Noções de Astronomia e Cosmologia. Aula 12 Galáxias e Evolução Galáctica

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1 Noções de Astronomia e Cosmologia Aula 12 Galáxias e Evolução Galáctica

2 Descobrindo a Galáxia Entre 1758 e 1780, Charles Messier observa e cataloga 110 nebulosas (objetos de aparência difusa, como uma nuvem) Entre 1786 e 1802, William Herschel e família catalogam milhares de nebulosas Universos-ilha de Kant? Crédtio: Gastão Lima Neto

3 Estrutura de nebulosas 1845: Lord Rosse Descobre a espiral de nebulosas estrutura algumas Estas nebulosas fazem ou não parte da Via Láctea? Não se observava estrelas individuais mas tinham espectro estelar Hipótese 1: Nuvens em rotação, possivelmente progenitores de sistemas planetários Hipótese 2: Universos-Ilha semelhantes à Via Láctea Estrutura espiral estão girando? M99 The Cambridge Illustrated History of Astronomy

4 Grande Debate de 1920 Qual o tamanho da Galáxia e a natureza das nebulosas? Crédito: Vera Jatenco

5 Descobrindo a Galáxia O Universo de Kapteyn é pequeno demais O de Shapley é muito grande Problema com a determinação de distâncias! Edwin Hubble (1926): nebulosas espirais estão muito além da Via Láctea Distâncias determinadas pela relação PeríodoLuminosidade das Cefeidas (Henrietta Leavitt)

6 Classificação de galáxias Espirais normais Elípticas Irregulares Lenticulares Espirais barradas

7 Classificação de Galáxias Hubble (morfológica): Elípticas Espirais (barradas e sem barra) Irregulares Lenticulares (transição entre elípticas e espirais) Imaginou evolução entre os tipos: de tipo precoces (à esquerda) para tardios (à direita) Errado! Mas terminologia continua...

8 Galáxias Espirais

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10 Galáxias Espirais Lbojo/Ldisco diminui Sa Sb Sc Sd braços espirais mais juntos distribuição mais suave de estrelas nos braços

11 Algumas espirais e classificação morfológica

12 Algumas espirais e classificação morfológica

13 Galáxias Espirais Maior M/LB, maior Vmax, menos gás e poeira, mais estrelas velhas (vermelhas)

14 Curvas de rotação Carroll & Ostlie

15 Cores e abundâncias Maior fração de estrelas massivas na SP (mais azuis) Diminui M / LB Sa Sb Sc Aumenta MGás / MTotal Estrelas azuis na SP vivem pouco devem ter se formado mais recentemente gás e poeira abundantes Razão Bojo/Disco aumenta Crédito: Vera Jatenco

16 Cor e metalicidade Bojos são mais vermelhos que os discos Estrelas ricas em metais são mais vermelhas que as pobres em metais Maior número de elétrons por átomo com aumento da metalicidade Aumento da opacidade maior P radiação maior raio menor T mais vermelha Quanto maior a opacidade, mais vermelha a estrela Quanto mais longe do centro, menos vermelhas e menos ricas em metais são as estrelas Formação estelar mais ativa nos braços espirais que no bojo gradiente de cor

17 Buracos negros supermassivos Evidência observacional de buracos negros supermassivos no centro de algumas galáxias espirais Não estão restritos a galáxias de tipo tardio Ex: M31 MBH = Ex: M87, uma galáxia elíptica gigante, tem um buraco negro de 3,2 (9) x 109 MSol Possivelmente há relação entre o buraco negro e a formação das galáxias mas ainda está em aberto

18 Estrutura Espiral Galáxias espirais grand-design (~10%) 2 braços simétricos e bem definidos Frequentemente em pares Galáxias com braços múltiplos (~60%) Espirais floculentas (~30%) Não possuem braços bem definidos em distâncias angulares grandes Carroll & Ostlie

