Astrofísica Extragaláctica Aula #11. Karín Menéndez-Delmestre Observatório do Valongo

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1 Astrofísica Extragaláctica Aula #11 Karín Menéndez-Delmestre Observatório do Valongo

2 Tópicos (Parte I) 1. Revisão: Formação e Evolução Estelar 2. Introdução a ExtragalácCca 3. Propriedades Gerais das Galáxias 4. Propriedades Gerais das Galáxias ElípCcas 5. Propriedades Gerais das Galáxias Espirais 5.1 Fotometria 5.2 Dinâmica 5.3 Estruturas estelares em galáxias espirais - estrutura espiral - Barra - Estabilidade dos discos

3 Braços Espirais um fenómeno global Trata- se de um fenômeno complexo envolvendo todo o material à é um fenómeno que envolve a galáxia inteira Um padrão coherente global indica que um processo global gera a estrutura O Grande número destes objetos na natureza indica que o movimento das estrelas do disco deve de alguma forma parccipar da construção e manutenção da estrutura espiral em intervalos de tempo longos (i.e., comparado com o período de rotação).

4 Braços Espirais um fenómeno global Trata- se de um fenômeno complexo envolvendo todo o material à é um fenómeno que envolve a galáxia inteira Um padrão coherente global indica que um processo global gera a estrutura Nota: - Um padrão coherente global indica que um processo global gera a estrutura - Braços de Cpo grand design encaixam nesta situação h]p://frigg.physastro.mnsu.edu/~eskridge/astr101/kauf25_21a.jpg

5 Braços Espirais um fenómeno global Trata- se de um fenômeno complexo envolvendo todo o material à é um fenómeno que envolve a galáxia inteira Um padrão coherente global indica que um processo global gera a estrutura Nota: - Um padrão coherente global indica que um processo global gera a estrutura - Braços de Cpo grand design encaixam nesta situação - Braços Cpo floculentos indicam que processos locais tem um efeito dominante em algumas regiões à presença de subestrutura caócca h]p://frigg.physastro.mnsu.edu/~eskridge/astr101/kauf25_21b.jpg

6 Estruturas Espirais as estrelas não carregam o padrão De primeira instância, os braços espirais parecem ter uma explicação simples, como resultado de um fluído com rotação diferencial h]p://frigg.physastro.mnsu.edu/~eskridge/astr225/week10.html

7 Estruturas Espirais as estrelas não carregam o padrão De primeira instância, os braços espirais parecem ter uma explicação simples, como resultado de um fluído com rotação diferencial Em apenas algumas rotações à apariência de braços muito apertados... à Winding Problem h]p://frigg.physastro.mnsu.edu/~eskridge/astr225/week10.html

8 Estruturas Espirais as estrelas não carregam o padrão Winding Problem : Um aspecto fundamental é que os braços espirais definicvamente não se comportam como uma estrutura material que se espirala gradualmente devido à rotação diferencial do disco. Se fosse esse o caso deveríamos observar galáxias com braços extremamente apertados devido ao efeito acumulado de dezenas de revoluções Se o padrão fosse fixo nas estrelas, em ~2-3 revoluções a apariência dos braços desapareceria. h]p://ircamera.as.arizona.edu/astr_250/lectures/lec_23sml.htm A pergunta verdadeira muda à como é que os braços espirais persistem?

9 Braços Espirais modelos Várias hipóteses foram estudadas para entender a presença (e persistência) destas estruturas 1950 s: origem magnécco? Sabemos que o campo magnécco segue os braços espirais o mecanismo de como isso funcionaria nunca foi desenvolvido claramente. Linblad: sugere que os braços têm uma origem dinâmica e aponta ao fato de que os braços não são compostos por material fixo (winding problem) : Lin & Shu desenvolvem a Teoria de ondas de densidade Teoria mais robusta até hoje o padrão espiral é o resultado de uma onda de densidade que viaja ao redor do disco com uma velocidade angular fixa, Ω P. São padrões de longa vida através do qual as estrelas e o gás orbitam o centro da galáxia.

