Galáxias normais. Enos Picazzio IAGUSP Introdução à Astronomia Notas de aula

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1 Galáxias normais Enos Picazzio IAGUSP-2006 Introdução à Astronomia Notas de aula

2 Esta apresentação é baseada no capítulo Galáxias, do livro virtual Astronomia e Astrofísica, de Kepler de Souza Oliveira Filho e Maria de Fátima Oliveira Saraiva (UFRGS), sugerido como texto básico do tópico Galáxias Normais, do curso AGA210.

3 A descoberta das galáxias Entre os séculos 17 (uso da luneta por Galileu) e 18 vários astrônomos observaram, entre as estrelas, a presença de corpos extensos e difusos, que denominaram "nebulosas". Hoje sabemos que diferentes tipos de objetos estavam agrupados sob esse termo, a maioria pertencendo à nossa própria Galáxia: nuvens de gás iluminadas pelas estrelas que estão em seu interior, cascas de gás ejectadas por estrelas em estágio final de evolução estelar, aglomerados de estrelas. As tais nebulosas espirais, entretanto, não passavam de galáxias individuais, como a Via Láctea.

4 A descoberta das galáxias Por volta de 1755, Immanuel Kant sugeriu que algumas daquelas nebulosas poderiam ser sistemas estelares individuais, como a Via Láctea: "[A] analogia [das nebulosas] com o sistema estelar em que vivemos... está em perfeita concordância com o conceito de que esses objetos elípticos são simplesmente universos [ilha], em outras palavras, Vias Lácteas...". Essa idéia ficou conhecida como a hipótese dos universos-ilha, mas não foi bem aceita na época.

5 A descoberta das galáxias Até 1908, cerca de nebulosas haviam sido catalogadas e descritas. Algumas foram corretamente identificadas como aglomerados estelares, outras como nebulosas gasosas. Mas a maioria permanecia com natureza inexplicada. Por que? : - suas distâncias eram desconhecidas! - pertenciam ou não à nossa Galáxia?

6 A descoberta das galáxias O grande debate Harlow Shapley ( ), do Observatório de Monte Wilson, EUA: as nebulosas espirais são objetos da nossa Galáxia Heber Doust Curtis ( ), do Observatório Lick, EUA: as nebulosas espirais são objetos extragalácticos O famoso debate em abril de 1920, frente à Academia Nacional de Ciências não resolveu a questão.

7 A descoberta das galáxias A prova veio em 1923 Edwin Powell Hubble ( ): as nebulosas espirais são galáxias independentes Como ele chegou a esta conclusão? Identificando variáveis Cefeidas em Andrômeda! A partir da relação entre período e luminosidade das Cefeidas da nossa Galáxia, e do brilho aparente das Cefeidas de Andrômeda, Hubble calculou sua distância em 2,2 milhões anos-luz. Andrômeda estava bem além dos limites da nossa Galáxia, que tem 100 mil anos-luz de diâmetro. Lembrete: (1) pelo período de variabilidade da Cefeida obtém-se sua luminosidade, ou magnitude absoluta; (2) a magnitude aparente é estimada por observação; (3) pelo módulo distância (ver estrelas-4), calcula-se a distância.

8 A descoberta das galáxias A variabilidade de uma Cefeida na Galáxia IC4182, Telescópio Espacial Hubble

9 Há quatro tipos básicos: espirais, espirais barradas, elípticas e irregulares. Proposto nos anos de 1920, mas usado até hoje. Não sugeria caráter evolutivo, apenas classificatório. Classificação é baseada na aparência, não na forma verdadeira Classificação morfológica O esquema de Hubble

10 Classificação morfológica Espirais (S) Vistas de frente, apresentam estrutura espiral. Andrômeda e a nossa própria Galáxia são espirais típicas. Possuem: núcleo, disco, halo e braços espirais. Subdividem-se 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.

