astrofÍsica galÁtica e extragalÁtica
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ASTROFÍSICA GALÁTICA E ASTROFÍSICA GALÁTICA E EXTRAGALÁTICAEXTRAGALÁTICA
www.if.ufrgs.br/ast/solar/raw/andromeda.gif
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A VIA LÁCTEAA VIA LÁCTEA
www.observatorio.ufmg.br/vl5.jpg
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Outra Visão da Via LácteaOutra Visão da Via Láctea
www.observatorio.ufmg.br/vl5.jpg
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Imagens da Via LácteaImagens da Via Láctea
www.observatorio.ufmg.br/vl5.jpg
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1785: William Herschel mapeou a Via Láctea. Descobriu tratar-se de um sistema achatado e concluiu, erroneamente, que o Sol ocupava uma posição central na Galáxia.
Mapeamento da Via LácteaMapeamento da Via Láctea
stargazers.gsfc.nasa.gov
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1917: Harlow Shapley determinou o tamanho da Via Láctea, através do estudo da distribuição de aglomerados globulares (sistemas esféricos de estrelas), e a posição periférica do Sol na Galáxia.
Posição do SolPosição do Sol
http://www.iasindy.org/goethe/100/100-13.php
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Diagrama baseado nos dados originais de Shapley, não corrigidos pela absorção interestelar
Visão atual da Via Láctea, corridos os efeitos de absorção
www-astronomy.mps.ohio-state.edu/~pogge/Ast16...
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ESTRUTURA DA GALÁXIAESTRUTURA DA GALÁXIA
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Vista de PerfilVista de Perfil
http://www.ctio.noao.edu/REU/ctioreu_2002/Projects2002/ayoung/AGB.html
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Nossa Localização na GaláxiaNossa Localização na Galáxia
www.observatorio.ufmg.br/vl5.jpg
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COMPONENTES DA GALÁXIACOMPONENTES DA GALÁXIA
Disco: poeira + gás (98%) + estrelas jovens concentradas nos braços espirais (População I)
Bojo: constituído principalmente por estrelas velhas (População II)
Halo: estrelas de população II + aglomerados globulares + matéria escura
www.uccs.edu
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POPULAÇÕES ESTELARESPOPULAÇÕES ESTELARES
População I
Local: disco galáctico e aglomerados abertos situados no disco.
Idade: 0 a 10 bilhões de anos (estrelas mais jovens)
Metalicidade: contém elementos mais pesados
Cinemática: órbitas circulares, movimento ordenado, velocidades menores
www.if.ufrgs.br/oei/cgu/armspi/starpops.gif
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População II
Local: Bojo e Halo galáctico e aglomerados globulares
Idade: 10 a 15 bilhões de anos (estrelas mais velhas)
Metalicidade: elementos mais leves
Cinemática: órbitas
excêntricas, velocidades
maiores.
www.if.ufrgs.br/oei/cgu/armspi/starpops.gif
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TIPOS DE GALÁXIASTIPOS DE GALÁXIAS
www.astro.iag.usp.br
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GALÁXIA ESPIRAL BARRADAGALÁXIA ESPIRAL BARRADA
NGC 1300
imgsrc.hubblesite.org/
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GALÁXIA ESPIRALGALÁXIA ESPIRAL
Andrômeda (M31)
www.fep.org.br
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CARACTERÍSTICAS DAS GALÁXIAS CARACTERÍSTICAS DAS GALÁXIAS ESPIRAISESPIRAIS
Massa:
Ma 129 1010
Diâmetro:
620 200 10 . .a a l
Luminosidade: La 118 1010
População: Estrelas jovens, tipo espectral A-K
astroa.physics.metu.edu.tr
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GALÁXIA ELÍPTICAGALÁXIA ELÍPTICA
M 87M 87
apod.nasa.gov/apod/image/0406/m87_cfht.jpg
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CARACTERÍSTICAS DAS GALÁXIAS CARACTERÍSTICAS DAS GALÁXIAS ELÍPTICASELÍPTICAS
Massa: Ma 138 1010
65 500 10 .a a l
La 116 1010
Diâmetro:
Luminosidade:
População: Estrelas velhas, tipo espectral G-K
www.astronomia.net/cosmologia/gal_M87.gif
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GALÁXIA LENTICULARGALÁXIA LENTICULAR
NGC 4549 (Sombrero)
http://www.astronomia.net/cosmologia
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CARACTERÍSTICAS DAS GALÁXIAS CARACTERÍSTICAS DAS GALÁXIAS LENTICULARESLENTICULARES
Estrutura: Apresentam bojo e disco, mas não têm braços
espirais. Podem ser barradas.
