Sabendo o período (P, em dias) de uma estrela, podemos calcular a magnitude absoluta da mesma como: M V

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1 Aula 12 Galáxias Medindo grandes distâncias Os métodos vistos podem ser usados apenas para pequenas distâncias. Para se estudar as galáxias, inclusive a Via Láctea, se faz necessário um método mais preciso de se medir grandes distâncias (acima de 1000 anos-luz). Conhecendo a Evolução estelar, sabemos que estrelas Supergigantes Vermelhas e Azuis são instáveis, e por isso variam seu tamanho assim como a sua luminosidade com o tempo. O período em que estas estrelas variam de luminosidade é muito regular, servindo então como parâmetro para calcular a distância. Dois tipos de estrelas permitem a utilização desta técnica: RR Lyrae e Cefeídas. As primeiras são estrelas que estão começando a queimar Hélio em seus núcleos, possuindo tipo espectral entre B e F, magnitude absoluta de 0,6 e período de pulsação de 0,5 a 1 dia. Já as Cefeídas possuem tipo espectral entre F e K, e períodos que variam entre 1 e 100 dias. Estas últimas são mais utilizadas porque sua luminosidade varia bem mais em cada pulso, facilitando assim a sua detecção. Sabendo o período (P, em dias) de uma estrela, podemos calcular a magnitude absoluta da mesma como: M V = 3,125log P E comparando com a magnitude aparente, obtemos a distância da mesma, com já vimos na aula anterior. Sistema de coordenadas galácticas Para executar o mapeamento de nossa galáxia, utilizamos um sistema próprio a ela. Este sistema consiste numa latitude e numa longitude galáctica (b e l, respectivamente). Onde a latitude é definida com relação ao plano fundamental da galáxia (o que contem o disco galáctico), sendo positiva para o norte e negativa para o sul. Já a longitude é definida no plano galáctico, variando de 0 a 360 para leste, a partir da Constelação do Sagitário. O centro da galáxia possui: b=0 e l=0. E Declinação: -28 o 55 e Ascensão Reta: 17h42min.

2 Movimento das Estrelas nas galáxias Medindo-se o movimento próprio das estrelas (vide aula de constelações), e também a velocidade radial das mesmas, utilizando-se para este último do efeito Doppler, pode-se estimar a velocidade de deslocamento de muitas estrelas com relação ao Sol. Em média, a velocidade de deslocamento de estrelas próximas ao Sol é de 25km/s. Se fixarmos nosso sistema de referência no Sol, fazendo que todas as estrelas próximas deste estejam em repouso, perceberemos que todo o grupo de estrelas na proximidade do Sol viaja com praticamente a mesma velocidade em torno do centro da galáxia. Mas, se considerarmos as velocidades peculiares de cada estrela, veremos que o Sol viaja a 19,7km/s rumo a constelação de Hércules. Jan Oort utilizou-se da distância estimada do Sol com relação ao centro da galáxia para estimar a velocidade de translação do mesmo, usando também a lei de Kepler. Como verificou que o Sol daria uma volta na galáxia a cada 250 milhões de anos, a velocidade do mesmo deveria ser de 220km/s. Com base nestas medidas, podemos traçar a curva de rotação da Via- Láctea e de forma análoga, de várias outras galáxias. Note que apenas uma parte da curva (começo) corresponde à curva de rotação de um corpo rígido.

3 Massa da Via-Láctea O Sol gira em torno do centro da galáxia devido a grande quantidade de massa ali concentrada. Assumindo que o Sol possua movimento circular, poderemos calcular a massa da Via-Láctea (M G ) da seguinte forma (R OS : raio da órbita do Sol; V S : Velocidade orbital do Sol): F C = M M G S R V OS 2 S V = 2 S R G OS e F = 10 G 11 M GM O que é o limite mínimo para a massa, visto que esta é a massa contida no interior do raio da órbita do Sol. Esta massa indica a presença de no mínimo 100 bilhões de estrelas na Via-Láctea. = S R M S 2 OS G Composição e Geometria da Via-láctea Até 1917, acreditava-se que o Sol estivesse no centro de uma nuvem difusa, a Via-Láctea. Porém neste ano, Harlow Shapley mapeou a posição nos seus dos aglomerados globulares, e percebeu que estes se concentravam numa região, e não em outras. Com isto concluiu que o Sol não poderia estar no centro desta nuvem. Posteriormente, com o advento da radioastronomia, pode-se observar a distribuição da Via Láctea em comprimentos de onda longos o suficiente para que a poeira interestelar ficasse transparente. Comparando estes dados, com o que se sabia de outras galáxias, pode-se montar a geometria da Via-Láctea como sendo uma Galáxia em Espiral, tendo o Sol em um dos seus braços. A concepção atual da nossa galáxia inclui três componentes: o bojo, o disco e o halo:

