Galáxias Laboratórios para estudo da Física

Tópicos em Física Geral I - 2012 Profa. Responsável: Sandra Amato Galáxias Laboratórios para estudo da Física Marcio A. G. Maia 1

Começando com um pouco de História... Astrônomo Profissão Perigo Tampa de caixão de um Faraó egípcio mostrando dois astrônomos assistentes (2000-1500 AC). Hieróglifos listam estrelas, cujo nascer indica o início de cada hora da noite. 2

Astrologia X Astronomia Qual a diferença entre elas? Física e Matemática, muuuiiiiita Física e Matemática!!!! 3

Aprendendo Física de maneira arriscada O GLOBO de 18/maio/2005 4

Aristóteles (350 A.C.) Refina modelo de Eudoxus no qual a Terra seria o centro do Universo, com o Sol, planetas e as estrelas girando em torno dela, fixadas em esferas cristalinas. 8

Demócrito (~400 A.C.) Atribui a estrelas não resolvidas, o brilho da banda luminosa cortando o céu noturno. Mais tarde viria a ser chamada de Via Láctea. 9

Aristarco de Samos (~250 A.C.) Foi o primeiro a propor o sistema Heliocêntrico. 10

Nicolau Copérnico (1543) Em seu livro De Revolutionibus apresenta a teoria Heliocêntrica. 11

Eppur si muove! Galileo Galilei (1610) Utilizando uma luneta, por ele (re)inventada, confirma que a Via Láctea é formada por estrelas. Além disso, vê satélites de Júpiter o que reforça a teoria heliocêntrica. A Galáxia não é nada mais do que uma massa de inumeráveis estrelas plantadas juntas em aglomerações. Para qualquer parte que você dirija o telescópio, imediatamente uma vasta multidão de estrelas apresenta-se a vista. Galileo (1610) 12

Charles Messier (1784) Compilou o Catalogue des nébuleuses et des amas d'étoiles que l'on découvre parmi les étoiles fixes, sur l'horizon de Paris. Nele estão as primeiras referências a aglomerados de galáxias. Messier listou 103 nebulæ, 30 das quais são galáxias. M1 M101 Nebulosa do Caranguejo Galáxia do Cata-vento 13

Wilhelm Herschel (1785) Suas descobertas com o telescópio construído por ele mesmo, fizeram com que o rei da Inglaterra financiasse a construção do maior telescópio da época, com 1.47m de abertura. Em 1785 ele publicou On the Construction of the Heavens, no qual sugeriu que o sistema sideral que habitamos é uma nebulosa comum em aparência a muitas outras, as quais por sua vez, devem ser externas à nossa. Descrição de Herschel para a Via Láctea 14

William Parsons (Lorde Rosse) 1845 Constrói um telescópio de 1.80m de diâmetro e descobre que algumas nebulosas possuíam formato espiralado. 15

Desenhos de Parsons mostrando que algumas nebulosas apresentam uma estrutura espiral. M51 16 M101

Henrietta Leavitt (1912) Descobre para a classe de estrelas chamadas de Cefeidas, uma relação entre o período de variação de seu brilho e sua luminosidade intrínseca. Com isso, é possível medir-se distâncias dentro e fora de nossa galáxia. 17

Herber G. Curtis & Harlow Shapley Em 1920 um grande debate foi estabelecido entre Herber Curtis e Harlow Shapley a respeito da natureza extragaláctica das galáxias. Curtis defendia a idéia de que elas eram exteriores a Via Láctea, enquanto Shapley advogava a idéia de elas serem objetos internos de nossa galáxia. Neste debate, nenhum saiu vitorioso, e os detalhes das idéias advogadas pelos dois estavam incorretos. Somente mais tarde foi possível estabelecer a natureza extragaláctica destas nebulosas. Curtis tenta difundir o nome Universos-Ilhas para galáxias. No site abaixo está a transcrição do Grande Debate http://antwrp.gsfc.nasa.gov/htmltest/gifcity/cs_nrc.html 18

Edwin Hubble (1923-1929) Consegue determinar a distância de uma nebulosa na constelação de Andrômeda, usando, para isso, uma estrela cefeida (1923). Estava demonstrado que elas tinham natureza extragaláctica. Observando mais galáxias, e adicionando os dados de Slipher, Hubble concluiu que: elas se afastam mais rapidamente quanto mais longe estão (1929). H 0 ~ 70 km/s/mpc 19