População: estrelas velhas, tipo espectral G-K
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GALÁXIA IRREGULARGALÁXIA IRREGULAR
Grande Nuvem de Magalhães
www.robgendlerastropics.com/LMCJoschM.jpg
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GALÁXIA IRREGULARGALÁXIA IRREGULAR
Pequena Nuvem de Magalhãeswww.capella-observatory.com
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CARACTERÍSTICAS DAS GALÁXIAS CARACTERÍSTICAS DAS GALÁXIAS IRREGULARESIRREGULARES
Massa:
Diâmetro:
Luminosidade:
Ma 118 1010
65 30 10 . .a a l
La 97 10210
População: Estrelas jovens (maioria) e velhas, tipo espectral A-F
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TAMANHOS DAS GALÁXIASTAMANHOS DAS GALÁXIAS
www.glyphweb.com
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ROTAÇÃO DA GALÁXIAROTAÇÃO DA GALÁXIAEstrelas mais
próximas do C.G. : mais rápidas.
Estrelas mais distantes do C.G. :
mais lentas.
A galáxia não gira como um corpo
rígido. O movimento é kepleriano, como o
dos planetas.
http://abyss.uoregon.edu/~js/ast122/lectures/lec25.html
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MOVIMENTO DO SOLMOVIMENTO DO SOL• Movimento do Sol em torno do Centro Galáctico: 250 km/s
• Tempo de revolução do Sol em torno do C.G.: 200 a 250 milhões de anos (ano galáctico)
• Número de voltas que o Sol já executou: 16 a 20 voltas
www.eso.org
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MASSAS DAS GALÁXIAS ELÍPTICASMASSAS DAS GALÁXIAS ELÍPTICAS
• Obtidas a partir das velocidades das estrelas devido à atração gravitacional entre elas.
• As velocidades medidas são velocidades médias, pois os movimentos das estrelas nesses sistemas têm componentes de mesma magnitude nas três direções, e todas seguem órbitas bastante elípticas.
astro.if.ufrgs.br/galax
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Pelo Teorema do Virial: 02 CG EE
onde:R
GMEG 2
2
e2
2MvEC
Sendo M = Massa Total da Galáxia
R = Raio Médio da Galáxia
v = Velocidade Média das Estrelas
Combinando as equações obtém-se: G
RvM elípticas
22
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MASSAS DAS GALÁXIAS ESPIRAISMASSAS DAS GALÁXIAS ESPIRAIS
•Maioria das estrelas confinadas no plano do disco
•As órbitas são quase circulares
•As velocidades dependem da distância ao centro.
astro.if.ufrgs.br/galax
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Hipóteses:
• maior parte da massa da galáxia está no bojo
• o movimento rotacional das estrelas no disco é determinado pela massa do bojo
2
2 )()(
R
RMMG
R
rvM 2)(
)(G
RvRRM
onde
M(R) = massa interna ao raio R
v(R) = velocidade de rotação em cada ponto, obtida através da medida dos deslocamentos Doppler das linhas espectrais
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Para skmvrv /220)(
e mpcRR 20106,28500
Obtemos: MkgM G1141 10109,1
Que é um limite inferior para a massa da Galáxia já que apenas a massa no interior da órbita do Sol foi considerada.
Considerando o Sol como uma estrela de massa típica, concluímos que a Galáxia tem aproximadamente 100
bilhões de estrelas.
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CURVAS DE ROTAÇÃOCURVAS DE ROTAÇÃO
Velocidade de rotação em função da distância galoctocêntrica.
lVVV o senmax
astro.if.ufrgs.br/galax
astro.if.ufrgs.br
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Nas partes externas de muitas espirais, v(R) não depende mais de R. Assim quanto maior R, maior a massa M(R) interna a ele.
A partir de um certo valor de R a luminosidade não aumenta mais, mas de acordo com a curva de rotação a massa continua crescendo.
