Galáxias Gastão B. Lima Neto IAG/USP Material para Curso de Difusão Cultural Astronomia para Terceira Idade 05/2013
Histórico Antiguidade, Hemisfério Sul: Provável observação a olho nu das Nuvens de Magalhães; Em 964, al-sufi na Pérsia registra a Grande Nuvem de Magalhães. Registro histórico em 1519 por Fernando de Magalhães.
Histórico 964 Abd-al-Rahman al-sufi, na Pérsia: Observação da nebulosa de Andrômeda uma pequena nuvem. 1612 Primeira observação de Andrômeda com telescópio por Simon Mayr.
Histórico 1650 1750: Hodierna, Bullialdus, Hevelius, Halley discutem a natureza das estrelas nebulosas e começam a catalogá-las. 1781 Catálogo de mais de 100 nebulosas de Charles Messier.
J. Herschel 1833 Lord Rosse 1845 J. Chacornac 1862 Palomar 1985 M51 M101 1786/1802 Catálogo de William Herschel e família; 1845 Lord Rosse descobre a estrutura espiral de algumas nebulosas ;
Histórico Qual é a natureza das nebulosas? (final do século XIX) Estrelas individuais não eram observadas, mesmo com os maiores telescópios. Algumas apresentavam uma estrutura espiral, como se estivessem girando. O espectro da maioria das nebulosas espirais e das elípticas eram de tipo estelar (pouca ou nenhuma linha de emissão). Hipótese 1: Nuvens em rotação, possivelmente progenitores de sistemas planetários. Hipótese 2: Universos-Ilha, semelhantes à Via Láctea (Emanuel Kant, Thomas Wright em 1750).
Entre 1758 e 1780, Charles Messier observa e cataloga 110 nebulosas. Descobrindo a Galáxia Nebulosa = objeto de aparência difusa, como uma nuvem, diferente das estrelas e planetas. Entre 1786 e 1802, William Herschel e família catalogam milhares de nebulosas. Será que estas nebulosas são os universos-ilhas de Kant?
Descobrindo a Galáxia ~300 milhões de estrelas 8 mil anos luz (2,5 kpc) Sol Em 1785, William Herschel faz uma contagem de estrelas supondo que a luminosidade é a mesma para todas pode assim calcular suas distâncias. Imagina a Via Láctea como um disco, com o Sol próximo do centro. Esta visão da Via Láctea vai predominar até o início do Séc. XX.
Descobrindo a Galáxia Sol Se contarmos o número de estrelas em direções opostas, o número é mais ou menos o mesmo. A conclusão lógica é de que estaríamos no centro da distribuição das estrelas. Mas falta um elemento neste raciocínio... A poeira! Nós não podemos ver claramente além de ~2 kpc. Luz visível é absorvida pela poeira. O papel da poeira só fica bem estabelecido no início da década de 1930.
Histórico Grande Debate de 1920: Harlow Shapley Via Láctea muito grande Sol a 15 kpc do centro Nebulosas fazem parte da galáxia Heber D. Curtis Via Láctea pequena Sol está no centro Nebulosas são universos ilhas modelo de Kapteyn (1901) O grande problema era a determinação de distâncias. Em 1926, a natureza da Galáxia fica estabelecida definitivamente quando Edwin Hubble mostra que as nebulosas espirais estão muito além da Via Láctea. Hubble utilizou a relação Período-Luminosidade das Cefeidas (Henrietta Leavitt) como indicador de distância.
A Galáxia Bojo Barra Halo Disco Sol Hoje, como imaginamos que seja a Galáxia.
A Galáxia Sol Bojo Disco NGC 4565, como seria nossa Galáxia vista de perfil. Note a faixa de poeira no plano do disco.
A Galáxia Disco Bojo imagem de Axel Mellinger Nossa Galáxia vista de dentro (isto é, da Terra). Note a faixa de poeira no plano do disco. Imagem feita com a luz visível.