10 Braços Espirais teoria de ondas de densidade Lembrando as curvas de rotações das galáxias espirais, sabemos que: nas regiões centrais das galáxias a velocidade angular das estrelas é constante ( rotação de um corpo sólido; e.g., <2-3kpc na VL); Em raios maiores, onde a curva de rotação revela uma velocidade constante, a velocidade angular das estrelas decresce com o raio, segundo a definição, Ω(R) = V/R à Velocidade diferencial nos discos Via Láctea: Em R=5kpc: v~200 km/s P rot ~ 150 x 10 6 anos. à A idade do disco (~Gyrs) aponto ao fato de que uma estrela zpica orbitou ~60-70 vezes Em R=25kpc: P rot ~ 750 x 10 6 anos à estrela zpica só orbitou ~15 vezes

11 Braços Espirais teoria de ondas de densidade Lembrando as curvas de rotações das galáxias espirais, sabemos que: nas regiões centrais das galáxias a velocidade angular das estrelas é constante ( rotação de um corpo sólido; e.g., <2-3kpc na VL); Em raios maiores, onde a curva de rotação revela uma velocidade constante, a velocidade angular das estrelas decresce com o raio, segundo a definição, Ω(R) = V/R à Velocidade diferencial nos discos Precisamos considerar duas velocidades angulares: velocidade diferencial nas órbitas estelares, Ω(R), uma velocidade angular fixa associada a uma onda de densidade, Ω P.

12 Teoria de ondas de densidade a ideia geral Há uma onda de densidade viajando ao redor do disco à provoca sobre- densidades de ~10-20% (à contraste nos braços) A onda viaja no disco com uma velocidade angular Ω p (velocidade do padrão), diferente da velocidade angular das estrelas no disco. Um observador numa posição fixa no disco veria um aumento na densidade local atravessando o seu campo de visão, impactando diferentes estrelas a medida que passa. No referencial do padrão (i.e., num referencial rotando com uma velocidade angular igual a Ω P ) as estrelas entram e saem do padrão.

13 Teoria de ondas de densidade a ideia geral Há uma onda de densidade viajando ao redor do disco à provoca sobre- densidades de ~10-20% (à contraste nos braços) A onda viaja no disco com uma velocidade angular Ω p (velocidade do padrão), diferente da velocidade angular das estrelas no disco. Um observador numa posição fixa no disco veria um aumento na densidade local atravessando o seu campo de visão, impactando diferentes estrelas a medida que passa. No referencial do padrão (i.e., num referencial rotando com uma velocidade angular igual a Ω P ) as estrelas entram e saem do padrão. Esta sobre- densidade estabelece um potencial que puxa as órbitas estelares Estrelas individuais permanecem nas suas próprias órbitas estelares; é o engarrafamento das órbitas ( crowding ) em certas regiões que leva ao padrão observado. Engarrafamento de órbitas estelares

14 Curvatura dos braços leading vs. trailing Um ponto interessante consiste em determinar como a curvatura dos braços espirais se comportam em relação ao sencdo de rotação do disco. Os braços podem ser de Cpo trailing ou leading No caso de braços de Cpo trailing os extremos dos braços apontam para a direção oposta ao sencdo de rotação à a porção convexa avança NGC4622

15 Curvatura dos braços leading vs. trailing Um ponto interessante consiste em determinar como a curvatura dos braços espirais se comportam em relação ao sencdo de rotação do disco. Os braços podem ser de Cpo trailing ou leading - No caso de braços de Cpo trailing os extremos dos braços apontam para a direção oposta ao sencdo de rotação à a porção convexa avança Poeira interestelar (e gás) se acumula onde encontra a onda de densidade à no caso dos braços Cpo trailing, se acumula na região côncava dos braços. NGC4622

16 Curvatura dos braços leading vs. trailing Um ponto interessante consiste em determinar como a curvatura dos braços espirais se comportam em relação ao sencdo de rotação do disco. Os braços podem ser de Cpo trailing ou leading No caso de braços de Cpo trailing os extremos dos braços apontam para a direção oposta ao sencdo de rotação à a porção convexa avança NGC Poeira interestelar (e gás) se acumula onde encontra a onda de densidade à no caso dos braços Cpo trailing, se acumula na região côncava dos braços. Os contornos de CO (figura) traçam as bandas de poeira do lado côncavo dos braços espirais.