11 Classificação morfológica Espirais (S) Sa Sb Sc

12 Classificação morfológica Espirais barradas (SB) Apresentam uma estrutura em forma de barra atravessando o núcleo. Cerca de metade das galáxias com disco são barradas. Subdividem-se em SBa, SBb, e SBc.

13 Classificação morfológica Espirais barradas (SB) Normalmente, os braços partem das extremidades da barra. A formação da barra ainda não é bem compreendida, mas acreditase que seja decorrente de perturbação gravitacional periódica (como uma galáxia companheira), ou simplesmente de assimetria na distribuição de massa no disco da galáxia. Não se sabe também se a barra é, pelo menos em parte, responsável pela formação da estrutura espiral e por outros fenômenos evolutivos das galáxias.

14 Classificação morfológica Espirais Normalmente nos braços das galáxias espirais estão presentes o material interestelar, as nebulosas gasosas, a poeira e as estrelas jovens, incluindo as supergigantes luminosas. Os aglomerados estelares abertos podem ser vistos nos braços das espirais mais próximas e os aglomerados globulares no halo. População estelar típica: estrelas jovens e velhas. Diâmetros: de 20 mil anos-luz até mais de 100 mil anos-luz. Massas: de 10 bilhões a 10 trilhões de vezes a massa do Sol. Andrômeda e Via Láctea são espirais grandes e massivas.

15 Classificação morfológica Lenticulares Algumas galáxias têm núcleo, disco e halo, podem ou não apresentar barra, mas não têm braços de estrutura espiral. Hubble as classificou como S0, às vezes chamadas lenticulares. Espirais e lenticulares juntas formam o conjunto das galáxias discoidais.

16 apresentam forma esférica ou elipsoidal, não têm estrutura espiral. têm pouco gás, pouca poeira e poucas estrelas jovens. se parecem com o núcleo e halo das galáxias espirais. Hubble as subdividiu de E0 a E7, de acordo com o seu grau de achatamento. Como definir En? n =10(a-b)/a a - semi-eixo maior b - semi-eixo menor Ex.: círculo; a = b; n = 0; E0 Classificação morfológica Elípticas (E)

17 um disco visto de frente assemelha-se a uma E0 quanto mais inclinado estiver o disco, mais elíptico ele parecerá Exemplos: (1) uma galáxia E0 tanto pode ser uma elíptica realmente esférica quanto uma elíptica mais achatada vista de frente, de perfil de frente (2) já uma E7 tem que ser uma elíptica achatada vista de perfil. (3) nenhuma elíptica parecerá tão achatada quanto uma espiral vista de perfil. Classificação morfológica Elípticas (E)

18 Classificação morfológica Elípticas (E) As galáxias elípticas variam muito de tamanho: de supergigantes até anãs. Os diâmetros variam de milhares de A.L. a milhões de A.L. As massas podem atingir 10 trilhões de massas solares As anãs são o tipo mais comum

19 Classificação morfológica Irregulares (I) Galáxias privadas de qualquer simetria circular ou rotacional, têm estrutura caótica ou irregular. Muitas apresentam formação estelar relativamente intensa, com aparência dominada por estrelas jovens brilhantes e nuvens de gás ionizado distribuídas irregularmente. Observações na linha de 21 cm, revelam um disco de gás hidrogênio similar ao das galáxias espirais. Possuem estrelas de população I (jovens) e II (velhas), como as espirais As mais conhecidas: as Nuvens de Magalhães

20 Classificação morfológica Irregulares (I) Pequena Grande As Nuvens de Magalhães foram identificadas pelo navegador Fernão de Magalhães ( ), em São as galáxias mais próximas da Via Láctea, e visíveis a olho nu no Hemisfério Sul, A Grande Nuvem tem uma barra, mas não tem braços espirais. Aparentemente ela orbita a Via Láctea. Ela contém o complexo 30 Doradus, um dos maiores e mais luminosos agrupamentos de gás e estrelas supergigantes conhecido em qualquer galáxia. A Supernova 1987A ocorreu perto de 30 Doradus. A Pequena Nuvem é bem alongada e menos massiva. Aparentemente resultou de uma colisão com a Grande Nuvem há uns 200 milhões de anos.