A Galáxia Disco Bojo Nossa Galáxia vista de dentro (isto é, da Terra). Note a faixa de poeira no plano do disco. Infravermelho próximo (1,2 2,2 microns)
A Galáxia em outros comprimentos de onda 360 graus Infravermelho próximo: estrelas frias Visível: estrelas próximas Infravermelho médio e distante: poeira e moléculas
Meio Interestelar (MIS) O espaço entre as estrelas não é completamente vazio. MIS corresponde a ~10% da massa visível da Galáxia. ~99% gás e ~1% poeira (porcentagem da massa do MIS). raios cósmicos, campos magnéticos, radiação eletromagnética. Onde nascem as estrelas e para onde vai o material sintetizado por elas.
Propriedades do meio interestelar Tipo Temperatura (K) Densidade (cm 3 ) Meio internuvem mais de 10.000 0,1 1,0 Nuvens difusas 50 150 10 1000 Nuvens escuras (moleculares) 3 20 1000 10 6 ar: 2 10 19 cm 3 vácuo de laboratório: 1 10 6 cm 3 Fonte: J. Lépine, 2009 A Via Láctea, nossa ilha no universo Nuvem de poeira, Saco de Carvão Região HII, Nebulosa Bolha Resto de supernova, Cygnus Loop
Braços A Via Láctea seria uma nebulosa espiral? Easton, 1900. Primeiro esboço dos braços espirais da Via Láctea.
Braços Aglomerados h e χ Persei Braço de Perseus Braço de Sagitário Distribuição dos Aglomerados Estelares Abertos (p.ex., Plêiades, Híades...) Braço de Orion Sol
Braços espirais no disco Galáctico. Braços espirais
Obscurecimento pela poeira No visível, é impossível observar o outro lado da Galáxia. Isto é feito no infravermelho e em rádio. Regiões HII também traçam os braços.
Populações estelares No início dos anos 1940, aproveitando os apagões da 2 a Guerra Mundial, Walter Baade descobre que as estrelas se dividem em duas populações: População I: estrelas ricas em metais + azuis no disco da Galáxia movimento circular População II: estrelas pobre em metais + vermelhas no bojo e no halo da galáxia movimento elíptico, fora do disco.
Centro da Galáxia Constelações e estrelas mais brilhantes na região do centro galáctico.
Centro da Galáxia Imagem no visível. Vários aglomerados abertos e globulares estão marcados. Janela de Baade: região com pouca poeira por onde observamos melhor o bojo. A luz difusa vem de muitos milhões de estrelas.
Centro da Galáxia Imagem em rádio em 333 MHz. A fonte rádio Sagitário A* coincide com o centro da Via Láctea. Observamos vários restos de supernovas. 0,5
Centro da Galáxia Infravermelho, campo de 50. Infravermelho, com destaque ao centro Galáctico. Infravermelho, onde vemos centenas de estrelas próximas de Sagitário A*. Com infravermelho podemos observar através da poeira.
Centro da Galáxia Movimento de estrelas próximas do centro da Galáxia, observadas desde 1992. Massa no interior de ~130 U.A. = 3,4 10 6 M. Buraco Negro Super Massivo.
Componentes da Galáxia Bojo Disco Halo Diâmetro 2 kpc 30 kpc ~200 kpc Massa total 10 10 9 M 70 10 9 M 550 10 9 M Luminosidade 3 10 9 L 18 10 9 L 1,0 10 9 L Pop. estelar população II população I população II O Bojo é a componente mais brilhante, as estrelas estão concentradas. Halo O Disco é a componente mais luminosa, têm a maior parte das estrelas. Bojo O Halo é a de maior massa e o menos luminoso. Disco
Classificação morfológica Sistema de classificação das propriedades observacionais compreensão da física, origem e processos evolutivos. semelhante à classificação de sistemas biológicos (ex., classificação de Lineu no séc. XVIII). Morfologia (forma) obtida pelas imagens das nebulosas.
