Noções de Astronomia e Cosmologia. Aula 13 Galáxias Parte II

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1 Noções de Astronomia e Cosmologia Aula 13 Galáxias Parte II

2 ~40 galáxias conhecidas Grupo Local Diâmetro de ~2,4 Mpc Massa total ~ 2,3 x 1012M

3 Grupo Local Via Láctea 3 galáxias espirais Andrômeda (M31) Triângulo (M33) Crédito: Robert Gendler Crédito: Robert Gendler, Subaru Telescope (NAOJ)

4 Grupo Local A Via Láctea e Andrômeda têm juntas ~1012MSol A Galáxia e M31 têm aproximadamente a mesma massa M31 parece ser um pouco mais brilhante M33, a terceira mais massiva, tem ~5 x 1010M A soma de todas as outras galáxias juntas dá 10 ~5 x 10 M Grupo local é dominado pela Galáxia e por Andrômeda

5 Grupo Local Duas subestruturas: subgrupo da Via Láctea subgrupo de M31 poucas galáxias soltas pelo Grupo Local

6 Grupo Local Hoje conhecemos mais de 40 galáxias anãs no Grupo Local Possivelmente existem muitas mais Até 1944 só eram conhecidos 11 membros. Desde 1999 já foram descobertas mais de 10 galáxias anãs O modelo cosmológico atual prevê a existência de centenas de galáxias anãs no Grupo Local

7 Grupo de Galáxias Maior parte das galáxias se encontram em grupos (massas entre M ) Os grupos mais próximos são Escultor, a 1,8 Mpc e o grupo de M81, a 3,1 Mpc Alguns grupos são soltos como o Grupo Local Outros são extremamente compactos O primeiro grupo compacto de galáxias identificado foi o Quinteto de Stephan, a ~300 milhões de anosluz de distância Em um grupo compacto, nem todas as galáxias estão próximas (superposição) Difícil medir distâncias dentro do grupo

8 Grupo de Galáxias Quando as galáxias têm mais ou menos a mesma velocidade, há uma boa chance de que estejam unidas Quinteto de Stephan: Apenas quatro destas galáxias estão na verdade interagindo proximamente Image Data: Hubble Legacy Archive, ESA, NASA; Processing: Al Kelly

9 Quinteto de Stephan Estas galáxias interagem entre si. Notem as trilhas de gás e as distorções de forma Esta galáxia está a frente, distante do grupo, e não interage com as outras Image Data: Hubble Legacy Archive, ESA, NASA; Processing: Al Kelly

10 Aglomerados de Galáxias Massa: M Contêm entre centenas a milhares de galáxias Diâmetro: ~ 3 até 5 Mpc Apenas ~7% das galáxias do universo estão em aglomerados Aglomerado de Coma: Este aglomerado é um dos mais densos, com milhares de galáxias (d~100 Mpc) Crédito: Dean Rowe

11 Aglomerados de Galáxias Massa: ~ 3% galáxias (a maioria delas são elípticas e lenticulares) ~ 12% gás ~ 85% matéria escura Nos seus centros, são encontradas galaxias elípticas cd (alta luminosidade central e envoltórios grandes e difusos) Muitas galáxias anãs (mas pouca contribuição à massa ou luminosidade) Quanto mais denso o aglomerado, maior a fração de elípticas (relação morfologia-densidade)

12 Aglomerados de Galáxias Presença de 6 vezes mais gás do que estrelas Muito quente: entre K Aglomerado compacto Abell 2218 Muito rarefeito: ~ 1 átomo/litro (um litro de meio interestelar ~ átomos) Credit: Andrew Fruchter (STScI) et al., WFPC2, HST, NASA

13 Aglomerados de Virgem O aglomerado mais próximo é o Aglomerado de Virgem, contendo mais de 2000 galáxias a 17 Mpc de distância, com diâmetro de ~3 Mpc É o centro do superaglomerado local Contém 3 elípticas gigantes (tamanho ~grupo local) perto do centro O Grupo Local sente sua atração gravitacional Imagem: Antoine Vergara Astrophotography

14 Superaglomerado Local O Superaglomerado Local, dominado pelo aglomerado de Virgem e composto por várias dezenas de pequenos grupos, semelhantes ao Grupo Local Diâmetro ~ 40 Mpc Massa ~1015 MSol

15 Superaglomerados de Galáxias Maiores estruturas, mas fora de equilíbrio! Dezenas de aglomerados e grupos Dimensão típica ~ 30 Mpc Massa entre 1016 e 1017 M

16 Superaglomerados de Galáxias Formas achatadas ou filamentares Espaços vazios entre Aglomerados e Superaglomerados Galáxias mais brilhantes no visível dentro de um raio de 200 Mpc.

