128

49 Galáxias Elípticas Nas galáxias elípticas, quanto maior a luminosidade, maior a massa e a densidade, o que implica em formação estelar e enriquecimento mais rápido do meio. Por esse motivo, o conteúdo metálico nas galáxias elípticas aumenta com a luminosidade. Elas também têm gradientes de metalicidade, o que implica em gradientes de cores, sendo as regiões centrais mais vermelhas.

50 Rotação Ao contrário das galáxias discos, as elípticas não têm um eixo de rotação preferidos, com velocidades rotacionais menores do que as dispersões de velocidades das estrelas. Sua forma é sustentada por pressão, diferente das espirais que mantêm sua forma pela rotação. Como quase não há fricção num sistema de estrelas entre si, a galáxia não colapsa como fazem nuvens de gás.

51 Rotação As variações na razão entre a velocidade rotacional e a dispersão de velocidades, causa variações na forma exata das elípticas: Em forma Boxy, podendo assumir formas mais retangulares ou até de amendoim. Em forma Disky, que fica com formas mais parecidas com discos. Disky Boxy

52 Como são distribuídas as galáxias no Universo? Podemos encontrar as galáxias distribuídas em alguns conjuntos. Grupos de galáxias: São conjuntos até 50 galáxias. Têm diâmetros da ordem de 2 Mpc, e massas de cerca de M ʘ Aglomerados de galáxias: Com diâmetros ~10 Mpc e massas ~10 15 M ʘ Eles são divididos ainda em: Aglomerados Pobres: Com ~50 galáxias. Aglomerados Ricos: Podendo ter milhares de galáxias.

53 Como são distribuídas as galáxias no Universo? Aglomerados também podem ser classificados em regulares, que possuem forma esférica e condensados centralmente, ou irregulares. Ainda existem os Superaglomerados, que são Aglomerados de Aglomerados.

54 Grupo Local É um conjunto com algo em torno de 40 galáxias com um diâmetro da ordem de 1,2 Mpc e massa de aproximadamente M ʘ Podemos destacar algumas galáxias nesse grupo.

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56 Andrômeda (M31) Tipo: Sb Diâmetro: ~40 kpc (Disco) Massa: 1, M ʘ (Incerta) Andrômeda é visível a olho nu na constelação de mesmo nome. Ela está a 770 kpc de distância, 2,5 milhões de anos-luz.

57 Triângulo (M33) Tipo: Scd, Diâmetro: ~40 kpc (Disco) Massa: M ʘ Também visível a olho nu sob boas condições, está a ~800 kpc de distância da Via Láctea.

58 Via Láctea Tipo: SBbc Diâmetro: ~50 kpc (Disco) Massa: M ʘ Nossa casa!

59 Grupo Local O Grupo Local também é formado por galáxias satélites que acompanham essas galáxias principais. As Nuvens de Magalhães acompanham a Via Láctea e a M32 e NGC 205 acompanham Andrômeda. Também existem galáxias anãs no Grupo.

60 Andrômeda (M31) NGC 205

61 A Vizinhança do Grupo Local Nosso Grupo Local não está sozinho, temos outros Grupos Vizinhos por perto. Os mais próximos são Sculptor, a 1,8 Mpc, e o Grupo de M81, a 3,1 Mpc. O maior vizinho que temos é o Aglomerado de Virgo.

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63 Aglomerado de Virgo É um Aglomerado Rico e Irregular. Seu centro fica a 16 Mpc da Terra, e tem um diâmetro de ~3 Mpc. É composto por: 250 galáxias grandes, entre eles três elípticas gigantes perto do centro, cada uma do tamanho do Grupo Local; E mais de 2000 pequenas galáxias.

64 Aglomerado de galáxias de Virgo

65 A Vizinhança do Aglomerado de Virgo Todos os Aglomerados da vizinhança são Irregulares e se agrupam em torno de um plano, ou filamento, centrado no aglomerado de Virgo, agrupamento chamado Superaglomerado Local. O Aglomerado Regular mais próximo é Coma, a 90 Mpc de distância da Terra.

66 Como medimos a distância para outras galáxias? Essas galáxias estão muito distantes de nós e técnicas comuns de medição de distância usando paralaxe, ajuste da Sequência Principal, Velas Padrão como Cefeidas, etc., não funcionam. Então, o que fazer?

67 Espectro emitido pela galáxia Redshift Os espectros da maioria das galáxias que observamos daqui da Terra, são deslocados para comprimentos de onda maiores que os de repouso. Quem descobriu isso foi V. M. Slipher, em Esses espectros sofrem um redshift, um desvio para o vermelho. Espectro ao chegar na Terra

68 Redshift Ao interpretar esse redshift como um efeito Doppler, isso significaria que estas galáxias estariam se afastando de nós. Uma exceção a esse fenômeno é a galáxia de Andrômeda que, diferente das demais, não sofre um redshift, mas sim um blueshift, o que indica que ela está se aproximando.

69 Redshift A interpretação desse fenômeno como efeito Doppler, não é exatamente correta. O que ocorre é a expansão do Universo, que acaba por esticar os comprimentos de onda da luz que viaja por ele. As galáxias em si não estão se expandindo de fato, uma vez que elas estão ligadas gravitacionalmente. É o próprio espaço entre as galáxias que está se expandindo. Tanto o fenômeno do redshift quando o da expansão do Universo, serão melhor tratados na aula de Cosmologia.

70 Lei de Hubble Hubble descobriu que a velocidade de afastamento das galáxias distantes é proporcional à distância até elas. Se a velocidade de afastamento das galáxias é proporcional à distância delas até nós, então estamos no centro da expansão?

71 Lei de Hubble Estaria a Terra no centro do Universo? Não! O Universo se expandindo uniformemente, sendo homogêneo e isotrópico, faz com que qualquer ponto veja os outros pontos se afastando com velocidades proporcionais às suas distâncias. Desse modo, qualquer ponto se sente o centro do Universo.

72 Lei de Hubble A Lei de Hubble, além de ajudar a provar a expansão do Universo, também fornece um método para medir distâncias até uma galáxia. Como a luz de galáxias distantes leva tempo para chegar até nós, os objetos que observamos com redshifts altos são como eles eram no passado, ou seja, quando o Universo tinha uma idade menor.

73 Lei de Hubble Assim, o redshift funciona como uma medida para a idade e o tamanho do Universo na época em que a luz foi emitida. Quanto maior o redshift, menor era o tamanho do Universo e mais novo ele era. Usando o efeito redshift podemos observar a distribuição espacial das galáxias.

74 Distribuição espacial de galáxias

75 Obrigado!

76 Referências - Índice do catálogo Messeir (Espalho) oaula11.pdf - Aula do Professor Pieter sobre Galáxias