Wolf (1908) propõe um dos primeiros sistemas de classificação antes mesmo de compreender a natureza extragaláctica das galáxias. Classificação morfológica
Classificação morfológica Sequência de Hubble (1926, 1936). Sistema de diapasão.
Classificação morfológica Sequência de Hubble, revista por Sandage em 1961. Inclui irregulares; Inclui Lenticulares barradas. Elípticas
Morfologia e propriedades integradas galáxias precoces (early) galáxias tardias (late)
Morfologia e propriedades integradas galáxias precoces (early) galáxias tardias (late)
Morfologia e propriedades integradas No início, alguns astrônomos interpretaram a sequência de Hubble como uma evolução de tipo precoce para tipo tardio. Hoje entendemos que isto não é possível. galáxias precoces (early) galáxias tardias (late)
Classificação morfológica Baseada no óptico (banda B ou V). Galáxias brilhantes. Galáxias relativamente próximas. 20% Elípticas; 75% Espirais; 5% Irregulares. A grande maioria das galáxias são anãs. Forma (morfologia) depende do filtro de observação. + azul + vermelha Fig.: David Hogg, SDSS
dependência com comprimento de onda Classificação morfológica infravermelho ultravioleta No ultravioleta: estrutura irregular. NGC1512 No infravermelho: braços mal definidos. No visível: braços mais aparentes.
Galáxias Elípticas NGC147 NGC185 M87
Galáxias Elípticas n = 10 (1 b/a) Por exemplo, se a=1 e b=0,5 n = 10 (1 0,5/1) => E5
Galáxias Elípticas Galáxias sem estruturas aparentes. Não se observa galáxias elípticas mais achatadas do que E7: Instabilidade dinâmica. M87 na Constelação de Virgo As mais brilhantes apresentam pouca ou nenhuma rotação: Equilíbrio devido à dispersão das velocidades das estrelas (isto é, pressão e não rotação). Órbitas das estrelas com direções aleatórias. Imagem do telescópio CFH
Galáxias Elípticas Galáxias vermelhas (B V) 0,9 (típico de estrelas tipo K). População estelar de estrelas velhas. Pouquíssimo gás e poeira. algumas das mais massivas apresentam halo de gás quente (raios-x). outras um pouco peculiares apresentam mais poeira e/ou gás. Praticamente não há formação estelar. Elípticas observadas em raios-x e no óptico Último grande evento de formação estelar ocorreu há mais de 10 bilhões de anos. A elípticas anãs podem chegar a ter uma massa de 10 7 M. As gigantes chegam a 10 13 M. Imagens do telescópio espacial Chandra
Galáxias Espirais NGC1350 NGC1300 NGC1532 M31
NGC1350 Algumas espirais na natureza
Galáxias Espirais espirais normais espirais barradas Espirais no diagrama de Hubble.
Galáxias Espirais 3 componentes principais Disco [L exp( R/Rd)] Bojo [~elíptica] Halo [esférico?] Razão Bojo / Disco: luminosidade do bojo luminosidade do disco diminui de Sa Sd Sa > 0,5 Sb 0,45 Sbc 0,32 Sc 0,15 Sd 0,10
Galáxias Espirais Ângulo de abertura (pitch angle) Aumenta de Sa Sd Sa 7 Sb 13 Sc 17
Galáxias Espirais Algumas espirais com sua classificação morfológica. M83 SBc M100 Sbc NGC 0891 Sb?
Galáxias Espirais Grand design & Floculentas. Galáxias grand design se encontram frequentemente em pares: efeitos gravitacionais da companheira.