17 Superaglomerados de Galáxias Não se encontram estruturas maiores que 100 Mpc no Universo (Universo parece ser homogêneo em escalas > 100 Mpc) Galáxias mais brilhantes no infravermelho (coordenadas equatoriais)

18 Lentes gravitacionais Como medir a massa de uma galáxia ou aglomerado? Einstein (1915): Relatividade Geral Matéria e energia deformam o espaço-tempo Espaço-tempo determina a trajetória da matéria e radiação Astro em órbita de um corpo massivo:

19 Lentes gravitacionais A trajetória da luz é afetada pela presença de grandes massas Vejo a posição aparente da fonte de luz

20 Lentes gravitacionais Dependendo das posições relativas, podemos ter imagens múltiplas

21 Lentes gravitacionais Se o alinhamento é perfeito anel de Einstein Se o alinhamento não é perfeito imagens múltiplas Analisando as imagens formadas pela lente gravitacional, podemos deduzir a massa da lente

22 Lentes gravitacionais

23 Lentes gravitacionais

24 Expansão do Universo - Redshift Slipher (1914): espectros da maioria das galáxias são deslocados para comprimentos de onda maiores que os de repouso sofreram um redshift ( deslocamento para o vermelho ) Interpretando-o como um efeito Doppler, isto significa que estas galáxias estão se afastando de nós Na verdade, não é exatamente um efeito Doppler. É a expansão do Universo que estica os comprimentos de onda da luz que o permeia

25 Expansão do Universo - Redshift Os comprimentos de onda são esticados por um fator 1+z, onde z e chamado de redshift (cosmológico): λ = (1+z) λ0 Para z pequenos ( 1), uma galáxia com redshift z está se afastando com velocidade v = c z As próprias galáxias não estão expandindo. Elas são gravitacionalmente ligadas. É o espaço entre as galáxias que expande

26 Correção K Ao fazer observações fotométricas de uma galáxia distante, o redshift coloca uma parte diferente do espectro da galáxia, de comprimento de onda menor, numa dada banda X, do que se a galáxia fosse observada com redshift zero Temos que aplicar a chamada correção K: MX = mx (m M) KX onde mx e MX são as magnitudes aparente e absoluta na banda X, e (m M) o módulo de distância Obs: Alguns definem a correção K com o sinal oposto.

27 Galáxias Ativas e AGNs Galáxias Ativas mostram sinais de atividade violenta em várias partes do espectro A atividade provem dos seus núcleos, chamados AGNs (Active Galactic Nuclei) Elas vem em uma variedade de formas e cores, mas podem ser descritas por um modelo unificado que afirma que a atividade é devido a um Buraco Negro Supermassivo no núcleo Centaurus A Copyright 2008 Ángel R. López-Sánchez

28 Galáxias Seyfert São na maioria espirais compõem poucos % de todas as galáxias frequentemente acompanhadas por outras galáxias têm núcleos brilhantes que são fontes de um contínuo sem propriedades distintas e mostram emissão bastante variável em raios X

29 Galáxias Seyfert Seyfert 1: linhas de emissão largas de HI, HeI e HeII vindo do núcleo e linhas estreitas (mais largas que em galáxias normais), incluindo linhas proibidas (ex. OIII, SII). O contínuo e a emissão nos raios X são fortes Seyfert 2: Só linhas estreitas, o contínuo e a emissão nos raios X são menos fortes. A radiação nos raios X faltando parece ter sido absorvida por gás denso. Hβ Based on the image from Bill Keel's slide set

30 Galáxias Seyfert As larguras das linhas espectrais são atribuídas ao efeito Doppler: as estreitas vem de gás movimentando-se com ~500 km/s as largas, com velocidades de 1000 a 5000 km/s Há tipos intermediários chamados Seyfert 1.5 Algumas galáxias Seyfert 1.5 mudaram dentro de poucos anos para Seyfert 2.

31 Espectros de AGNs Parte contínua do espectro de um AGN: Big blue bump: radiação térmica de um disco de acreção oticamente denso IR bump: radiação térmica emitida por grãos de poeira de 2000 K radiação síncrotron: jatos energéticos Ainda há muitas incertezas na interpretação dos espectros de AGNs

32 Radiogaláxias Irradiam extremamente forte no rádio Cygnus A é o terceiro objeto mais brilhante no rádio no céu, após o Sol e um remanescente de supernova, só que a 240 Mpc de distância Lradio = W, várias milhões de vezes mais brilhante que galáxias normais Cygnus A (3C 405) 4.8 GHz VLA map courtesy of C. Carilli

33 Radiogaláxias Classificação: NLRG (Narrow-Line Radio Galaxies) linhas de emissão estreitas são elípticas gigantes (ge e Cd) BLRG (Broad-Line Radio Galaxies) linhas largas têm núcleos brilhantes e estelares (puntiformes em telescópios) com envelopes fracos