4 O bojo possui em seu interior um núcleo massivo. Está na direção de Sagitários, envolto por uma grande quantidade de nuvens interestelares. Possui uma enorme variedade de estrelas, das mais jovens as mais velhas. Seu raio é de 1kpc (3000 anos-luz). O núcleo mais massivo possui em torno de 1pc. O disco é a região em que se localizam os braços espirais da galáxia, sendo povoado de estrelas mais jovens. O disco possui um diâmetro de 30kpc ( anos-luz) e uma espessura de 1kpc. O Sol se localiza no disco distante do centro em cerca de 7,5kpc. Já o Halo é uma distribuição simetricamente esférica de aglomerados globulares de estrelas vermelhas e velhas. No Halo não há quase nenhuma matéria interestelar. Este possui um diâmetro de duas a três vezes maior que o diâmetro do disco da galáxia, estendendo-se até as galáxias vizinhas, como é o caso das nuvens de Magalhães. Para se mostrar que a galáxia atualmente constitui um sistema em equilíbrio, basta-nos visualizar que a mesma possui cinco constituintes: Estrelas, campo de radiação das estrelas, poeira interestelar, campo magnético galáctico e os raios cósmicos. Sendo que todos estes componentes possuem

5 aproximadamente a mesma densidade de energia: entre 0,1 e 1eV/cm 3, havendo assim equilíbrio. O meio interestelar é constituído de gás e de grãos sólidos, contribuindo no máximo em 20% da massa da galáxia. A densidade destas partículas fica em torno de 1part/cm 3. Esta densidade pode aumentar para 100part/cm 3 quando se têm nuvens difusas. Estas possuem uma temperatura de até 100K. Os grãos do meio interestelar possuem como principal efeito a extinção ou atenuação da luz das estrelas, introduzindo assim um erro na medida da magnitude da estrela, e por conseguinte de sua distância. Já o gás é composto basicamente de Hidrogênio, com uma fração de 10% de hélio. Como este é excitado pela radiação proveniente das estrelas, ele passa a emitir radiação, principalmente na freqüência de 1420MHz. Assim, é justamente nesta freqüência que se pode mapear a galáxia, ou a população do meio interestelar da mesma. Como foi descoberto mais recentemente, o meio interestelar, principalmente em nuvens de maior densidade, possui uma fração de moléculas, inclusive de moléculas orgâncias, como o metano e o etano. Estas nuvens (nebulosa do Cone abaixo) formarão novas estrelas no futuro.

6 O campo magnético da galáxia possui uma intensidade de 10-6 Gauss, sendo que sua distribuição reproduz a geometria dos discos e dos braços espirais. Logo, o campo magnético deve possuir uma importante relação com a estrutura e com a dinâmica do disco galáctico. A estrutura de braço em espiral para a Via-Láctea pode ser observada pelo mapeamento em rádio-freqüência. Não se sabe perfeitamente quantos braços a Via-Láctea apresenta nem a forma dos mesmos. Se analisarmos a dinâmica do sistema, veremos que com uma velocidade de 220km/s, o Sol, em seus 5 bilhões de anos, já deve ter dado pelo menos 20 voltas em torno do centro da galáxia. Como a rotação é diferencial (e não como um corpo rígido), esperar-se-ia que os braços fossem enrolados, e não mais existissem. Uma explicação vem da teoria das ondas de densidade. Segundo esta teoria, temos que os braços espirais permanecem estáticos, a medida que as estrelas transladam. Seria análogo a um engarrafamento em certo trecho de uma rodovia: sempre acumula carros, mais sempre novos carros. Isto ocorre devido a ondas de compressão e rarefação que percorre o disco galáctico.