Curvas de rotação Rotação importante (pouca pressão ). Seguem o mesmo padrão: aumenta rapidamente e ficam constantes até onde pode ser observada. M R 3 (i.e., ρ ~ const.) p/ R pequeno M R (i.e., ρ R 2 ) p/ R grande Halo de Matéria Escura Rubin et al. 1978
Matéria Escura O que pode ser a matéria escura? Gás (atômico ou molecular) que emite tão pouca radiação que não podemos vê-lo? Talvez as leis da dinâmica dos corpos (leis de Newton) não sejam válidas? Material exótico que interage apenas através da gravitação?
Matéria Escura Nossa melhor hipótese hoje é de que a matéria escura seja uma partícula supersimétrica, o neutralino. O neutrino já foi um suspeito, mas sua massa é muito pequena. Além disto, se a matéria escura fosse de neutrinos, galáxias como a nossa dificilmente se formariam. Outras partículas exóticas são possíveis. Estas partículas são previstas pelo modelo padrão de física de partículas. Ainda não foram observadas diretamente... Quem sabe com o LHC do CERN vamos observá-la?
Galáxias espirais M81, Sa M51, Sb NC2997, Sc Disco de estrelas jovens de Pop. I. Bojo e halo esferoidais de Pop. II. Massa entre 10 9 e 10 12 M. entre 5% e 15% na forma de gás no disco. Luminosidade entre 10 8 e 10 11 L. Diâmetro entre 5 e 100 kpc. Índice de cor (B-V) entre 0,8 e 0,5.
Galáxias Lenticulares Um bojo enorme com um disco fraco e sem braços. Facilmente confundida com elípticas. Pouca ou nenhuma formação estelar. Mesma cor das elípticas M86 e M84: lenticulares ou elípticas? NGC 2787, imagem HST
Galáxias irregulares Pequena Nuvem de Magalhães Grande Nuvem de Magalhães Principal característica morfológica: sem simetria aparente. Subdivididas em tipos Irr I e Irr II: Irr II são + irregulares.
Galáxias irregulares Sem simetria aparente. Ricas em gás. Pobres em metais. Estrelas jovens e velhas. Imagens do telescópio Hubble Menores que as espirais. Geralmente associadas a galáxias maiores. Anã irregular de Sagitário (SagDIG)
Algumas galáxias próximas do catálogo NGC imagens produzidas por Zsolt Frei (www.zsolt-frei.net/catalog.htm)
Grupo Local ~40 galáxias conhecidas Diâmetro de ~2,4 Mpc Massa total ~ 2,3 10 12 M.
Grupo Local Via Láctea 3 galáxias espirais. (a Lua está aqui para dar uma idéia do tamanho no céu) Andrômeda (M31,NGC224) Triângulo (M33, NGC589)
Grupo Local: M31 Raios-X (ROSAT) Ultravioleta (Galex) Visível (DSS) M31, galáxia de Andrômeda, em vários comprimentos de onda. Infravermelho (Spitzer) Rádio (Effesberg)
Grupo Local 3 galáxias espirais. A Galáxia e M31 juntas têm cerca de 10 12 M. A Galáxia e M31 têm aproximadamente a mesma massa. M31 parece ser um pouco mais brilhante. M33, a 3 a mais massiva, tem ~5 10 10 M. A soma de todas as outras galáxias juntas dá ~5 10 10 M. o Grupo local é dominado pela Galáxia e por M31
Grupo Local Duas subestruturas: subgrupo da Via Láctea. subgrupo de M31. poucas galáxias soltas pelo Grupo Local.
Sagitário anã irregular (SagDIG) Grupo Local Galáxias anãs: Cetus
Grupo Local Hoje conhecemos cerca de 38 galáxias anãs no Grupo Local. Possivelmente existem muito mais. Em 1944 só eram conhecidos 11 membros. Desde 1999 já foram descobertas mais 7 galáxias anãs. O modelo cosmológico atual prevê a existência de várias centenas de galáxias anãs no Grupo Local: Será que existe tantas assim escondidas?? Galáxia anã esferoidas de Sculptor SagitárioDEG (anã elíptica)
Grupos de galáxias Maior parte das galáxias se encontram em grupos. Alguns grupos são soltos como o Grupo Local. Outros são extremamente compactos. As galáxias praticamente se tocam. Sexteto de Seyfert
Em um grupo compacto, nem todas as galáxias estão lá... superposição. Grupos de galáxias Galáxias distantes uma das outras. Dificuldade em se medir distâncias dentro do grupo. Quando as galáxias têm mais ou menos o mesma velocidade, há uma boa chance de que estejam unidas. Quinteto de Stefan como nos o vemos Galáxias à mesma distância.