Desvio para o vermelho - REDSHIFT - z O fato de galáxias estarem ancoradas ao Universo, o qual se apresenta em expansão, faz com que vejamos a maioria das galáxias se afastando de nós. Esta velocidade de afastamento (positiva) é dada pela constante de Hubble H 0. O redshift é dado pela expressão: 16 z 1+ v / c = δλ / λ = 1 1 v / c 200 293 520 813 A velocidade de recessão de uma galáxia é dada por: v c ( z = ( z + 1) + 1) v = cz A sua distância é obtida através de: D = 2 2 v H 0 1 + 1 (Mpc) Para baixos z 20

Desvio para o vermelho - REDSHIFT - z 100 Mpc 100 Mpc 100 Mpc 100 Mpc 15000 km/s 200 Mpc 7500 km/s 100 Mpc 0 km/s 7500 km/s 100 Mpc 15000 km/s 200 Mpc 7500 km/s 100 Mpc 0 km/s 7500 km/s 100 Mpc 15000 km/s 200 Mpc 22500 km/s 300 Mpc 0 km/s 7500 km/s 100 Mpc 15000 km/s 200 Mpc 22500 km/s 300 Mpc 30000 21 km/s 400 Mpc

Diagrama de Hubble Irr 22

Via Láctea - a nossa galáxia [-------- ~ 100.000 anos luz ---------] Galáxia de Andrômeda, bastante similar à nossa Desenho esquemático da Via Láctea 1 kpc = 1000 pc = 3300 a.l. 23

Galáxias Elípticas Galáxia elíptica gigante situada no centro de um aglomerado de galáxias. Ela é 40 vezes mais massiva do que a nossa galáxia. 0 ------------ O que parecem ser estrelas, são na verdade aglomerados globulares. Elipticidade E0 - E7 N = 10 x (1-b/a) M87 - NGC 4486 - Virgo 24

Galáxias Espirais NGC 2903 SBd 25

Galáxias Irregulares UGC 6456 Galáxia Irregular anã (cores reais) 26

Galáxias Peculiares 27

Estruturas de uma Galáxia Espiral Bojo Barra 28

Resumo das Propriedades Básicas das Galáxias Propriedade Espirais Elípticas Irregulares Forma e Disco achatado de Sem disco, com es- Sem estrutura. estrutura gás e estrelas, braços trelas distribuídas Algumas com espirais, bojo e halo. em um elipsóide. aparência explosiva Conteúdo de Disco: jovens e velhas. Só estrelas Velhas e novas. estrelas Halo: só velhas. velhas. Gás e poeira Disco: muito. Pouco ou Muito Halo: pouco. nenhum. Formação Ainda produzindo Insignificante Grande estelar Movimento Gás e estrelas no disco: Órbitas Estrelas e gás estelar órbitas circulares; aleatórias. têm órbitas no bojo: mov. aleatório. irregulares. 29

Voltando a falar sobre galáxias: Massa Luminosidade Estrelas 30

Como as galáxias se sustentam sem desabarem sobre si mesmas sob a força de sua gravidade? Espirais: Por rotação (momento angular) do disco. Elípticas: Por movimentos aleatórios (dispersão de velocidades). Movimentos aleatórios pequenos na nuvem protogaláctica ---> Galáxia Espiral Movimentos aleatórios grandes na nuvem protogaláctica ---> Galáxia Elíptica 31

Teoria de ondas de densidade Órbita aproximadamente circular do material 32

Esquema de uma onda de densidade 33

Esquema de onda de densidade Poeira entrando no braço Região do braço espiral com pico de formação estelar Região de estrelas mais velhas 34

Teoria de ondas de densidade (linhas gerais) Nós vemos o padrão espiral como o resultado de uma atividade de formação de estrelas mais acentuada naquela região. As regiões entre os braços, são praticamente tão densas quanto as dos braços. O que acontece é que nas partes mais visíveis (onde temos estrelas se formando), está ocorrendo uma ligeira compressão no gás produzida por uma perturbação denominada onda de densidade. Esta compressão é que desencadeia a formação de estrelas. Vários fatores poderiam induzir estas ondas de densidade, entre elas: a instabilidade do gás nas proximidades do bojo; efeitos gravitacionais de galáxias satélites; assimetria do bojo. 35