21 Classificação morfológica Características principais dos tipos

22 Classificação morfológica Propriedades básicas dos tipos Adaptado de Astronomy Today, Cahisson & McMillan (1999)

23 Massas das Galáxias Sumário da lógica das técnicas de determinação de massa Galáxia próxima Galáxias binárias Curva de rotação Observa-se a distância angular da estrela ao centro da galáxia Observa-se a separação angular entre elas Observa-se a velocidade radial para obter a curva de rotação angular Distância da galáxia Distância das galáxias Distância linear de estrela ao centro (=A) Observa-se a velocidade radial Separação linear (=A) Modelos de rotação de galáxia para uma massa específica Período de estrela ao redor da galáxia (P) Massa pela 3a. Lei de Kepler Período das binárias (P) Soma das massas pela 3a. Lei de Kepler Compara-se o resultado do modelo com o dado da observação, e ajusta-se a massa até coincidirem os valores M = r 3 / P 2 [M em Msol, r em UA, P em ano Observa-se a largura de linhas espectrais Dispersão de velocidades Teoria: maior massa produz maior alargamento Infere-se a massa Discovering Astronomy; Robbins, Jefferys, Shawl; John Wiley & Sons, Inc. (1995)

24 Massas das Galáxias Galáxias espirais Nas espirais, a maior parte das estrelas estão confinadas no plano do disco. Por isso, o movimento delas é o predominante. As órbitas são quase circulares e as velocidades dependem da distância ao centro. A massa pode ser determinada pela curva de rotação, v(r) As velocidades de rotação em cada ponto são obtidas pelo deslocamento Doppler das linhas espectrais. University of Arizona

25 Massas das Galáxias Galáxias espirais Admitindo que: 1. a maior parte da massa da galáxia está no bojo interno; 2. o movimento rotacional das estrelas no disco é determinado pela massa do bojo; podemos determinar a massa igualando as forças gravitacional e centrípeta, ou seja: F G = F C F G = F C F G = GM 2 /R 2 F C = Mv 2 /R GM 2 /R 2 = Mv 2 /R GM/R = v 2 M = Rv2 2 /G /G M massa interna a R, v velocidade em R

26 Galáxias espirais Assim como na Via Láctea, nas partes externas de muitas espirais, a velocidade v(r) não depende mais de R; v(r) ~ permanece constante; quanto maior o raio R, maior a massa M(R) interna a ele; Curva de rotação da Via Láctea As partes externas das galáxias são muito fracas, a partir de um certo valor de R a luminosidade não aumenta mais; Mas a curva de rotação sugere que a massa continua crescendo para fora! Massas das Galáxias Essa discrepância é conhecida como o problema da massa escura.

27 Massas das Galáxias Matéria escura parece ser a componente majoritária nas galáxias. As curvas de rotação das espirais e os desvios de velocidades (relativamente à média) das elípticas sugerem isso. Galáxias de maior massa giram mais rápido

28 Massas das Galáxias O que é matéria escura? Astrônomos e cosmólogos sabem que ela existe, mas não sabem do que ela é composta ou, mesmo, quanto dela existe. Há vários candidatas: sistemas planetários, estrelas anãs marrons e anãs brancas, buracos negros, neutrinos (partículas nucleares fundamentais, sem carga elétrica e massa diminuta), ou partículas subatômicas exóticas como os WIMPs (partículas massivas de fraca interatividade) ou MACHOs (objetos compactos massivos do halo).