Quinteto de Stefan: mas só 4 galáxias fazem parte. A espiral abaixo está na frente, distante do grupo. Grupos de galáxias Choque entre as galáxias provoca aquecimento do gás entre as galáxias (em verde). Imagem composta: visível (Canárias) + infravermelho (Spitzer)
Grupos de galáxias Grupos têm entre 10 12 M (poucas galáxias) e 10 14 M (muitas dezenas de galáxias). Grupo Compacto de Hickson 87
Aglomerados de Galáxias Massa entre 10 14 M e 10 15 M. Diâmetro ~ 3 até 5 Mpc. Contêm entre centenas a milhares de galáxias. Mas apenas ~ 7% das galáxias do universo estão em aglomerados. Aglomerado de Coma Berenice, distância ~100 Mpc
Aglomerados de galáxias Composição em massa ~ 3% galáxias (a maioria delas são elípticas) ~ 12% gás ~ 85% matéria escura Aglomerado de Coma
Aglomerados de galáxias 6 vezes mais gás do que estrelas. Muito quente: entre 10 7 K e 10 8 K. mais ~10 vezes mais quente que o núcleo do Sol. Muito rarefeito: ~ 1 átomo / litro. um litro de água tem ~ 10 25 moléculas. um litro de atmosfera em S.P. ~ 2 10 22 moléculas. um litro de atmosfera a 100km de altitude ~ 10 17 moléculas. um litro de meio interestelar ~ 1.000 100.000 átomos. Espectro em raios-x com várias linhas de emissão do Ferro, Níquel, Cálcio, Silício, etc...
Aglomerados de galáxias um aglomerado muito rico: Abell 1689 Entre 1958 e 1989, George Abell fez um catálogo de mais de 4000 aglomerados ricos. Telescópio Espacial Hubble
Aglomerados de galáxias O Aglomerado mais próximo está na constelação da Virgem, a 17 Mpc: é o centro do Super-aglomerado Local. O Grupo Local sente sua atração gravitacional.
Super-aglomerados de galáxias Dezenas de aglomerados e grupos. Maiores estruturas, mas fora de equilíbrio! Dimensão típica ~ 30 Mpc. Massa entre 10 16 e 10 17 M.
Estrutura em grande escala r e g i ã o o b s c u r e c i d a p e l a V i a L á c t e a Galáxias mais brilhantes no visível dentro de um raio de 200 Mpc.
Grande Atrator flechas indicam velocidade Nós estamos aqui Concentração de massa, escondida pela Via Láctea. Descoberto no final dos anos 1980: atrai galáxias próximas.
Estrutura em grande escala Coma Pavo-Indus Virgo Super-aglomerado de Shapley Galáxias mais brilhantes no infravermelho. coordenadas equatoriais.
Obscurecimento pela Galáxia Você está aqui (imagem feita pelo grupo 2dF, Austrália)
Fatia do universo Filamentos e vazios
Fatias do universo Mapeamento SDSS (Sloan Digital Sky Survey, EUA www.sdss.org)
Fatia do universo Vôo virtual entre os filamentos e vazios. 2dFGRS = 2 degree field galaxy redshift survey (Austrália) www.mso.anu.edu.au/2dfgrs/
Simulação da estrutura do universo Simulação do Millenium, V. Springel et al. 2005 (www.mpa-garching.mpg.de/galform/virgo/millennium)
Como medir a massa de uma galáxia ou aglomerado.