19 Estrutura Espiral Carroll & Ostlie

20 Estrutura Espiral Nos braços são encontradas bastante estrelas jovens, regiões H II, nuvens moleculares e poeira Braços são estruturas de vida longa ou transientes? Como se formam? Hipótese 1: rotação das estrelas que formam os braços Crédito: Vera Jatenco

21 Estrutura Espiral Hipótese 1? Braços compostos por um conjunto fixo de estrelas e nuvens de gás seriam enrolados e acabariam desaparecendo devido à rotação diferencial das estrelas do disco numa escala de tempo muito curta comparada à idade das galáxias Braços não são compostos pelas mesmas estrelas! Carroll & Ostlie

22 Estrutura Espiral Na região mais central, as estrelas giram mais rápido do que os braços Na região mais externa o braço gira mais rápido do que as estrelas Raio de corrotação: onde os braços e as estrelas giram com a mesma velocidade a espiral não é feita pelas mesmas estrelas Carroll & Ostlie

23 Estrutura Espiral Hipótese 2: onda de compressão se propagando pelo disco C. C. Lin e F. Shu (década de 1960): Teoria de ondas de densidade Origem da compressão: congestionamento de órbitas A espiral em uma galáxia é como uma onda que se propaga no disco. A forma da espiral não muda, isto é, o padrão espiral gira como um corpo rígido (mas não é sólido!) A onda espiral se propaga com velocidade diferente das estrelas e nuvens As nuvens são comprimidas quando atravessam a onda Formação estelar próxima da onda Crédito: Gastão Lima Neto

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25 Galáxias Elípticas Elipticidade: E0 a E7 Propriedades físicas variadas: MB de -8 a -23 Massas de MSol Diâmetros de dezenas a centenas de kpc Carroll & Ostlie

26 Galáxias Elípticas

27 Galáxias Elípticas Classificação de Hubble é útil para classificar galáxias espirais pois há correlação com parâmetros físicos mas não para elípticas! Em geral, contém menos gás que espirais Regiões centrais mais avermelhadas e mais ricas em metais Nova classificação: Imensas, brilhantes e raras Elípticas Normais

28 Galáxias Elípticas Formação estelar intensa (muitas estrelas jovens e massivas, azuis) Elípticas Anãs Anãs Esferoidais Pouco gás (energia gravitacional de ligação baixa) não são regiões ativas de formação estelar Anãs Azuis Compactas Nas vizinhanças da Via Láctea

29 Galáxias Lenticulares Um bojo enorme com um disco fraco e sem braços Facilmente confundida com elípticas e possuem a mesma cor Pouca ou nenhuma formação estelar Carroll & Ostlie

30 Galáxias Irregulares Aparentemente sem simetria Irr I: parecem ter alguma estrutura organizada (ex: braços espirais) ainda que pouca Irr II: total bagunça Costumam ser menores, ricas em gás e de baixa metalicidade Geralmente associadas a galáxias maiores Várias mudanças incorporadas à classificação desde Hubble...

31 Galáxias Irregulares

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33 Interações de Galáxias Galáxias não são universos-ilha, não evoluem independentemente ~60% das galáxias se encontram em algum tipo de associação: pares, grupos, aglomerados Distância típica entre galáxias ~100x seus tamanhos A colisão de duas galáxias é um problema complicado Simulações numéricas de N corpos Carroll & Ostlie

34 Interações de Galáxias Irmãos Toomre (1972): Galáxias irregulares são resultado de interações gravitacionais Simulação da passagem de uma galáxia anã esférica próxima do disco de uma galáxia espiral (M51 + NGC 5195) Carroll & Ostlie

35 M51 + NGC 5195 NASA/AURA/STScI

36 Interação de Galáxias As observações deste fenômeno são difíceis: Escala de tempo: vemos um instantâneo O que está de fato em interação: vemos apenas a projeção Dependemos da resolução e sensibilidade das observações Dificuldades teóricas: N corpos, gás, formação estelar, SN... Crédito: Gastão Lima Neto