34 Radiogaláxias A luminosidade no rádio vem de um caroço compacto no núcleo e um halo do tamanho da galáxia ou mais, ou de um par de lóbulos Os lóbulos de Cyg A tem ~24 kpc de diâmetro

35 Radiogaláxias A maioria das radiogaláxias apresentam jatos colimados ligando o caroço aos lóbulos "Radio galaxy 3C98". Via Wikipedia le:radio_galaxy_3c98.png# mediaviewer/file:radio_gala xy_3c98.png Lóbulos (em laranja) se extendem por um milhão de anos-luz e os jatos por 4,16 anos-luz. Créditos: Capella Observatory (optical), with radio data from Ilana Feain, Tim Cornwell, and Ron Ekers, R. Morganti, and N. Junkes; NASA/TANAMI/Müller et al.

36 Quasares Quasares (QUAsi-StellAr Radio sources) ou QSRs aparecem puntiformes em telescópios Foram tidos por estrelas bizarras, apresentando linhas espectrais desconhecidas, até que estas foram identificadas como linhas de hidrogênio deslocadas por redshifts altos (até z~6) muito distantes (3C 273: z = => d 620 Mpc) intrinsecamente muito brilhantes: de 1038 a 1041 W, ~ vezes mais energéticos que a Via Láctea Espectro do quasar 3C 273 (1963). (Palomar/Caltech)

37 Espectros de Quasares cobrem 15 ordens de grandeza em ν ν baixas: radiação do jato pico nos raios γ próximos, no infravermelho ou raios X O UV bump é comum em espectros de quasares Linhas de absorção alargadas pelo efeito Doppler (v até > km/s) Linhas de absorção devido a material entre o quasar e a Terra

38 Quasares - Terminologia Objetos similares, mas não necessariamente brilhantes no rádio, são chamadas QSOs (Quasi-Stellar Objects) Frequentemente, Quasar e QSO são usados como sinônimos Quem quiser pode distinguir entre radio-quiet QSOs e radio-loud QSOs, ou entre radio-quiet Quasares (nome contraditório) e radio-loud Quasares

39 Quasares - Evolução Olhando para a densidade de quasares em função do redshift, vemos que no passado, a z~2, quasares brilhantes, com MB < -25.9, eram mais que 1000 vezes mais frequentes que hoje

40 Quasares Foi o número de quasares que diminuiu ou as suas luminosidades?

41 Quasares A evolução da função de luminosidades com o redshift desde z = 2 sugere a segunda opção: queda de luminosidades Deslocamento horizontal => deslocamento para luminosidades menores (vertical seria para números menores) Os quasares estão apagando. The 2dF QSO Redshift Survey - I. The Optical Luminosity Function, B.J. Boyle et al.

42 Quasares Dunlop et al. (2003): galáxias ativas em alto redshift são essencialmente as mesmas galáxias que hoje têm Buracos Negros Supermassivos, de ~109 MSol, mas não necessariamente são ativas A atividade de um quasar deve durar ~ escala de tempo de queda livre da galáxia, enquanto material está caindo no Buraco Negro Quasares estão apagando por falta de combustível Interações com outras galáxias podem reacender a atividade: Colisões com remoção de momento angular de um disco, com material caindo no centro da galáxia Fusões fornecendo combustível AGNs eram mais numerosos a z ~ 2

43 Quasares Do Big Bang até z = 4, a densidade de quasares aumentou: naquela época os buracos negros centrais das galáxias ainda estavam se formando (crescendo)

44 Variabilidade de AGNs Diferentes regiões do espectro de AGNs variam em escalas de tempo diferentes: O contínuo e as linhas largas podem variar por um fator dois em escala de dias a meses As linhas estreitas mostram pouca variabilidade Nos raios X e no ótico podem ser vistas variações de poucos % em poucos minutos Ha variações de luminosidade de vários anos também

45 Variabilidade de AGNs

46 Outros Objetos Blazares ou objetos tipo BL Lac: Variações rápidas de até 30% em poucas horas, ou de fatores até 100 em períodos mais longos Espectros contínuos com alto grau de polarização linear, linhas espectrais muito fracas Maioria em galáxias elípticas OVV (Optically Violent Variable quasars): Similar a objetos BL Lac, mas mais luminosos e com linhas largas de emissão

47 Outros objetos ULIRGs (UltraLuminous InfraRed Galaxies): Galáxias com espectros similares aos quasares mas sem linhas largas, muito brilhantes no infravermelho LINERs (Low Ionization Nuclear Emission-line Regions): luminosidades baixas nos núcleos, linhas de elementos baixamente ionizados ([OI], [NII]...), espectros similares a Seyferts 2, mas também a galáxias starburst e regiões HII => Não é claro se realmente são AGNs