17 Curvatura dos braços leading vs. trailing Um ponto interessante consiste em determinar como a curvatura dos braços espirais se comportam em relação ao sencdo de rotação do disco. Os braços podem ser de Cpo trailing ou leading Nos braços de Cpo leading os extremos dos braços apontam para a mesma direção de rotação do disco à a porção cóncava avança Em vários casos as indicações são de que os braços espirais são preferencialmente do Cpo trailing, mas existem casos onde se supeita que os braços podem ser do Cpo leading. NGC4622

18 Curvatura dos braços leading vs. trailing Um ponto interessante consiste em determinar como a curvatura dos braços espirais se comportam em relação ao sencdo de rotação do disco. Os braços podem ser de Cpo trailing ou leading Nos braços de Cpo leading os extremos dos braços apontam para a mesma direção de rotação do disco à a porção cóncava avança Em vários casos as indicações são de que os braços espirais são preferencialmente do Cpo trailing, mas existem casos onde se supeita que os braços podem ser do Cpo leading. NGC4622

19 Curvatura dos braços trailing ou leading? Dados espectroscópicos esclarecem qual é o lado que se aproxima e qual se afasta, mas para definir se os braços são de Cpo trailing ou leading precisamos saber se estamos observando o disco de acima ou de abaixo (i.e., se a porção de acima fica frente ou detrás do plano do céu) Como determinar? A localização da poeira produze um efeito de excnção diferente à a porção mais afastada aparentará ser mais fraca. NGC4622

20 Teoría de ondas de densidade a velocidade do padrão, Ω P No referencial de um observador orbitando com uma velocidade angular Ω P a onda de densidade é estacionária Chamamos o raio onde a velocidade angular das estrelas iguala aquela do padrão [Ω(R) = Ω P ] o raio da co- rotação nos raios onde as estrelas possuem uma velocidade angular maior que aquela do padrão (Ω(R) > Ω P ) as estrelas passam pela onda de densidade E, ao contrário, nos raios onde as estrelas possuem uma velocidade angular menor que aquela do padrão (Ω(R) < Ω P ) a onda de densidade passa as estrelas

21 Teoría de ondas de densidade a velocidade do padrão, Ω P Nos raios onde as estrelas possuem uma velocidade angular maior que aquela do padrão (Ω(R) > Ω P ) as estrelas passam pela onda de densidade Ø Quando gás e poeira (em rotação no disco) encontram a onda de densidade, sofrem compressão pelo aumento em densidade local de massa à adquirem densidade suficiente para colapsar Ø O colapso leva à formação de estrelas Ø Este processo leva um tempo finito, e já que a rotação ao redor do disco concnua, as estrelas novas aparecem rio abaixo da onda de densidade

22 Teoría de ondas de densidade a velocidade do padrão, Ω P Nos raios onde as estrelas possuem uma velocidade angular maior que aquela do padrão (Ω(R) > Ω P ) as estrelas passam pela onda de densidade Gás colapsa à es estrelas novas aparecem rio abaixo da onda de densidade Ø As estrelas mais massudas evoluem rápido e completam todas as fases evolucvas antes mesmo de sair por completo da onda de densidade onde elas nasceram à Estrelas massivas (e regiões HII) povoam preferencialmente os braços espirais à Os braços espirais são mais azuis que o resto do disco Ø Estrelas menos massudas (mais vermelhas) evoluem mais devagar à com o tempo, se distribuem no disco da galáxia à Distribuição mais homogênea de estrelas de menor massa no disco à São um melhor traçador da massa total da galáxia

23 Teoría de ondas de densidade a velocidade do padrão, Ω P Nos raios onde as estrelas possuem uma velocidade angular menor que aquela do padrão [Ω(R) < Ω P ] a onda de densidade passa as estrelas Ø No referencial da onda de densidade (i.e., um referencial rotando com velocidade angular Ω P ), as estrelas entram na onda de densidade pela borda convexa (que avança). Ø A expectacva é que gás e poeira se acumulam nesta borda, repecndo a mesmo cenário em raios menores Ø MAS, tem menos gás (molecular) e poeira em raios maiores.