Teoria de ondas de densidade Os braços espirais não devem se vistos como um conjunto de estrelas, gás e poeira movendo-se rígido pelo disco da galáxia, e sim como o resultado de uma onda de compressão e rarefação que no momento está varrendo aquela parte da galáxia, e tornando a região levemente mais densa que a média. Uma visão familiar de uma destas ondas, pode ser obtida com auxílio da figura abaixo, que mostra um corriqueiro engarrafamento de trânsito. Um bloqueio em parte da rodovia, produz um acúmulo de veículos, por redução da velocidade dos mesmos. Um observador fora da rodovia, vê carros diferentes a cada momento, movendo-se mais lentamente no local do engarrafamento, e depois acelerando. No braço da galáxia, ocorre algo similar, estrelas e gás entram no mesmo, diminuindo sua velocidade, e aumentando a densidade na região. A onda se move mais lentamente e independentemente do fluxo de material do disco da galáxia. Na analogia do trânsito, teríamos que, mesmo liberando o bloqueio, após o conserto da rodovia, persistiriam os efeitos do engarrafamento por algum tempo. Na galáxia também a perturbação se move pelo disco, mesmo depois que a sua causa tenha desaparecido. 36

Pesando a Galáxia As galáxias não rotam como um corpo rígido. Usando a terceira lei de Kepler que relaciona a massa, período e tamanho das órbitas, podemos fazer uma estimativa da massa da nossa galáxia interior à órbita do Sol: Massa total = (semi-eixo maior) 3 / (período) 2 Força centrípeta = Força gravitacional 2 m V R GMm M RV 2 = = V 2 R G = GM R M Galáxia ~ 10 11 M Sol 37

A brilhante idéia da Matéria Escura Para explicar a curva de rotação observada, que contraria a tendência de queda da velocidade de rotação nas suas partes externas, foi sugerida a existência de matéria além dos limites observáveis da galáxia. Representação da distribuição de matéria escura em torno de uma galáxia 38

A brilhante idéia da Matéria Escura No início do Universo, as matérias escura e bariônica estavam homogeneamente distribuídas. Pequenas flutuações de densidade na distribuição de matéria escura fizeram com que esta produzisse certas concentrações deste material. Mais tarde quando o Universo estava mais frio, a matéria bariônica começou a ser puxada para estes poços de potenciais. 39

Candidatos a Matéria Escura 40

Candidatos a Matéria Escura Matéria Ordinária - Gás e poeira (matéria visível composta de 75% de Hidrogênio) - MACHOS (Massive Halo Compact Objetcs, Planetas, anãs marrons, ) Matéria/Teoria Exótica - Neutrinos - WIMPS (Weakly Interacting Massive Particles) - Mudança da Gravidade A quantidade de matéria escura é 10 vezes maior do que a de matéria convencional (bariônica). 41

Luminosidades e Cores de galáxias A cor e a luminosidade das galáxias normais é o resultado da soma da luz proveniente de suas estrelas constituintes. Uma conexão pode ser estabelecida entre o tipo morfológico da galáxia e sua população estelar dominante. Galáxias Irregulares possuem predominantemente estrelas de População I. Espirais possuem tanto estrelas de Pop I como de Pop II, seguindo uma seqüência crescente de aumento de luz proveniente de Pop II dos tipos Sc para os Sa. Lembrando Pop I População jovem, estrelas azuis, ricas em elementos pesados. Pop II População velha, estrelas vermelhas, ricas em H e He. 44

Diferentes tipos morfológicos de galáxias representadas em termos de luminosidades derivadas de suas populações estelares. Luminosidade da Pop I -----> Irr de Sc Sb S0 Sa E ge Luminosidade da Pop II -----> 45

Quadro com propriedades gerais de galáxias Espirais Elípticas Irregulares Massa (M Sol ) 10 9-10 12 10 6-10 13 10 8-10 11 Luminosidade (L Sol ) 10 8-10 11 10 6-10 11 10 8-10 11 M/L 2-10 5-30 1-3 Diâmetro (kpc) 5-50 1-200 1-10 Populações estelares Tipo espectral composto Material interestelar Ambiente em grande escala Velha no Halo e Bojo Jovem no Disco Velha Jovem e Intermediária A (Sc) até K (Sa) G até K A até F Gás e poeira no Disco Em grupos, regiões de baixa densidade de galáxias Pouca quantidade de gás e poeira Aglomerados ricos Muito gás; alguma poeira Regiões de baixa densidade de galáxias 46