37 Interação de galáxias Galáxias em interação são observadas em diferentes estágios

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39 Simulação de uma colisão Galáxia anã atravessa uma espiral

40 Simulação de uma colisão Galáxia anã atravessa uma espiral

41 Galáxia Roda de Carruagem Qual dessas duas é culpada?

42 Galáxia Roda de Carruagem

43 Simulação de uma colisão Galáxias espirais de mesma massa

44 Interação de galáxias Galáxias espirais de mesma massa Camundongos NGC 4676

45 Via Láctea e M31 M31 tem uma velocidade radial de 120 km/s na direção da Via Láctea, mas não conhecemos sua velocidade transversal Colisão no futuro? A colisão quase frontal pode ocorrer em 3 ou 4 bilhões de anos Após centenas de milhões de anos formação de uma galáxia elíptica gigante

46 Consequência das colisões Alterações na morfologia: Espiral + Espiral ou Elíptica Elíptica gigante Elíptica + anã Espiral? Aumento da taxa de formação estelar: galáxias mais brilhantes e azuis (galáxias starbursts ) MSol convertidas em estrelas por ano (Via Láctea, 2-3 estrelas formadas por ano) Aumento da atividade no núcleo das galáxias: quasares e radiogaláxias

47 M82 galáxia starburst Distância ~3,2 Mpc Entre anos atrás, o centro de M82 começou um surto de formação estelar ainda em progresso estrelas OB e supernovas expelem uma enorme quantidade de gás do plano da galáxia A atividade pode ter sido iniciada com interação de maré com M81, uma galáxia espiral cerca de 36 kpc de M82 Há uma ponte de H ligando as duas

48 Consequência das colisões Colisões lentas (vorbital < vinterna) Fusão das galáxias Colisões rápidas (vorbital > vinterna) Massas comparáveis: Grande perturbação da morfologia Massas muito diferentes (anã + galáxia gigante) Pequena ou nenhuma transformação morfológica (exemplos: Via Láctea + Anã de Sagitário; Via Láctea + Anã do Cão Maior)

49 Consequência das colisões: buracos negros supermassivos Se as duas galáxias em interação contêm buracos negros supermassivos centrais, podem dar origem a um binário de buracos negros Ex: NGC 6420 duas fontes brilhantes em RX separadas por ~1 kpc Crédito: NASA/CXC/MPE/S.Komossa et al.

50 Consequência das colisões Colisões também rearranjam a distribuição de matéria escura! 2006: descoberta de matéria escura em um sistema de aglomerados de galáxias em colisão

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52 Galáxias Estruturas complexas e variadas Elípticas: componente luminosa dominada por distribuição de massa esferoidal e composta principalmente por estrelas velhas Espiral: componente esferoidal velha e discos com gerações de estrelas mais novas, gás e poeira Presença de matéria escura (90% ou mais da componente de massa em muitas galáxias) tem papel crítico na determinação da estrutura

53 Formação de Galáxias Colapso monolítico Eggen, Lynden-Bell e Sandage (1961): galáxias se formam a partir do colapso gravitacional rápido de uma grande massa de gás, a nebulosa proto-galáctica As estrelas do halo teriam se formado no início do colapso (são mais velhas e pobres em metais) órbitas elípticas acima e abaixo do plano galáctico Conforme o colapso se desenvolve, ele desacelera devido a colisões entre o gás e a poeira, levando à formação de um disco é formado com gás mais rico em metais devido ao enriquecimento das estrelas do halo

54 Colapso monolítico Via Láctea: Previsões: estrelas do disco têm movimento circular e se formam gradualmente estrelas do halo e aglomerados globulares têm movimento radial e se formam rapidamente