24 Teoría de ondas de densidade a velocidade do padrão, Ω P Chamamos o raio onde a velocidade angular das estrelas iguala aquela do padrão [Ω(R) = Ω P ] o raio da co- rotação Ø As estrelas no raio de co- rotação estão imersas na perturbação (desvio do potencial do disco) estabelecida pela onda de densidade. à Com frequência observamos anéis de formação estelar no raio de co- rotação

25 Teoria de ondas de densidade consistente com as observações A teoria da onda de densidade (Lin- Shu) é consistente com muitas das propriedades observadas em galáxias espirais: 1) Localização de nuvens de HI e bandas de poeira nas bordas internas dos braços Cpo trailing 2) Presença de regiões HII e estrelas jovens/massudas nos braços 3) Abundância de estrelas vermelhas, mais velhas e menos massudas no resto do disco

26 Teoría de ondas de densidade órbitas estelares As estrelas dos discos das galáxias espirais apresentam órbitas que são ligeiramente diferentes das órbitas circulares. Um aspecto fundamental deste fenômeno é que, ao contrário do gás, as estrelas dos discos das galáxias espirais apresentam órbitas que são ligeiramente diferentes das órbitas circulares. O motivo é que, sendo um sistema não colisional, durante o seu movimento as estrelas devem conservar simultaneamente tanto a energia como o momentum angular relativo ao eixo de rotação da galáxia. v r v r ½ v r2 + ½ v 2 -GM(r)/r=E * v r=l *z Portanto, ½ v r2 =E * +GM(r)/r ½ L *z2 /r 2 A conseqüência do termo de momentum angular no potencial efetivo é que para L *z 0 a estrela não consegue escapar do interior da região entre os raios r 1 e r 2. Normalmente esta órbita em forma de roseta não é fechada e gradualmente a estrela vai percorrendo todo o interior Suponha que massa vista pelo disco seja tal que M(r)~M(r0)+b(r<r0), correspondente a uma curva de rotação próxima da plana. Nesta situação mostre que a órbita de uma estrela qualquer do disco deve necessariamente estar contida entre dois raios de um anel. Qual é a velocidade radial quando a estrela

27 Teoría de ondas de densidade órbitas estelares As estrelas dos discos das galáxias espirais apresentam órbitas que são ligeiramente diferentes das órbitas circulares. O movimento é discnto mas relacvamente próximo de uma órbita circular à é possível descrevê- lo como a composição de uma órbita circular à qual superpomos uma órbita de epiciclo no sencdo contrário. Como o movimento é distinto mas relativamente próximo de uma órbita circular é possível descrevê-lo como a composição de uma órbita circular à qual superpomos uma órbita de epiciclo no sentido contrário. É possível mostrar (veja Binney & Tremaine, 1985) que a freqüência de epiciclo é dada pela expressão k 2 = 1/r 3 d/dr(r 4 ) onde representa a freqüência angular do movimento circular. No caso mais comum das galáxias espirais temos na região externa que a velocidade circular de rotação é aproximadamente constante te Estime a freqüência de epiciclo na vizinhança solar na aproximação de curva de rotação plana e compare

28 Teoría de ondas de densidade órbitas estelares As estrelas dos discos das galáxias espirais apresentam órbitas que são ligeiramente diferentes das órbitas circulares. O movimento é discnto mas relacvamente próximo de uma órbita circular à é possível descrevê- lo como a composição de uma órbita circular à qual superpomos uma órbita de epiciclo no sencdo contrário. Portanto, podemos decompor o movimento da estrela em 2 componentes: A vel. ang. do centro do epiciclo (Ω 0 ) A frequência da órbita do epiciclo (κ)

29 Teoría de ondas de densidade órbitas estelares Orbita fechada, se κ/ω 0 = número inteiro Ainda fora desta situação, podemos definir um referencial com velocidade angular Ω P onde a órbita é fechada: Ω P =nκ/m - Ω 0 número de órbitas do epiciclo = m número de órbitas no referencial do padrão = n n=0 m=1 n=1 m=2 modo 2 = 2 órbitas do epiciclo, 1 órbita no referencial do padrão.