29 WIMP (partículas massivas de fraca interatividade) : não n é matéria ordinária ria e interage pouco com matéria normal. Possibilidades: 1. Que neutrinos (muito abundantes) tenham massa. Eles são abundantes e interagem muito fracamente com a matéria. São exemplos de matéria escura quente. 2. Que haja partículas ainda desconhecidas matéria escura fria A teoria da supersimetria prevê que para cada boson (fotons / luz e gravitons / gravidade) haja um férmion (fotino ou gravitino). Para cada férmion (elétrons e quarks) deve haver uma partícula supersimétrica (selétron, squark) ainda não observados. 3. MOND (Modified Dynamics theory): prevê a falibilidade da lei de Newton (F=ma) para acelerações muito pequenas.

30 WIMP (partículas massivas de fraca interatividade) : não n é matéria ordinária ria e interage pouco com matéria normal. Possibilidades: 1. Que neutrinos (muito abundantes) tenham massa. Eles são abundantes e interagem muito fracamente com a matéria. São exemplos de matéria escura quente. 2. Que haja partículas ainda desconhecidas matéria escura fria A teoria da supersimetria prevê que para cada boson (fotons / luz e gravitons / gravidade) haja um férmion (fotino ou gravitino). Para cada férmion (elétrons e quarks) deve haver uma partícula supersimétrica (selétron, squark) ainda não observados. 3. MOND (Modified Dynamics theory): prevê a falibilidade da lei de Newton (F=ma) para acelerações muito pequenas.

31 Massas das Galáxias Análise das curvas de rotação indicam que a Matéria Escura está distribuída nos halos esféricos. Pesquisas indicam que MACHOS existem, mas não em quantidade suficientes para explicar toda a matéria escura estimada.

32 Massas das Galáxias Galáxias elípticas A massa pode ser estimada a partir das velocidades das estrelas, decorrente da atração gravitacional entre elas. Nas galáxias elípticas as velocidades medidas são médias, já que suas estrelas seguem órbitas bastante elípticas distribuídas aleatoriamente. Isto pode ser feito a partir do Teorema do Virial (forças): em um sistema estacionário (i.é, as propriedades não variam no tempo), a soma energia potencial gravitacional das partículas + dobro da energia cinética é nula, ou seja: E G + 2E C = 0 E G - energia potencial; E C - energia cinética;

33 Massas das Galáxias Galáxias elípticas Teorema do Virial E G + 2E C = 0 Energia Potencial E G = GM 2 /2R Energia cinética E C = Mv 2 /2; 2[Mv 2 /2] + [ GM 2 /2R] = 0 Mv 2 GM 2 /2R = 0 v 2 GM/2R = 0 M = 2Rv 2 /G E G energia potencial; E C energia cinética; v velocidade; R distância do centro

34 Massas das Galáxias Galáxias elípticas Em um sistema binário, as massas podem ser estimadas através das órbitas mútuas das galáxias. Em um aglomerado de galáxias, a massa do aglomerado é obtida observando os movimentos das galáxias e estimando a massa necessária para manter o aglomerado unido.

35 Massas das Galáxias Relação entre massa, rotação, alargamento de linha e distância. A rotação alarga as linhas espectrais. A linha sofre desvios para ambos os lados do espectro (azul e vermelho), de acordo com o sentido do movimento relativo (aproximação ou recessão) e da velocidade observada (quanto maior a velocidade, maior o desvio). Uma galáxia em rotação apresenta desvios para ambos os lados, dependendo da posição observada. A linha resultante para toda a galáxia é a combinação de todas as componentes, por isso aparece alargada. A quantidade de alargamento é uma medida direta da velocidade de rotação da galáxia.