Como se parecem as galáxias vistas espectroscopicamente? Exemplos de espectros de estrelas Espectros contendo linhas do Hidrogênio em absorção e emissão 47

Curvas de corpo negro para diferentes temperaturas. Este conjunto permite visualizar o intervalo de comprimentos de onda que uma determinada estrela emite predominantemente. Isto é feito usando-se a Temperatura efetiva da estrela. Ex.: O5 --> T eff 40.000K G5 --> T eff 5.500K M5 --> T eff 2.500K 48

Como se parecem as galáxias vistas espectroscopicamente? Os espectros das galáxias é o resultado da soma da luz individual de suas estrelas (~50 bilhões), mais nuvens moleculares e regiões com formação estelar. Espectros para galáxias representativas de diferentes tipos morfológicos. 49

Como se parecem as galáxias vistas espectroscopicamente? (aspectos típicos dos espectros) Contínuo Linhas de emissão Linhas de absorção Linhas de absorção: necessitam de metais nas atmosferas estelares ou de gás frio no meio interestelar. Implica na existência de populações estelares velhas. Estão presentes em elípticas e bojos de espirais. Linhas de emissão: requerem gás quente ou estrelas dos tipos O e B. Implica em estrelas recém formadas ou em formação. São produzidas em discos de espirais e em galáxias Irregulares. 50

Endereços famosos (linhas) Alguns comprimentos de onda de características típicas (features) nos espectros são importantes para o estudo de determinadas propriedades, pois estão relacionados com processos físicos bem estabelecidos. Eles permitem o diagnóstico das propriedades físicas da região proveniente tais como temperaturas, densidades, composição química, etc. 51

Formação estelar em galáxias A formação de estrelas em uma galáxia está relacionada com: 1- as condições iniciais de sua formação; 2- a evolução que a mesma sofre após sua formação; 3- tem que haver disponibilidade de gás e poeira frios. As galáxias elípticas tiveram a produção de estrelas em um grande surto, que foi interrompido após exaurirem seu combustível (o gás do meio interestelar). As galáxias espirais, possuidoras de um momento angular importante, conseguiram suportar o colapso rápido do material da protogaláxia. Após a formação de um Bojo, o restante do material tende a se depositar ao longo do disco, e ao resfriar-se possibilita a formação de estrelas. Este ciclo é bem mais longo que o das elípticas. Um outro fator importante, é o meio ambiente em que a galáxia reside. Este pode afetar favorável ou desfavoravelmente. Ex: Interações entre galáxias tendem a induzir a formação de estrelas. Galáxias em aglomerados tem seu gás arrancado pelo meio intergaláctico, inibindo-a. 52

Formação estelar em galáxias (cont.) De uma forma geral podemos esquematizar a formação estelar em galáxias, conforme o diagrama abaixo: 53

Formação estelar em galáxias (cont.) Taxa de formação estelar relativa E Sa Sb Sc Irr 0 5 10 15 Tempo ( 10 9 anos ) A taxa de formação estelar qualitativamente representada acima, mostra sua variação ao longo do tempo desde a formação do Universo até os dias de hoje. Existe uma forte dependência desta com o tipo morfológico. 54

Formação estelar em galáxias (cont.) Hα Espectro da galáxia N92 expresso em unidades relativas de fluxo NII SSRS Database Estimativa da SFR através da medida da intensidade da linha Hα. A intensidade é proporcional a área do perfil. 55

Galáxias Peculiares Galáxias peculiares são aquelas que não se enquadram nos padrões normais da classificação morfológica de Hubble. Elas estão normalmente em algum estágio de interação com uma companheira. Antennae 56

Detalhes da Antennae Núcleos das galáxias que estão colidindo Regiões de intensa formação estelar 57 Poeira

Como funcionam as forças de maré? [---- r ----] [------------- R --------------] F GMm ( R r) GMm GMmr F massas = F 2 maré 3 R R F perto longe = = GMm ( R + r) As forças de maré atuam como uma tensão interna à galáxia, podendo até levar a ruptura desta, se a companheira que estiver produzindo as forças 58 for muito massuda. 2 2

Estamos livres do perigo???? Andrômeda x Galáxia 1 2 3 4 5 6 Esta simulação mostra os efeitos da colisão entre a Via Láctea e Andrômeda. A fusão das duas deve ocorrer daqui a 5 bilhões de anos. No processo as órbitas das estrelas serão rearranjadas e no final, deveremos ter um objeto de forma esferoidal. Não se espera colisões de 59 estrelas devido as grandes separações entre estas.