Lentes gravitacionais 1915: Relatividade Geral de A. Einstein: Matéria e energia deformam o espaço-tempo Espaço-tempo determina a trajetória da matéria e radiação. Astro em órbita de um corpo massivo:
Desvio gravitacional da luz Previsão da Relatividade Geral: a trajetória da luz é afetada pela presença de corpos maciços. posição real da estrela posição aparente da estrela corpo massivo, por exemplo, uma estrela 1704: Newton sugere a ação da gravitação na luz. Final do Séc. XVIII, Laplace retoma esta sugestão.
Desvio gravitacional da luz O desvio gravitacional poderia ser observado durante um eclipse do Sol. posição aparente da estrela Lua Terra Sol posição real da estrela Caminho mais curto entre SP e a Ilha da Reunião passa por Namíbia? Não, passa pela África do Sul. Caminho mais curto: geodésica. Geometria esférica (p.ex., globo terrestre), geodésica não é uma reta.
Desvio gravitacional da luz Trajetória do eclipse do Sol de 29/maio /1919. Desvio da posição real de uma estrela é observado de acordo com a previsão da relatividade. Eclipse observado pela equipe de Eddington em Sobral, CE. O efeito é muito pequeno, ~2 arcsec para estrelas atrás da borda do Sol. ângulo de ~2
Anel de Einstein e imagens múltiplas Objeto distante Lente (p.ex., galáxia) Observador (Terra) Alinhamento é perfeito, temos anel de Einstein. Anel de Einstein Alinhamento não é perfeito, temos imagens múltiplas. objeto distante Analisando as imagens formadas pela lente gravitacional, podemos deduzir a massa da lente. galáxia atuando como lente gravitacional Terra
Imagens múltiplas Imagem do Telescópio Espacial Hubble 4 imagens de um Quasar distante. A lente é uma galáxia espiral próxima.
Anel de Einstein Galáxia próxima agindo como lente. Imagem do Telescópio Espacial Hubble Anel de Einstein. S1 = fonte; M1 galáxia próxima (lente); Cinza = imagem.
Aglomerados: telescópio gravitacional Com arcos gravitacionais, podemos medir a massa de aglomerados de galáxias. Lentes gravitacionais amplificam a imagem de objetos distantes. Galáxias extremamente distantes foram descobertas
Cisalhamento gravitacional S. Colombi, IAP Determinar a distribuição de matéria no universo. Imagens de galáxias distantes se alinham ao longo do campo gravitacional.
Galáxias normais e peculiares normais Peculiaridade do ponto de vista espectroscópico. linhas de emissão largas e intensas. peculiares
Aparência normal, espectro peculiar (mas a aparência também pode ser peculiar) M106 espectro NGC 7742 linhas de emissão largas e intensas Mesmo com espectro peculiar, a galáxia pode apresentar uma morfologia normal. apenas o núcleo é mais brilhante que o normal.
Descoberta dos núcleos ativos de galáxias No início do Séc. XX, E.A. Fath e E.P. Hubble notam que algumas nebulosas têm linhas de emissão mais largas e intensas. Em 1943, C.K. Seyfert nota que as espirais de núcleo mais brilhantes têm linhas de emissão largas: hoje chamamos estas galáxias de Seyferts. Em 1954 Baade & Minkowiski identificam a primeira radiogaláxia, Cygnus A. a emissão rádio é associada à atividade do núcleo da galáxia. Em 1962, é identificado o primeiro Quasar (Quasi-stellar radio source). no óptico parece uma estrela, descoberto como fonte rádio.
fonte puntiforme rádio: inicialmente chamada de rádio estrelas Quasar ou QSO Aparência estelar. Distante e muito energético. Foram inicialmente descobertos pela emissão em ondas de rádio. Hoje sabemos que a maioria (90%) é rádio-silencioso. Também são fontes luminosas no infravermelho, ultravioleta e raios- X. Linhas de emissão largas e intensas. ultravioleta visível
Quasar ou QSO galáxia hospedeira cauda de gás e poeira outra galáxia galáxia colidindo Imagens do telescópio espacial Hubble depois de 1994. Apenas com ótima qualidade podemos distinguir a galáxia que hospeda o núcleo ativo (isto é, um Quasar). A luminosidade do núcleo é maior ou igual que todo o resto da galáxia.