36 Massas das Galáxias Relação entre massa, rotação, alargamento de linha e distância. Relação Tully-Fisher: nas galáxias espirais a velocidade de rotação aumenta com a massa da galáxia, portanto com a luminosidade (ou magnitude absoluta) Alargamento de linha Rotação Tully-Fisher Módulo distância m M V = 5log d 5 + Av Magnitude absoluta Magnitude aparente Magnitude absoluta brilho Distância Observação Log (velocidade de rotação)

37 Massas das Galáxias Relação entre massa, rotação, alargamento de linha e distância. Relação Tully-Fisher: nas galáxias espirais a velocidade de rotação aumenta com a massa da galáxia, portanto com a luminosidade (ou magnitude absoluta) Alargamento de linha Rotação Tully-Fisher Módulo distância m M V = 5log d 5 + Av Magnitude absoluta Magnitude aparente Distância Observação

38 Jan Hendrik Oort ( ): 1992): as galáxias não estão distribuídas aleatoriamente no espaço, mas concentram-se em grupos. Grupo Local, onde encontra-se a Via Láctea, contém 30 galáxias. Aglomerados de Galáxias O cúmulo de Virgem contém galáxias, movendo-se a 750 km/s.. Mesmo assim, essa quantidade é 100 vezes menor que a necessária para manter o cúmulo gravitacionalmente estável.. Isso indica que a matéria escura deve ser dominante. Vista parcial do cúmulo de Virgem

39 Aglomerados de Galáxias Jan Hendrik Oort ( ): 1992): as galáxias não estão distribuídas aleatoriamente no espaço, mas concentram-se em grupos. Grupo Local, onde encontra-se a Via Láctea, contém 30 galáxias. O cúmulo de Virgem contém galáxias, movendo-se a 750 km/s.. Mesmo assim, essa quantidade é 100 vezes menor que a necessária para manter o cúmulo gravitacionalmente estável.. Isso indica que a matéria escura deve ser dominante. Recentemente a detecção pela emissão de raio-x do meio intergaláctico dos cúmulos indica que um terço da matéria originalmente chamada de escura é na verdade gás quente. Mas ainda restam dois terços da matéria escura que não pode ser bariônica (feita de próton, antipróton, neutron, lambda e omega) porque teria implicações cosmológicas (a quantidade de hélio e deutério do Universo teria que ser diferente da observada.).

40 Aglomerados de Galáxias O Grupo Local É um aglomerado pequeno com cerca de 30 membros, Via Láctea e Andrômeda são as galáxias mais massivas. As Nuvens de Magalhães, satélites da nossa Galáxia, fazem parte desse grupo. Os outros membros são, na maioria, galáxias elípticas, e algumas são bem fracas. O Grupo Local ocupa um volume de 3 milhões de A.L. na sua dimensão maior, tendo a nossa Galáxia e Andrômeda localizadas uma em cada extremidade.

41 Aglomerados de Galáxias O Grupo Local: as galáxias mais próximas 100 mil A.L. Dwarf = anã; Large = Grande; Small = Pequena; Magellanic Cloud = Nuvem de Magalhães Todas gravitacionalmente ligadas à Via Láctea. Levam bilhões de anos para completarem uma volta ao redor dela.

42 Aglomerados de Galáxias O Grupo Local Nem todas as galáxias anãs já foram descobertas 1 milhão de A.L. Escala: cerca de 1,5 milhão de A.L vezes o raio da Via Láctea

43 Aglomerados de Galáxias O aglomerado de Coma Ele é um típico aglomerado rico em galáxias, contém milhares delas. Tamanho: cobre 20 milhões de A.L. Esta é a região central, dominada por duas galáxias elípticas gigantes. Assim como nos demais aglomerados ricos, galáxias elípticas e S0 predominam em Coma, as poucas espirais situam-se nos arredores do aglomerado. Gregory Bothun (University of Oregon)

44 O aglomerado de Hercules Este aglomerado é rico em gás e poeira, formação de estrelas, galáxias espirais e poucas galáxias elípticas (pobres em formação estelar). Muitas galáxias que aparecem na imagem são colidentes, outras parecem distorcidas. Aglomerados de Galáxias Isto indica que os aglomerados interagem gravitacionalmente. Cores: Azulada: : galáxias com formação estelar Amarelada: galáxias elípticas ( University of Alabama, KPNO) Distância: 650 milhões de A.L.