Galáxias Peculiares Roda de Carreta Galáxia que foi atravessada por outra bem menor, possivelmente uma das duas que estão à direita, produzindo um surto de formação estelar 60 pela perturbação no gás/poeira do meio interestelar.

Radiogaláxias Centaurus A (óptico) Centaurus A (rádio) Radiogaláxias: São aquelas que apresentam forte emissão em rádio, sendo apenas 1% de todas as galáxias (e 10% dos AGNs). 61

Um Raio-X de Centaurus A Utilizando cores falsas para representar distintas faixas do espectro eletromagnético, é possível combinar as observações de vários instrumentos e em diferentes bandas espectrais para se criar uma imagem composta mostrando como seria vista a galáxia Centaurus A em uma ampla faixa de freqüências. Os mecanismos que produzem a emissão em cada um destes intervalos são distintos. 62

Radiogaláxias (cont.) São galáxias com intenso brilho em rádio, apresentando um núcleo brilhante e pontual no visível. Existem duas classes de radiogaláxias, classificadas de acordo com a largura das linhas de emissão de seu espectro óptico: Broad-line radio galaxies (BLRG) - encontram-se em galáxias tipo N (núcleo brilhante) circundadas por um envelope muito fraco; Narrow-line radio galaxies (NLRG) são gigantes elípticas (cd, D e E). Exemplo desta categoria é Cygnus A, mostrada abaixo. Imagem no óptico Jato Hot spot Cygnus A Lóbulos Núcleo 63

Galáxias com Núcleo Ativo AGNs* Estão incluídos nesta categoria: Galáxias Seyfert, Radiogaláxias, Quasares e Blazares. Centaurus A 64 * Active Galactic Nuclei

Na tentativa de se examinar se algumas das nebulosas espirais seriam similares às nebulosas distribuídas dentro de nossa Galáxia... =? 65

Modelo Unificado para os AGNs Jato Rádio (~1 Mpc) NLR (~1 kpc) Toro de Poeira (~10 pc) BLR (~0.1 pc) BH+Disco (<10-3 pc) <-- Sey-2 Desenho não está em escala real î Sey-1 Blazar 67

Espectro óptico de Sey-1 Hγ Hβ Hα As linhas de emissão permitidas apresentam larguras de 1000-5000 68 km/s, enquanto as proibidas são da ordem de 500 km/s.

Espectro óptico de Sey-2 [OIII] [OI][NII][SII] Tanto as linhas permitidas como as proibidas apresentam larguras da ordem de 500 km/s. 69

A fonte de energia destes objetos O modelo unificado dos AGNs ---> Disco de Acresção + Buraco Negro Jato de partículas velozes Linhas de campo magnético Disco de acréscimo Buraco negro Para gerar toda a energia que é medida nestes AGNs, estima-se que a quantidade de matéria a ser acretada pelo BN é da ordem de 1-10 M Sol por ano. 70

Como isto funciona dentro de uma galáxia? Filme do AGN 71

Buracos Negros Raio de Schwarzschild Energ. Potencial Gravit. = Energ. Cinética GMm/R = mv 2 /2 mc 2 /2 R S (km) ~ 3 x M (M sol ) R S Terra ~ 1 cm R S BNSM ~ 1 UA 72

Existem evidências da existência de um Buraco Negro Supermassivo? As grandes velocidades medidas nas duas regiões observadas, podem ser explicadas se houver a presença de um objeto muito massivo (e relativamente compacto) no núcleo da galáxia de forma a manter o material em órbitas com tamanhas velocidades. 74

Evidência da existência de um Buraco Negro Supermassivo (ou pelo menos das vizinhanças dele). 75

A Galáxia tem um Buraco Negro em seu centro! 76

Distribuição de Galáxias e de Matéria no Universo 77

Inventário da matéria visível do universo 78

Inventário da matéria e energia do universo 79

Aglomerados de Galáxias 80

Aglomerados de Galáxias A maioria das galáxias estão em associações que envolvem desde alguns poucos membros até milhares destes. Os aglomerados são excelentes laboratórios para estudo de formação e evolução de galáxias, além de ter sido encontrado neles, a primeira evidência de matéria escura. São bom traçadores da estrutura em grande escala. 81