30 Teoria de ondas de densidade modos Interesting thing is that &-)/2 is ~constant over a wide range in radius so orbits are ~closed in a frame rotating at &p (Lindblad) A velocidade angular Ω- κ/2 é aproximadamente ~constante numa faixa extensa de raios à as órbitas estelares em estes raios aparecem fechadas num referencial rotando com Ω p (Lindblad)

31 Teoria de ondas de densidade modos Se consideramos um grande número de órbitas estelares à observadas de um referencial com velocidade angular Ω P = Ω 0 κ/2 à elipses concêntricas Des- alinhamento dos semi- eixos maiores (offset de fase) à estrutura espiral de Cpo trailing (con barra) à ou Cpo leading engarrafamento de órbitas estelares

32 Teoria de ondas de densidade modos Se consideramos um grande número de órbitas estelares à observadas de um referencial com velocidade angular Ω P = Ω 0 κ/2 à elipses concêntricas Des- alinhamento dos semi- eixos maiores (offset de fase) à estrutura espiral de Cpo trailing (con barra) à ou Cpo leading

33 Teoria de ondas de densidade modos É possível construir casos de galáxias mais parcculares. com apenas um único braço espiral. Nesta situação próximo. é necessário deslocar o centro das órbitas externas requerendo muito provavelmente a interação com algum outro objeto próximo. Em princípio, apesar de incomuns, é possível construir casos de galáxias com apenas um único braço espiral. Nesta situação é necessário deslocar o centro das órbitas externas requerendo muito provavelmente a interação com algum outro objeto Em princípio, apesar de incomuns, é possível construir casos de galáxias com apenas um único braço espiral. Nesta situação é necessário deslocar o centro das órbitas externas requerendo muito provavelmente a interação com algum outro objeto próximo. NGC4027 Você seria capaz de imaginar um evento capaz de gerar um sistema de apena um braço espiral? NGC 4027

34 Teoria de ondas de densidade resonâncias As equações de movimento deste sistema podem ser reduzidas às equações associadas com um movimento harmónico simples (ref. Caroll & Ostlie) Em termos matemáccos, podemos representar o movimento a aquele de um oscilador harmónico simples com frequência natural κ (frequência do epiciclo) levado a uma frequência m(ω 0 - Ω P ), onde: m é chamado o modo, Ω 0 é a velocidade angular da estrela Ω P é a velocidade do padrão. O raio onde Ω 0 = Ω P é o raio de co- rotação à Temos várias velocidades em jogo (velocidade do padrão e da estrela), que pode ser decomposta em 2: Ω 0 e κ à há condiciones onde o movimento do epiciclo entra em resonância com a velocidade do padrão. à Resonâncias de Linblad

35 Teoria de ondas de densidade resonâncias As equações de movimento deste sistema podem ser reduzidas às equações associadas com um movimento harmónico simples Interesting thing (ref. is that &-)/2 Caroll is & Ostlie) Em termos matemáccos, podemos representar o movimento a aquele de um oscilador harmónico simples com frequência natural κ (frequência do epiciclo) levado a uma frequência m(ω 0 - Ω P ), onde: m é chamado o modo, Ω 0 é a velocidade angular da estrela Ω P é a velocidade do padrão. O raio onde Ω 0 = Ω P é o raio de co- rotação Quando m x (Ω 0 - Ω P ) = ± κ à resonâncias de Lindblad As oscilações da estrela no epiciclo entram em resonância (no modo dado pelo fator m) com a velocidade do padrão: Wednesday, March 23, 2011 Resonância interna de Linblad (caso - κ), Resonância externa de Linblad (caso +κ), ~constant over a wide range in radius so orbits are ~closed in a frame rotating at &p (Lindblad)

36 Teoria de ondas de densidade resonâncias e evolução secular As resonâncias são de grande importância. As ondas de densidade (que produzem a estrutura espiral) só estão presentes entre as resonâncias (interna e externa) de Linblad. É comum encontrar anéis de formação estelar nas resonâncias, onde o material se acumula à evolução secular em ação!