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49 Modelo Unificado de AGNs As galáxias ativas parecem ser de natureza similar: Galáxias cuja fonte de energia é a acreção de material num buraco negro supermassivo no núcleo As diferenças vem de características como a massa do Buraco Negro a taxa de acreção a presença ou ausência de jatos ou lóbulos a orientação em relação a linha de visada

50 Modelo Unificado de AGNs As escalas de tempo das variações nas diferentes partes dos espectros indicam o tamanho do emissor: R ~ c Δt/2 Para uma componente opaca (sem radiação vindo do lado de trás): R ~ c Δt Se o quasar se encontra a redshift z, as ondas são esticadas no caminho: R ~ c Δt/(1+z)

51 Modelo Unificado de AGNs Tomando a escala de tempo de variações nos raios X e no ótico, ~ 1 hora, como típica para a região central de emissão, e z = 0, obtemos R 7 AU, menor que o Sistema Solar para um objeto irradiando ~ W! Um BN com 7 AU como raio de Schwarzschild teria M = Rc2/2G = MSol Pelo limite de Eddington, a massa mínima para um objeto acretando e irradiando L = W seria: M [L/ W] MSol = MSol => A fonte de energia tem que ser acreção num buraco negro!

52 Modelo Unificado de AGNs Esta acreção ocorre através de um disco de acreção cuja rotação pode ser detectada pelo efeito Doppler A temperatura do disco deve ser ~ K Sua radiação térmica explica o UV bump nos espectros de quasares

53 Modelo Unificado de AGNs O Modelo prevê três regiões: Um toro de íons a ~1000 raios de Schwarzschild, onde a radiação vindo do BN contrabalança a pressão do gás radiação UV. de 103 a 105 RS, um disco fino mantido estável pela pressão do gás. Este disco pode receber radiação da fonte central ou do toro interno, causando um vento para fora a partir de 105 RS, o disco fragmenta em nuvens pequenas

54 Modelo Unificado de AGNs O toro de íons causa um campo magnético que acelera partículas carregadas para fora do disco, removendo energia de acreção Este campo pode induzir um campo entre os polos e o equador do BN que freia a sua rotação e carrega energia rotacional para fora (mecanismo de Blandford-Znajek) Estes campos magnéticos produzem uma corrente relativística de partículas carregadas que seguem as linhas do campo e irradiam a radiação síncrotron detectada

55 Modelo Unificado de AGNs As escalas de tempo das variações nas linhas largas de emissão, de dias a meses, sugerem que a emissão destas linhas acontece por nuvens numa região perto do centro, até 1015 m deste A proximidade do BN também explica as altas velocidades das nuvens de até km/s que causam as larguras das linhas de emissão

56 Modelo Unificado de AGNs Estas nuvens devem ser heterogêneas, parcialmente ionizadas Estudos detalhados das linhas de emissão indicam, que as densidades de elétrons são de 1015 m-3 a 1016 m-3 e temperaturas de ~104 K Envolvendo o disco de acreção e a região de linhas largas existe um toro de gás e poeira oticamente espesso

57 Modelo Unificado de AGNs Mais longe do centro e, portanto, com velocidades menores, está a região das linhas estreitas Aqui as densidades são de 1010 m-3, comparável a regiões HII, permitindo a formação de linhas proibidas As temperaturas são de ~104 K As nuvens ocupam 2% da região

58 Modelo Unificado de AGNs Usando este modelo geral, e admitindo que há quasares irradiando fortemente no rádio e outros não, podemos explicar os diferentes tipos de AGNs

59 Modelo Unificado de AGNs visto de frente (edgeon), o toro de gás e poeira obstrui a vista para o centro, para o disco de acreção e para a região das linhas largas só vemos a região de linhas estreitas Seyferts 2, radiogaláxias de linhas estreitas (NLRG)

60 Modelo Unificado de AGNs aumentando o ângulo com o disco, o toro não obstrui mais a vista para a região das linhas largas vemos linhas largas e estreitas Seyfert 1, radiogaláxias de linhas largas (BLRG)

61 Modelo Unificado de AGNs aumentando o ângulo mais ainda, o núcleo aparece e excede as outras partes em brilho QSOs radio-quiet e radio-loud (QSRs) Nos radio-loud começa a aparecer a polarização de jato olhando contra o jato, este aparece muito brilhante e a polarização é forte Blazars, OVV

62 Jatos e Lóbulos Algum mecanismo deve colimar as partículas carregadas que saem do disco de acreção para formar os jatos extremamente finos observados, e algo deve mantê-los a velocidades relativísticas até chegarem aos lóbulos processos ainda não bem compreendidos

63 Jatos e Lóbulos Geração dos Lóbulos Os lóbulos surgem onde os jatos se chocam com o meio interestelar A energia é dissipada e deixada para trás, tal que as atuais frentes de choque dos jatos, aparecendo como hot spots, pontos quentes, que ficam na frente dos lóbulos Images from NRAO