7 Populações Estelares Onde t é a idade; h é a altura com relação ao plano da galáxia (ligada à latitude galáctica); v é a velocidade de dispersão, a qual está ligada com o desaclopamento da estrela com relação ao disco; e Z é a metalicidade, isto é, a abundância de elementos químicos mais pesados. Quanto menor a velocidade de desaclopamento, maior é a participação da estrela para com a rotação da galáxia. Morfologia das Galáxias A classificação dos diversos tipos de galáxias existentes se deve a Hubble. Ele dividiu as galáxias em dois grupos, Elípticas (E) e Espirais (S). As elípticas mais circulares são classificadas como E0. Para galáxias mais excêntricas, usou de E1 a E7, segundo o aumento da excentricidade. Não existem galáxias E8, por exemplo. Já as espirais receberam uma segunda divisão: Barradas (SB) e não-barradas (S). Conforme a diminuição do bojo em relação aos braços da espiral, as galáxias vão recebendo letras, de a a c. Conforme esquema:

8 O quadro abaixo resume as principais propriedades das galáxias, dos seus vários tipos.

9 E0 SBc Sc

10 Galáxias Ativas Em geral as galáxias emitem apenas por processos térmicos. No entanto, uma classe de galáxias emitem uma grande quantidade de radiação, devido a processos extremamente energéticos, estas galáxias são chamadas de Galáxias Ativas. Nas galáxias ativas o núcleo é muito pequeno, porém mais luminoso que toda a galáxia, fazendo com que estas galáxias tenham o espectro semelhante a de uma estrela. A grande energia emitida pelo núcleo evidencia a existência de buracos negros supermassivos no centro destas galáxias. A luminosidade emitida pelo núcleo de uma destas galáxias é da ordem de luminosidades solares. Ainda há objetos com luminosidade bem superior a das galáxias ativas, estes são os Quasares. Acredita-se que o quasar tenha a mesma estrutura que uma galáxia ativa, no entanto devido a sua distância, bilhões de anos-luz, não há instrumento óptico com a capacidade de resolver sua estrutura. Entre os tipos de galáxia ativas temos: Galáxias Seyfert: compreende cerca de 1% das galáxias espirais. Muitas deste tipo estão relativamente perto da Via-Láctea, possibilitando assim a análise de sua estrutura.a análise do espectro de emissão destas galáxias indica que o gás no núcleo destas viaja entre 5000km/s e 10000km/s. Um dado importante acerca destas galáxias é que elas sempre se encontram próximas a galáxias normais, formando assim sistemas binários. Este dado leva à hipótese de que a interação entre as galáxias gere o fenômeno Seyfert. Objetos BL Lacertae: Emitem radiação sincrotrônica (vide figura), não apresentando um espectro como de uma estrela (não apresentam linhas de emissão, o que é um mistério), mais ao telescópio, se assemelha muito a uma estrela. Estes objetos poderiam variar muito rapidamente sua luminosidade, possuindo flutuações de 30% de uma noite para outra. Alguns destes objetos variam sua luminosidade num fator de 100. Radiogaláxias: Possuem emissões de Rádio bem superiores a de galáxias comuns, numa banda que vai de Hz até 10 7 Hz. Existem radiogaláxias cuja a emissão de rádio acompanha todo o tamanho óptico da galáxia e outras, cuja a emissão é menor que o comprimento da

11 mesma. Algumas radiogaláxias apresentam lóbulos de emissão dispostos simetricamente a cerca de 1Mpc do centro da galáxia. Estes lóbulos chegam emitir 100 vezes mais que a própria galáxia. Esquema da radiação Sincrotrônica: Quasares Descobertos em 1961, estes possuem um grande deslocamento para o vermelho, o que indica que estão a bilhões de anos-luz de distância. Seu espectro é bastante incomum, porém apresenta uma estrutura semelhante a de uma estrela. Possuem intensa emissão deste o rádio até de raios-x, indicando radiação sincrotrônica e processos térmicos altamente energéticos. Vários possuem uma extensão (estrutura dupla), caso sejam vistos segundo sua emissão de rádio.

12 Analisando a emissão dos quasares e sua variabilidade, pode-se estimar seu tamanho, que é de cerca de 1pc, isto é, vezes menor que uma galáxia normal. Estrutura: