(b) v rot ~ 350 km/s. Sa NGC Supondo movimento circular: Distância do Núcleo (kpc) Sa NGC Sa NGC Sab-Sb NGC 7217 Sb NGC 2590

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Marisa Alcântara Medina
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1 Introdução à Astronomia Semestre: Sergio Scarano Jr 19/05/2014

locidade de Rotação o (km/s) Ve (b) 375 350 325 300 275 250 225 200 150 125 100 v rot ~ 350 km/s Curvas de Rotação Sab-Sb NGC 7217 Sb NGC 2590 Sa NGC 4984 Sa NGC 4594 175 Sbc-Sc NGC

2 locidade de Rotação o (km/s) Ve (b) v rot ~ 350 km/s Curvas de Rotação Sab-Sb NGC 7217 Sb NGC 2590 Sa NGC 4984 Sa NGC Sbc-Sc NGC Sbc NGC 1620 Sa NGC 4378 Sbc NGC Supondo movimento circular: T Distância do Núcleo (kpc) a 2 v rot M 3 a UA T anos 2

3 O Efeito Doppler-Fizeau para Determinação de Velocidades Para o caso não relativístico: Aproximando +vt Afastando ct -vt ct ct z c v t c 1 v t c v 1 c 1 v 0 1 c c v c v c 0 Doppler (previu efeito para qualquer onda) Fizeau (aplicação Astronômica)

4 Núcleos Ativos Sergio Scarano Jr 13/08/2014

5 NGC 4151 T exp.

6 Tipos de AGNs Classificadas de acordo com sua aparência e natureza da radiação emitida. Em ordem de descoberta: Seyferts, Radio Galáxias, Quasares, BL Lac (Blazares), LINERS (Low Ionization Emission Regions) Galáxias Seyfert (Carl Seyfert 1943): Apresentam um núcleo ativo muito brilhante. A energia emitida pelo núcleo é várias vezes maior que energia da galáxia hospedeira. A velocidade de rotação do gás varia de: 1000 e km/s Seyfert 1 Linhas largas 200 e 1000 km/s Seyfert 2 Linhas estreitas NGC 7469 NGC 2110

7 Galáxias Seyfert

8 Quasares Quasares: Foram descobertos como sendo fontes de aparência estelar (na banda ótica) porém com emissão muito intensa na banda de rádiofreqüências (z até 6.5). 3C175 Objetos BL Lacs: Estes objetos apresentam alta polarização da radiação j j p p ç ç emitida nas banda ótica e rádio.

9 Quasares

10 Radiogaláxias Radiogaláxias: São radiofontes muito intensas, nas quais o meio galáctico pode ser distinguido do núcleo. Centaurus A Lenticular a 14 Milhões anos luz 3C219 LINER: São galáxias com o núcleo ativo e de baixa ionização.

11 LINERS (Low Ionization Emission Regions) AGN NORMAL Baldwin, Phillips & Terlevich LINERS

12 Blazares São objetos também de aspecto pontual, que emitem grandes energias dos seus núcleos, não apresentam caracterísitcas proeminentes em seus espectros, que não tem características térmicas. Entre eles se destacam OVVs e os objetos BL Lacertae. Markarian 421

13 Modelo Unificado de AGNs AGN são galáxias de núcleo ativo. Associa-se a atividade do núcleo a um buraco negro supermassivo observado por diferentes perspectivas. 3C175 NLR -Origem das linhas estreitas BLR-Origem Oi das linhas largas

14 O Grupo Local

15 Magnitudes Absolutas e Tamanhos das Galáxias Conhecidas as distâncias das galáxias, torna-se possível determinar as magnitudes absolutas e os tamanhos das mesmas e verificar como essa grandeza se relaciona com a classificação morfológica. Tipo cd E de dsph S0 Sa Sb Sc Sd/Sm Im/Irr dirr BCD M V Dados: Cox (1999) kpc kpc kpc kpc kpc kpc kpc kpc kpc kpc kpc kpc cd: Elípticas Gigantes E: Elípticas de: Anãs Elípticas dsph: Anãs Esferoidais S0: Lenticulares Sa: Espiral (Early) Sb: Espiral (Intermediaria) Sc: Espiral (Late) Sd/Sm: Espirais (Late Extremas) Im/Irr: Irregulares dirr: Anãs Irregulares BCD: Blue Compact Dwarf

16 Coordenadas Galácticas Tomando o plano da Galáxia e o seu centro como referências do sistema de coordenadas galácticos, temos: Coordenadas Galácticas l (longitude galáctica): medida angular no sentido direto centrada no Sol e feita a partir da direção que liga o centro da galáxia ao Sol até o objeto observado. b (latitude galáctica): medida angular desde o plano da galáxia até o objeto observado, positivo na direção do semi-espaço espaço que contém o pólo norte celeste. b Centro da Centro da Galáxia l

17 Aspectos dos Mapas em Coordenadas Galácticas Para representar coordenadas galácticas normalmente se utiliza a projeção de Aitoff.