Conclusão: grande parte da massa das galáxias deve ser não luminosa ( problema da matéria escura).
astro.if.ufrgs.br/galax/velocidades.gif
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astro.if.ufrgs.br
![Page 36: ASTROFÍSICA GALÁTICA E EXTRAGALÁTICA](https://reader035.vdocuments.site/reader035/viewer/2022081513/552fc145497959413d8e0c46/html5/thumbnails/36.jpg)
ORIGEM DOS BRAÇOS ESPIRAISORIGEM DOS BRAÇOS ESPIRAIS
• Teoria da Rotação Diferencial
Os braços espirais são braços materiais
formados pela rotação diferencial.
astro.if.ufrgs.br
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Falha do modelo: A Via Láctea deve ter no mínimo 10 bilhões de anos.
Nesse tempo o material nas vizinhanças do Sol já deve ter executado cerca de 20 rotações em torno do C.G.,
Após 20 rotações, os braços espirais deveriam estar muito mais enrolados do que as observações indicam.
www.astro.iag.usp.br/
![Page 38: ASTROFÍSICA GALÁTICA E EXTRAGALÁTICA](https://reader035.vdocuments.site/reader035/viewer/2022081513/552fc145497959413d8e0c46/html5/thumbnails/38.jpg)
• Teoria de Ondas de Densidade
A estrutura espiral é uma variação da densidade do disco em forma de onda (onda de compressão).
O padrão espiral gira como um corpo sólido, com uma velocidade angular de aproximadamente metade da velocidade de rotação galáctica, enquanto as estrelas e o gás passam pela onda.
http://pckepler.if.ufrgs.br/vialac/node3.htm
![Page 39: ASTROFÍSICA GALÁTICA E EXTRAGALÁTICA](https://reader035.vdocuments.site/reader035/viewer/2022081513/552fc145497959413d8e0c46/html5/thumbnails/39.jpg)
GALÁXIAS ATIVASGALÁXIAS ATIVAS
Apresentam um núcleo com luminosidade muito acima da luminosidade normal das galáxias e emitem luz em todo ou quase todo o espectro eletromagnético.
Possível explicação para essa grande luminosidade: energia liberada pelo gás quente que espirala ao redor de um buraco negro supermassivo no centro da galáxia.
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TIPOS DE GALÁXIAS ATIVASTIPOS DE GALÁXIAS ATIVAS
www.centauri-dreams.org
Quasares: objetos extragalácticos muito brilhantes e muito distantes. O contínuo dos seus espectros não obedecem à lei de radiação de corpo negro.
www.if.ufrgs.br
![Page 41: ASTROFÍSICA GALÁTICA E EXTRAGALÁTICA](https://reader035.vdocuments.site/reader035/viewer/2022081513/552fc145497959413d8e0c46/html5/thumbnails/41.jpg)
GALÁXIAS SEYFERTSGALÁXIAS SEYFERTS
Galáxias espirais com um núcleo compacto e muito brilhante, que produz um espectro de contínuo não-
térmico com linhas de emissão alargadas.
![Page 42: ASTROFÍSICA GALÁTICA E EXTRAGALÁTICA](https://reader035.vdocuments.site/reader035/viewer/2022081513/552fc145497959413d8e0c46/html5/thumbnails/42.jpg)
RÁDIO GALÁXIASRÁDIO GALÁXIAS
www.astro.iag.usp.br
Galáxia N5128 (Centaurus A), uma das fontes de rádio mais fortes no céu, situada a 13 milhões de a.l. Sua energia vem de duas regiões de cada lado da galáxia ("lóbulos de rádio“). Os astrônomos acham que partículas e energia são ejetadas no núcleo da galáxia em direção aos lóbulos.