55 Colapso monolítico Qual seria o tempo de queda livre (free fall) da nuvem protogaláctica da Via Láctea? Para o colapso de uma nuvem proto-galáctica de 5 x 1011 MSol, em um volume esférico de raio 50 kpc: Se a nebulosa tivesse maior concentração de matéria no centro, esta região colapsaria mais rapidamente podendo explicar a existência de estrelas muito velhas no bojo. A alta metalicidade de estrelas no bojo surgiria a partir do enriquecimento rápido desta região (o tempo de vida das estrelas mais massivas é bem menor que o tempo de queda livre estimado)

56 Galáxias

57 Colapso monolítico Diferenças de momento angular

58 Colapso monolítico Diferenças de densidade/esfriamento

59 Colapso monolítico Problemas: As estrelas e aglomerados do halo deveriam rotacionar essencialmente na mesma direção ~50% têm movimento retrógrado Variação de idade de ~2 bilhões de anos para as estrelas do halo O colapso precisa durar uma ordem de magnitude mais que o proposto Dificuldades em explicar a quantidade de metais nos aglomerados globulares

60 Problema anã do tipo G Se a primeira geração de estrelas nasce com Z=0 (Pop. III) e a evolução do ISM ocorre num sistema fechado (gás e poeira não podem entrar ou sair do sistema) Os cálculos preveem mais estrelas de baixa metalicidade do que o observado Ex: ~50% das estrelas na vizinhança solar deveriam ter Z < 1/4 ZSol mas apenas ~2% das estrelas do tipo F e G na SP têm valores tão baixos de Z

61 Problema anã do tipo G Soluções propostas: Disco da Galáxia formado com Zi 0 resultado do enriquecimento do meio devido a estrelas massivas antes da formação do disco Acúmulo de massa pelo disco durante um período prolongado hipótese de sistema fechado inválida material pobre em metal se junta ao disco e é misturado com o mais rico menos gás no disco inicialmente significa menos estrelas velhas pobres em metais Função de massa inicial é diferente hoje (menos estrelas leves formadas inicialmente)

62 Formação de galáxias Colapso em queda livre x adiabático: Se a nebulosa em colapso não consegue irradiar a energia potencial gravitacional de forma eficiente, T aumenta, P aumenta e o colapso para A partir de então, condições de equilíbrio determinadas pelo teorema do virial Para as condições de nuvens proto-galáticas, os limites de massa que podem esfriar e colapsar são MSol, condizente com massas de anãs a espirais mais massivas (elípticas gigantes com massas maiores certamente sofreram mergers com outras galáxias e não estão em equilíbrio nas regiões externas)

63 Formação de galáxias Colapso em queda livre x adiabático: Mesmo com a irradiação de energia para fora do sistema, conforme o tempo passa, a morte de estrelas massivas gera ondas de choque de supernovas que se propagam pelo ISM com v ~ 0,1c A onda de choque aquece o ISM diminuindo a taxa de colapso Mesmo esta nova fonte de energia não parece ser capaz de atrasar o colapso apreciavelmente O colapso ainda ocorre rápido demais para explicar as observações

64 Formação de Galáxias Searle e Zinn (1978): colapso + coalescência Após o Big Bang, são previstas flutuações de densidade em escalas pequenas (comumente envolvendo MSol) Pequenas galáxias se formam por colapso (como proposto no cenário monolítico) Fusão de pequenas galáxias, gradualmente até formação de galáxias gigantes

65 Cenário Hierárquico Inicialmente: formação de sistemas discoidais evolução a galáxias espirais, se sofressem poucas interações entre si, ou a elípticas, no caso de os encontros e fusões serem muito frequentes O fator determinante para a evolução da galáxia é o meio no qual ela se encontra Crédito: Jeff Stanger

66 Formação de Galáxias Cenário Monolítico Hierárquico Colapso monolítico: formação do bojo e galáxias elípticas Acréscimo hierárquico: formação do disco de espirais pelo canibalismo de galáxias anãs ricas em gás A maioria das observações favorece o cenário hierárquico, mas algumas favorecem o cenário monolítico Não existe teoria satisfatória no momento