Radiogaláxias Estão associadas às galáxias elípticas gigantes. A emissão rádio apresenta diversas morfologias. Fonte de energia está no núcleo. Emissão por mecanismo Síncrotron.
Radiogaláxias Exemplo: Centauro A, galáxia elíptica a 4 Mpc. No visível, parece uma elíptica com uma peculiaridade: muita poeira. Em rádio e raios-x há um jato que vem do núcleo. Estes jatos observados em rádio e raios-x indicam processos muito energéticos.
O motor dos núcleos ativos Núcleos ativos apresentam variabilidade na luminosidade. período da variação dimensão da fonte. Variação de horas corresponde a uma fonte do tamanho do sistema solar! tamanho veloc. da luz X período de variação Variação em poucas horas: ==> tamanho ~ unidades astronômicas
O motor dos núcleos ativos Luminosidade de Quasares está entre 10 10 a 10 13 luminosidades solares. Esta energia é produzida em um volume menor do que o sistema solar. Queda de matéria em um buraco negro supermassivo. A acreção de 1 massa solar/ano gera 10 39 Watt (~10 12 luminosidades solares). A luminosidade total da Galáxia é ~3,5 10 10 L. A fonte é a energia potencial gravitacional da matéria que cai no buraco negro. Muito mais eficiente que reações nucleares.
Duas propriedades: luminosidade intrínseca ângulo de observação Teoria unificada de núcleos ativos Dependência da posição relativa do objeto em relação ao observador.
Fauna de galáxias ativas W. Keel comprimento de onda [Å] Classificação pela aparência do espectro visível.
Teoria unificada de núcleos ativos Com o tempo, esgota-se o combustível do núcleo ativo. A galáxia deixa de ter um Quasar no núcleo. bilhões de anos no passado densidade de Quasares Na Via Láctea há um buraco negro supermassivo no centro. possivelmente já passou por uma fase de núcleo ativo, talvez um Quasar. Uma galáxia pode voltar a ter um Quasar no núcleo quando canibaliza uma outra galáxia rica em gás.
Galáxias normais e peculiares peculiaridade morfológica: irregulares.
Galáxias não são universos-ilhas ~60% das galáxias se encontram em algum tipo de associação: pares, grupos, aglomerados. Anos 1970: Galáxias irregulares (peculiares) são resultado de interações gravitacionais. Simulação da passagem de uma galáxia anã esférica próxima de um disco (galáxia espiral). Toomre & Toomre 1972
Dificuldades observacionais Observa-se um instantâneo das interações; Observa-se apenas uma projeção; Qualidade da observação: (resolução, sensibilidade). esta galáxia está distante, atrás do grupo Sexteto de Seyfert (HCG79)
Dificuldades teóricas Sistema gravitacional de muitos corpos. Tratamento do gás (hidrodinâmica). Formação estelar e explosões de Supernovas. Super computador para cálculo numérico no IAG Sexteto de Seyfert (HCG79)
Simulações numéricas Fazemos um modelo com N-corpos (pontos). Cada ponto tem massa, posição e velocidade conhecida. A posição e a velocidade são avançadas passo a passo.
Simulação de uma colisão Galáxia anã atravessa o disco de uma galáxia espiral.
Simulação de uma colisão Galáxia anã atravessa o disco de uma galáxia espiral.
Galáxia Roda de carruagem imagem do telescópio espacial Hubble Qual destas galáxias é a culpada?