37 Teoria de ondas de densidade limites Ainda que a teoria de ondas espirais de densidade seja elegante, não é a única explicação para a existência de estrutura espiral. Existem dicas que apontam para outros processos também: A teoria de ondas de densidade depende da velocidade diferencial e algumas estruturas espirais se encontram em regiões de rotação similar a um corpo rígido Braços espirais de Cpo floculento não apresentam um padrão espiral coherente Em alguns casos, interações com galáxias satélites claramente induzem perturbações na galáxia principal

38 n particular, small companions/fly-bys can induce a spiral disturbance in the Teoria de ondas de densidade ore massive galaxy. These are kinetic density waves, but they are transient. limites Ainda que a teoria de ondas espirais de densidade seja elegante, não é a única explicação para a existência de estrutura espiral. Existem dicas que apontam para outros processos também: ay, March 23, 2011 A teoria de ondas de densidade depende da velocidade diferencial e algumas estruturas espirais se encontram em regiões de rotação similar a um corpo rígido Braços espirais de Cpo floculento não apresentam um padrão espiral coherente Em alguns casos, interações com galáxias satélites claramente induzem perturbações na galáxia principal

39 Estabilidade dos discos o caso das barras Os discos sofrem de perturbações locais, a não seja que estejam rotando rapidamente ou tenham uma dispersão em velocidades alta (o disco é quente ) A estabilidade (ou inestabilidade) dos discos é determinada pelo parámetro de Ostriker- Peebles t = <T>/ W, onde: <T> = energia cinécca de rotação W = energia gravitacional

40 Estabilidade dos discos o caso das barras O teorema do virial estabelece que t~0-1/2 é uma faixa de valores válidos Ostriker & Peebles 1973 mostraram que para certos valores do parámetro t, o disco sucumbe à inestabilidade da barra (baseado em simulações de N corpos) As barras, uma vez se formam, crescen e se tornam mais fortes até o ponto da auto- destrução à formação de pseudobojos.

41 Estabilidade dos discos o caso das barras A presencia de uma barra serve, em principio, de termómetro da dispersão em velocidades num disco. ~2/3 das galáxias espirais apresentam uma barra no universo local (de Vaucoleurs+63 em banda B; KMD+07 no IV próximo) Esta fração evolui com redshiœ (e.g., Sheth et al. 2008), decresce A presença de barras traça a maturidade dos discos à quando estes acngiram dinámicas predominantemente rotacionais (discos frios ) Referências: Toomre instability criterion: Toomre (1964) Ap J 139, 1217 Bars in N-body simulations: Peebles & Ostriker (1973) Ap J 186, 467 Swing amplifier mechanism: Toomre (1981) see BT p509 Bars buckling to form bulges: Norman & Sellwood (1996) Ap J 462, 114

42 Estabilidade dos discos o caso das barras Destrução da barra Simulações de N corpos que consideram unicamente o componente estelar do disco concluem que as barras só podem ser destruídas numa interação entre galáxias, quando a galáxia satélite está suficientemente ligada como para afetar o campo gravitacional na região da barra. Se consideramos o papel do gás e da formação estelar (gerada pela barra), estes podem levar à auto- destrução da barra por: Dissolução das órbitas estelares que mantém a barra Ventos estelares, supernovas nas regiões de formação estelar (resonâncias) contribuem a esquentar o disco aumentando a dispersão Uma galáxia pode passar por várias fases de formação, destrução, regeneração da barra

43 Efeito das barras evolução secular Outros pontos de interesse no tópico das barras: As barras transportam gás a longo da estrutura, alimentando uma concentração central de gás à evolução secular, crescimento do bojo Efeito no gradiente químico da galáxia à a barra tende a diminuir o gradiente (transporte de material externo até regiões centrais) Intercâmbio de momento angular com o halo de matéria escura Evolução da fração de barras com redshiœ (Sheth et al.) Evolução das propriedades das barras com redshiœ (trabalho de Tomás)