![Page 43: ASTROFÍSICA GALÁTICA E EXTRAGALÁTICA](https://reader035.vdocuments.site/reader035/viewer/2022081513/552fc145497959413d8e0c46/html5/thumbnails/43.jpg)
O GRUPO LOCALO GRUPO LOCAL
universe-review.ca/I03-09-LocalGroup.jpg
![Page 44: ASTROFÍSICA GALÁTICA E EXTRAGALÁTICA](https://reader035.vdocuments.site/reader035/viewer/2022081513/552fc145497959413d8e0c46/html5/thumbnails/44.jpg)
Distribuição de galáxias do Grupo Local, de diferentes Distribuição de galáxias do Grupo Local, de diferentes perspectivasperspectivas
![Page 45: ASTROFÍSICA GALÁTICA E EXTRAGALÁTICA](https://reader035.vdocuments.site/reader035/viewer/2022081513/552fc145497959413d8e0c46/html5/thumbnails/45.jpg)
COMPONENTES DO GRUPO LOCALCOMPONENTES DO GRUPO LOCAL
Espirais: 10% 8 < d < 60 kpc
Irregulares: 40% 3 < d < 4 kpc
Elípticas: 50% 1 < d < 3 kpc
M33: 2,3
Andrômeda: 2,2
Pequena Nuvem de Magalhães; 0,18
Grande Nuvem de Magalhães: 0,16
Distâncias em milhões de anos luz
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FORMAÇÃO E EVOLUÇÃO DAS FORMAÇÃO E EVOLUÇÃO DAS GALÁXIASGALÁXIAS
• Galáxias espirais e elípticas: as estrelas mais velhas têm cerca de 10 bilhões de anos.
• Todas as galáxias começaram a se formar mais ou menos na mesma época na história do universo, e portanto têm mais ou menos a mesma idade.
• Nas galáxias espirais e nas irregulares sobrou gás suficiente para continuar o processo de formação estelar até a época presente.
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Galáxias elípticas : a formação estelar aconteceu de forma mais rápida no início de sua evolução, talvez porque tenham se originado de nuvens protogalácticas mais densas do que as espirais.
Galáxias espirais: nas regiões centrais, onde a densidade era maior, a formação estelar foi rápida, mas nos braços se procedeu mais lentamente, de forma que o gás não foi consumido todo de uma vez, e a formação estelar pode continuar.
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As elípticas teriam se formado de nuvens que tinham pouca rotação quando começaram a se contrair
As espirais teriam se formado do colapso de nuvens com mais rotação.
Quantidade de momentum angular da nuvem de gás primordial: quanto mais momentum angular a nuvem tinha inicialmente, mais achatada será a forma final.
![Page 49: ASTROFÍSICA GALÁTICA E EXTRAGALÁTICA](https://reader035.vdocuments.site/reader035/viewer/2022081513/552fc145497959413d8e0c46/html5/thumbnails/49.jpg)
TEORIA DE FORMAÇÃO DA TEORIA DE FORMAÇÃO DA GALÁXIAGALÁXIA
www.astro.iag.usp.br
![Page 50: ASTROFÍSICA GALÁTICA E EXTRAGALÁTICA](https://reader035.vdocuments.site/reader035/viewer/2022081513/552fc145497959413d8e0c46/html5/thumbnails/50.jpg)
AGLOMERADOS DE GALÁXIASAGLOMERADOS DE GALÁXIAS
Distância: 60 milhões de anos-luz (é o aglomerado rico mais próximo do Grupo Local.) Possui mais de 2500 galáxias.
Aglomerado de Virgo
terpsichore.stsci.edu
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Aglomerado Abell 2218Distância: 3 bilhões de anos luz
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Quinteto de Stephan Quinteto de Stephan
Grupo de cinco galáxias localizado na constelação Pegasus.
Quatro de suas galáxias apresentam deslocamentos para o vermelho nas linhas espectrais grandes, mas a galáxia NGC 7320 mostra um deslocamento para o vermelho muito menor. Alguns astrônomos acreditam que esta galáxia não pertença ao "Quinteto de Stephan" e seja membro de um outro grupo.
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REFERÊNCIASREFERÊNCIAS
1- Chaisson, Eric; McMillan Steve, Astronomy Today, 1996, Prentice Hall, New Jersey2- Hester Jeff et al, 21st Century Astronomy, 2002, Norton & Company, London3- Oliveira Filho, Kepler de Souza, Oliveira Saraiva, Maria de Fátima, Astronomia e Astrofísica, 2004, Editora Livraria da Física4- http://en.wikipedia.org/wiki/5- http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/space_index.shtml6- http://astro.if.ufrgs.br7- www.astro.iag.usp.br