Aglomeração de galáxias - Grupos Grupos pobres ( < 20 galáxias ) 82

Aglomeração de Galáxias - Aglomerados ( 30-1000 galáxias ) Aglomerado de Hydra 83

Aglomerado Abell 1689 84

Meio Intra-aglomerado Aglomerados possuem um meio gasoso permeando a sua distribuição de galáxias. Normalmente este gás é quente e emite em raios-x, sendo observações nesta faixa, importantes para determinações de sua quantidade, distribuição, temperatura e composição química. Aglomerado de Coma visto pelo Chandra 85 Aglomerado de Centaurus visto pelo Chandra

Emissão de Raios-X em Aglomerados Comparando... Variáveis cataclísmicas Via Láctea, M31 Aglomerados de galáxias Aglomerados no óptico L X ~ 10 32-10 38 ergs/s L X ~ 10 39 ergs/s L X ~ 10 43-10 45 ergs/s L opt ~ 10 45 ergs/s Causa... Gás quente (10 7-10 8 K) de baixa densidade (10-3 cm -3 ), constituído principalmente de hidrogênio e hélio, permeando as galáxias. A estas temperaturas o gás está totalmente ionizado. 86

Esta ilustração artística mostra como o gás no interior de um aglomerado de galáxias removeria parte do material de uma de suas galáxias. 87

Formação e evolução de um aglomerado de galáxias, mostrando as diversas componentes de matéria do mesmo...\filmes\s2_960x640.avi 88

Lentes Gravitacionais 89

Telescópios naturais = Lentes gravitacionais A teoria geral da relatividade prediz que a massa pode curvar raios de luz, produzindo imagens múltiplas e imagens amplificadas. Este fenômeno é chamado de lente gravitacional. O estudo de efeitos de lente gravitacional produzido por aglomerados de galáxias nos permite estimar a massa destes aglomerados, além de possibilitar detecção de galáxias distantes. 90

Lentes Gravitacionais exemplo ilustrativo Como enxergaríamos este prédio, se colocássemos em sua frente um BN com a massa de Júpiter? 91

Lentes Gravitacionais exemplo ilustrativo 92

Lentes Gravitacionais - (cont.) Esquema do efeito de lente produzido por um aglomerado 93

Lentes Gravitacionais - exemplo Imagem de galáxias de fundo distorcidas pela lente. 94

Estrutura em Grande Escala 95

Estrutura em grande escala do Universo A distribuição de matéria em grande escala é mapeada pela distribuição das galáxias. Estas podem se apresentar isoladas, em grupos ou aglomerados. Aglomerações de mais alta ordem (aglomerados de aglomerados), denominados superaglomerados, formam as maiores estruturas encontradas no Universo. Entre os aglomerados encontramos grandes regiões praticamente despovoadas de galáxias. São os chamados voids (vazios). Os aglomerados podem estar conectados uns aos outros por estruturas filamentares de galáxias. Diagrama em cunha que mostra a distribuição de galáxias em uma fatia estreita do céu, revelando a maneira como elas se distribuem no Universo Local. 96

Superaglomerados de galáxias Estas são as maiores estruturas visíveis no Universo, fazendo parte da distribuição de galáxias em grande escala. São constituídos por filamentos, paredes, aglomerados de galáxias, galáxias esparsas. Eles parecem circundar os voids, que são regiões de baixa densidade de galáxias, produzindo a característica estrutura celular observada. Os superaglomerados - SC são costumeiramente identificados pelos aglomerados ricos que os constituem, como os picos mais altos de uma cadeia de montanhas. Ciência Hoje vol. 225 97

Distribuição de superaglomerados no Universo Local 98

Superaglomerado Local 99

O Universo em expansão acelerada Através de observações de supernovas Ia, constatou-se que o universo está se expandindo de forma acelerada. Não se sabe o que causa esta aceleração, atribuindo-se o nome de energia escura. 101

Porque vivemos numa época especial quando matéria e energia escura são comparáveis? tempo radiação matéria Energia escura 102 Tamanho do Universo

O que estamos fazendo para entender a energia escura? Junte-se a nós!! www.linea.gov.br 103

Testes da História da Expansão Cósmica: Supernovas Lenteamento Gravitacional Fraco Distribuição de Galáxias em Grande Escala Aglomerados de Galáxias 104