45 Aglomerados de Galáxias Aglomerado Abell 2218 Arcos gravitacionais (W.Couch University of New South Wales), R. Ellis (Cambridge University), and NASA Este aglomerado riquíssimo em galáxias é um exemplo de lente gravitacional. Ele é tão massivo e compacto que a luz que passa por ele é defletida pelo p enorme campo gravitacional, causando um efeito óptico que intensifica o brilho e distorce a imagem dos objetos distantes que estão atrás do aglomerado. Os arcos são imagens distorcidas de população de galáxias, que se encontram 5 a 10 vezes mais distantes.

46 Superaglomerados de Galáxias Em 1953, o astrônomo francês Gérard de Vaucouleurs ( ) demonstrou que os aglomerados de galáxias formavam superaglomerados. O Supercúmulo Local, onde encontra-se o Grupo Local, é o mais bem estudado. Seu diâmetro aproximado é 100 milhões de A.L. Sua massa é 1 quatrilhão de massas solares

47 Superaglomerados de Galáxias O Grupo Local faz parte do Superaglomerado de Virgem, centrado na direção da constelação de Virgem. O próximo superaglomerado é o de Forno-Eridano (Fornax-Eridanus). 10 milhões de A.L. Superaglomerado de Virgem Escala: cerca de 140 milhões de A.L vezes o raio do Grupo Local

48 Superaglomerados de Galáxias Superaglomerados vizinhos Galáxias e aglomerados de galáxias distribuemse por lâminas e paredes vastíssimas, que circundam espaços imensos, praticamente vazios ou com pouquíssimas galáxias. 100 milhões de A.L. O mapa ao lado ilustra apenas a décima quinta parte do diâmetro do Universo visível. Raio: cerca de 1 bilhão de A.L.

49 Superaglomerados de Galáxias Cada um dos pontos representam uma galáxia. A Terra está no centro As regiões não mapeadas são inacessíveis porque são obscurecidas pelo plano galáctico. Comprimento: 500 milhões de A.L. Altura: 200 milhões de A.L. Espessura: 15 milhões de A.L. Distância média: 250 milhões de A.L. Massa total: 20 quatrilhões de massas solares Entre os filamentos há regiões de 150 milhões de A.L. de diâmetro, sem galáxias. A estrutura lembra um esponja. A grande muralha Estrutura em grande escala no Universo, nos hemisférios norte e sul do plano galáctico. Geller, da Costa, Huchra, e Falco (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) The Great Wall

50 Esquema do Universo Visível Na maior escala, ele parece ser aproximadamente uniforme. 1 bi A.L. No centro, o superaglomerado de Virgem O Universo pode ser muito maior que o observável: o observável: ~ 14 bilhões de A.L. o real: 100 bilhões de A.L.? (previsão teórica) A luz das galáxias mais distantes gastou cerca de 14 bilhões de anos para chegar até a Terra. Escala: cerca de 14 bilhões de A.L.

51 Colisões entre Galáxias Galáxias em aglomerados estão relativamente próximas umas das outras. As separações entre elas não são grandes se comparadas com seus tamanhos (o espaçamento entre as galáxias é da ordem de apenas cem vezes o seu tamanho). Considerando que: (1) as massas são muito grandes, portanto a interação gravitacional é relativamente forte; (2) o Universo está em expansão, logo no passado o espaçamento entre elas era menor; (3) a idade do Universo deve ser algo em torno de 13 a 15 bilhões de anos; Conclusão: as chances de colisão entre elas é significativa

52 Colisões entre Galáxias Galáxias peculiares: aquelas que não se enquadram em nenhum dos tipos da classificação de Hubble. Há muitos exemplos de pares de galáxias com aparências estranhas que parecem estar interagindo uma com a outra. Efeitos de maré gravitacional podem explicar muitos desses casos. Três propriedades fundamentais nas interações por maré: (1) a força de maré é proporcional ao inverso do cubo da separação entre as galáxias; (2) as forças de maré alongam as galáxias: os bojos de maré se formam no lado mais próximo e no lado mais distante de cada galáxia (algo parecido com o formato de uma bola de futebol americano); (3) as galáxias perturbadas provavelmente giravam antes do encontro de maré, logo a distribuição posterior de seu material deve refletir a conservação de seu momentum angular.