18 Disposição Espacial de Algumas das Galáxias Mais Próximas à Via Láctea Dadas as distâncias e as coordenadas das galáxias no céu é possível obter a disposição espacial das mesmas. Via Láctea l = 121,2º 2º b = -21,6º M31

19 Representação Tridimensional do Grupo Local Em coordenadas equatoriais:

Tipos de Objetos do Grupo Local Devido as pequenas magnitudes absolutas, baixos brilhos superficiais e grandes distâncias envolvidas, somente no grupo local é possível avaliar o papel de galáxias

20 Tipos de Objetos do Grupo Local Devido as pequenas magnitudes absolutas, baixos brilhos superficiais e grandes distâncias envolvidas, somente no grupo local é possível avaliar o papel de galáxias anãs. Além do Grupo Local: 60 No Grupo Local: dsph 35 (65%) 50 Por rcentagem NGC205 Sextans A M32 Pegasus Andrômeda Leo I 0 E S0 S Irr Im P de 3 (6%) Irr 8 (15%) E 1 (2%) dirr 4 (7%) S 3 (6%) Tipo de Objeto

21 Distribuição Bipolar do Grupo Local No Grupo Local há duas galáxias dominantes sendo que a maior parte das galáxias restantes são satélites que orbitam em torno da Via Láctea ou da galáxia de Andrômeda, que concentram a maior massa do grupo. Subgrupo Via Láctea Subgrupo M31 + M33 B. Moore et al. (2001), Physical Review D64,

22 Baricentro do Grupo Local Cerca de 93% da luminosidade e 87% da massa gasosa do sistema se concentra nas espirais do sistema, enquanto a maior parte das galáxias restantes orbitam uma dessas galáxias. Fazendo a média ponderada de coordenadas e distâncias desse objetos, obtém-se a posição do baricentro. L V = L sol M = M sol M/L V = L V = L sol M = M sol M/L V = Subgrupo Via Láctea l = 84.3º Baricentro 537 kpc b = -16.1º Subgrupo M31 + M33

23 Dispersão de Velocidade no Grupo Local Conhecida a velocidade na linha de visada num referencial heliocêntrico e supondo uniformidade na dispersão de velocidades, podemos interpretar o excesso de velocidade em relação ao repouso como uma conseqüência da dispersão de velocidade. Subtraindo de <v pond > o movimento do Sol na direção de cada objeto Courteau & van den Bergh (1999) Co ontagem d> = 103 km m/s <v pond 2 = (61 ± 8) km/s v rad [km/s]

24 Limite de Tamanho do Grupo Local Contando o número de galáxias contidas dentro de distâncias crescentes desde o baricentro do grupo local pode-se definir o tamanho do grupo local como sendo a distância em que se estabiliza o número de galáxias contadas Núm mero de Galá áxias (M V < -10) RGL = 1.2 Mpc R bar [Mpc] van den Be ergh (2000)

25 Núcleo Ativo de Galáxia (AGN) São galáxias que emitem uma enorme quantidade de energia com espectro não térmico. Ou seja, a radiação proveniente do um AGN não pode ser explicada apenas por processos térmicos gerados no interior das estrelas. Principais características: Alta luminosidade (maior do que L Sol ); Contínuo dominado por emissão não térmica Radio-Raio Raio ; Variabilidade rápida (dias/horas); Alto contraste de brilho entre o núcleo ativo e a galáxia hospedeira; Linhas de emissão intensas, muito largas em alguns casos.

26 Grupos Compactos de Galáxias: Stephane s Quintet

27 Aglomerado de Virgo

28 Aglomerado de Galáxias Conhecidas as distâncias e as coordenadas das galáxias é possível fazer Conhecidas as distâncias e as coordenadas das galáxias, é possível fazer um mapa tridimensional de suas localizações.

29 Abell 2218

30 Lentes Gravitacionais Pela deflexão da luz de objetos massivos no caminho óptico, é possível Pela deflexão da luz de objetos massivos no caminho óptico, é possível medir a massa do objeto que desvia a luz por meio de lentes gravitacionais.

31 Million galaxies

32 Coma cluster

O Fluxo de Hubble e as Distâncias Comparando as velocidades de recessão com as medidas de distância por meio de Cefeidas, Edwin Hubble verificou uma estranha correlação entre

33 O Fluxo de Hubble e as Distâncias Comparando as velocidades de recessão com as medidas de distância por meio de Cefeidas, Edwin Hubble verificou uma estranha correlação entre velocidade de recessão e distância: Hydra Velocida ade [km/s] Bootes Corona Borealis Ursa Maior Virgo Distância [Mpc] V H 0 D

34 Coma cluster em raios X Em raio X é possível observar o gás intergaláctico à temperaturas de K.

35 Contagem de Galáxias SDSS

O Espectro de Fundo Eletromagnético Obtém-se as diferentes componentes da mesma forma como é feito com a radiação cósmica de fundo em microondas (CMB): Remove-se o

36 O Espectro de Fundo Eletromagnético Obtém-se as diferentes componentes da mesma forma como é feito com a radiação cósmica de fundo em microondas (CMB): Remove-se o ruído dos detectores - Sinais do Sistema Solar e Padrão de Dipolo Sinais da Galáxia - etc... No entanto: Subtrações ampliam erros; Em certas bandas sinal é mínimo.

37 Formação de Estruturas no Universo O t d é f it l j t COBE WMAP l O mapeamento do céu feito pelos projetos COBE e WMAP revelaram assimetrias na radiação cósmica de fundo de 2.7 K.

38 Curva de Radiação de Fundo de Céu Temperatura de corpo negro de ~3K compatível com o que se esperaria Temperatura de corpo negro de ~3K compatível com o que se esperaria para uma origem explosiva do Universo.

39 Simulações Numéricas Parte visível Matéria Escura

40 Trabalho recente nanature: Mapa de Ondas Gravitacionais

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