Matéria <-- Escura Bariônica --> Simulando universos 105

Um passeio pelo Universo Local 106

Bibliografia Astronomia e Astrofísica Kepler S.O. Filho & Maria de Fátima O. Saraiva aquivo.pdf no site http://astro.if.ufrgs.br An Introduction to Modern Astrophysics B.W. Carrol & D.A. Ostlie Addison-Wesley Publishing Company, Inc 1996. Galaxies and Galactic Structure D. M. Elmegreen Prentice Hall 1998. Novas Janelas para o Universo M.C. Abdalla & T. Villela Neto Editora UNESP 2005. Fundamental Astronomy H. Karttunen et al. Springer Verlag 1996. Astronomy Today E. Chaison & S. McMillan Prentice Hall - 1999. As Fornalhas do Universo M.E.G. dal Pino & V. Jatenco-Pereira Ciência Hoje vol. 27, n. 360, pag. 30. Introdução à Cosmologia R.E. de Souza Editora EDUSP 2004. Superaglomerados de Galáxias M.A.G. Maia Revista Ciência Hoje vol. 38, n. 225, pag. 32. 107

Sites http://staff.on.br/maia/ - Site contendo esta apresentação e algumas outras que talvez possam ter interesse. http://www.stsci.edu - Telescópio espacial Hubble http://astro.princeton.edu/~frei/galaxy_catalog.html - Catálogo de imagens de galáxias nos filtros Azul e Vermelho. e-mail: maia@linea.gov.br 108

Tabela de constantes Unidade astronômica -> a.u. = 1.5 x 10 8 km (distância média Terra-Sol) Ano luz --------------> a.l. = 9.5 x 10 12 km ~ 10 13 km Parsec ----------------> pc = 3.0 x 10 13 km ~ 3.26 a.l. Velocidade da luz -----> c = 3.0 x 10 5 km/s Massa da Terra ------> M Terra = 5.9 x 10 24 kg Raio da Terra ---------> R Terra = 6378 km Massa do Sol --------> M Sol = 2.0 x 10 30 kg Raio do Sol ----------> R Sol = 7.0 x 10 5 km Massa do Próton ------> mp = 1.7 x 10-27 kg Massa do Elétron -----> m e = 9.1 x 10-31 kg 10-2 = 0.01 10 2 = 100 kilo = k = 10 3 10-1 = 0.1 10 1 = 10 mega = M = 10 6 10 0 = 1 giga = G = 10 9 109

Slides Extras 110

Galáxias Espirais <----------??? Faixa de poeira ------> NGC 4945 Sc 111

Grande Nuvem de Magalhães Galáxias Irregulares Pequena Nuvem de Magalhães 47 Tuc 112

Galáxias Espirais <-----??? NGC 3627 Sb 113

Animação mostrando a evolução de Antennae..\filmes\evolve.qt 114

Como se formou a galáxia Centaurus A..\filmes\origem_cen_a.mov 115

Um Raio-X de Centaurus A Raios-x Rádio contínuo (21cm) Rádio HI (21cm) 116

Jato observado no óptico emitido pela galáxia Circinus A figura mostra de maneira aproximada um cone representando jato que foi observado pelo telescópio Hubble. 117

Galáxias cd NGC 1399 Este é, talvez, o caso mais drástico de um efeito do meio ambiente. No centro de aglomerados massivos costumam residir galáxias chamadas de cd, resultado de numerosos processos de aglutinação. Chegam a possuir dimensões de até 1 Mpc, e M B ~ -22 a -25. Suas massas estão entre 10 13-10 14 M sol. Outra característica é a presença de uma região central de alto brilho superficial e um extenso envelope difuso. 118

Visível Visível: Cor Visível MIR 8.3 microns MIR IRAS FIR ISO Raios-x ROSAT UV ASTRO-1 UIT Rádio Effelsberg 119

Raios-x + Radio Imagem em raios-x do satélite Einstein, sobreposta a imagem radio em 21cm do VLA mostrando que onde a concentração de gás é maior. Os discos das galáxias espirais estão truncados na região central 120 do aglomerado.

Formação estelar em galáxias (cont.) Estimativa da SFR pode ser feita através da medida do fluxo na linha de 21 cm, como o mostrado no espectro rádio da galáxia UGC 4884, obtido com o radiotelescópio de Arecibo. 121

Mas no dia-a-dia do astrônomo, as coisas não são tão coloridas... Aglomerado Abell 122 2538 Imagem digitalizada - DSS