53 Colisões entre Galáxias Objeto de Hoag Os ratos". O anel de estrelas ao redor do núcleo amarelado pode ser resultado de colisão galáctica. Outro exemplo de galáxias colidentes.

54 Colisões entre Galáxias Colisão galáctica em NGC 6745 A galáxia espiral grande, com seu núcleo ainda intacto, não apenas interagiu gravitacionalmente, mas realmente colidiu. As estrelas, que normalmente compõem a maior parte da matéria luminosa, quase nunca colidem, graças às enormes distâncias entre elas. Na nossa galáxia, a estrela mais próxima do Sol (Próxima Centauro) encontra-se a 4,3 A.L. Olho de pássaro Já a matéria do Meio Interestelar (predominantemente átomos, gases e poeira) das duas galáxias interage fortemente, podendo detonar um processo de formação estelar. As estrelas azuis vista nas imagem pode ser uma evidência de formação estelar. NASA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

55 Colisões entre Galáxias Antena, um par de galáxias colidentes, mostrando regiões de gás aquecido e intensa formação estelar (CHANDRA)

56 Colisões entre Galáxias Simulações teóricas Estágios de uma colisão entre os discos gasosos de duas galáxias. Aproximadamente 3 bilhões de anos após a colisão, dois buracos negros supermassivos nos centros das galáxias fundem-se. Este fenômeno produz ondas gravitacionais intensas, que espera-se, sejam detectadas futuramente. Crédito: Stelios Kazantzidis A interação gravitacional gera caudas de maré espetaculares, plumas e pontes de material ligando as duas galáxias

57 Fusão de Galáxias As consequências da colisão entre galáxias dependem da proximidade, das massas, do tipo e da velocidade relativa. Quando a velocidade relativa é baixa, as galáxias podem resistir a desagregação pela maré. Cálculos mostram que algumas partes das galáxias colidentes podem ser ejectadas, mas as massas principais se convertem em sistemas binários (ou múltiplos). Um sistema binário formado recentemente apresenta um envelope de estrelas e matéria interestelar. Eventualmente as galáxias fundem-se numa única. A fusão pode converter galáxias espirais em elípticas.

58 Fusão de Galáxias O termo fusão é mais usado para os casos onde interação se dá entre galáxias de tamanhos semelhantes. Quando uma das galáxias é bem maior que a outra, as forças de maré da galáxia maior podem destruir a estrutura da galáxia menor. A galáxia maior pode ainda incomporar partes da galáxia menor. Muitos astrônomos chamam este processo de canibalismo galáctico.

59 Fusão de Galáxias Algumas galáxias elípticas gigantes, conhecidas como galáxias cd, têm propriedades peculiares, tais como: halos muito extensos (até 3 milhões de anos luz em diâmetro), núcleos múltiplos, e localização em centros de aglomerados. Essas propriedades sugerem um processo de canibalismo galáctico. Em interações mais fracas as galáxias interagentes sobrevivem, mas com consequências, como, caudas de matéria em um ou ambos lados das duas galáxias, ou pontes ligando as componentes. Algumas galáxias elípticas no centro de um aglomerado de galáxias têm núcleos múltiplos, resultante da fusão. Imagem da galáxia central do aglomerado de galáxias Abell 3827 (M. J. West)

60 Lentes gravitacionais Pela mecânica newtoniana, a luz é desviada do seu trajeto original pela gravidade produzida pela concentração elevada de massa. Pela teoria da relatividade a massa deforma (curva) o espaço-tempo. Portanto a luz continua a propagar-se em linha reta, mas através de um espaço curvo.

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