Galáxia Roda de carruagem Contornos da emissão de hidrogênio.
Colisão de galáxias de mesma massa Colisão de duas galáxias espirais de massas aproximadamente iguais. J. Barnes "Camundongos" NGC 4676
Colisão de galáxias de massas iguais Galáxia Antena.
Via Láctea e M31: uma colisão no futuro? J.Dubinski 2000 M31 tem uma velocidade radial de 120 km/s na direção da Via Láctea, mas não conhecemos a velocidade transversal de M31.
Transformação morfológica: Consequência das colisões Espiral + Espiral ou Elíptica => Elíptica gigante Espiral + anã => Lenticular? Elíptica + anã => Espiral? Aumento da taxa de formação estelar: galáxias mais brilhantes e azuis. Aumento da atividade nuclear: quasares e radiogaláxias.
Consequência das colisões Colisões lentas (v orbital < v interna ) Fusão das galáxias Colisões rápidas (v orbital > v interna ) Massas comparáveis: Grande perturbação da morfologia Massas muito diferentes (anã + galáxia gigante) Pequena ou nenhuma transformação morfológica Anã de Sagitário Sol
Colisões de galáxias ao longo do tempo Observamos fusões de galáxias em vários estágios.
Colisões de galáxias (HST)
Formação de galáxias z =27,4 z =9,8 z =5,0 120 milhões de anos 490 milhões de anos 1,2 bilhões de anos z =3,0 z =1,0 z =0,0 2,2 bilhões de anos 6 bilhões de anos 13,7 bilhões de anos Formação de estruturas em grande escala: teia cósmica
Formação de galáxias z =9,8 z =5,0 Resultados de simulações numéricas 490 milhões de anos 1,2 bilhões de anos z =1,0 z =0,0 13,7 bilhões de anos vermelho estrelas velhas; azul estrelas jovens
Cenário colapso monolítico Cenário proposto para formação da Via Láctea em 1961 por Eggen, Lynden-Bell e Sandage. Algumas estrelas se formam Supernovas enriquecem o meio com metais. 1 Mpc 40 kpc Nuvem de hidrogênio e hélio primordial, com um pouco de rotação, começa a colapsar devido à gravitação Algumas estrelas se formam no halo. O gás se acumula em um disco em rotação rápida: lá, estrelas se formam. Não há mais formação de estrelas no halo. O gás no disco permite a formação de estrelas até hoje. Previsões: estrelas do disco têm movimento circular e se formam gradualmente; estrelas do halo e aglomerados globulares têm movimento radial e se formam rapidamente.
Cenário hierárquico Modelo proposto em 1978 por Searle e Zinn. Pequenas galáxias (massa < 10 7 M ) se formam por colapso. Fusão de pequenas galáxias, gradualmente até formação de galáxias gigantes. 3,2 bilhões de anos árvore de fusões 5,7 bilhões de anos 13,8 bilhões de anos
Cenário Monolítico Hierárquico Colapso monolítico: formação do bojo e galáxias elípticas; Acréscimo hierárquico: formação do disco de espirais pelo canibalismo de galáxias anãs ricas em gás. Evolução secular. Crescimento do bojo (pseudo-bojo); Formação e destruição de barras em galáxias espirais; Formação de elípticas por fusão de galáxias de massas semelhantes; Transformação de espirais em lenticulares.
Formação de galáxias Conhecemos muito sobre formação de galáxias mas ainda temos a aprender...
Big Bang Radiação cósmica de fundo se forma. Recombinação 400 mil de anos após o Big Bang Idade das trevas 1 as estrelas e Quasares 500 milhões de anos Renascimento cósmico Quasares e galáxias conhecidos mais distantes. Do Big Bang até hoje Fim da idade das trevas universo reionizado 1 bilhão de anos Galáxias evoluem Sistema Solar se forma 9 bilhões de anos Nós, hoje 13,7 bilhões de anos