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Astronomia Extragaláctica Semestre: 2015.2
Sergio Scarano Jr 12/05/2016
Distâncias em Escala Astronômica
Conforme escalas maiores de distâncias são envolvidas, efeitos cosmológicos passam a ser significativos.
Lei de Hubble: 𝒗𝒗 = 𝑯𝑯 ⋅ 𝑫𝑫 Discussão de valores entre 100 km/s/Mpc (Gérard de Vaucouleurs) e 50 km/s/Mpc (Allan Sandage). Desse modo todas as grandezas que dependessem da distância seriam mais convenientemente descritas em função de um parâmetro adimensional h, de modo que:
H0 = 100 h km·s−1·Mpc−1
O Parâmetro Adimensional h da Constante de Hubble O parâmetro h recorrentemente aparecem em medidas extragalácticas e cosmológicas como um recurso para homogenizar trabalhos feitos utilizando constantes de Hubble diferentes devido à dispersão histórica em seu valor.
Lei de Hubble: 𝒗𝒗 = 𝑯𝑯 ⋅ 𝑫𝑫
Discussão de valores entre 100 km/s/Mpc (Gérard de Vaucouleurs) e 50 km/s/Mpc (Allan Sandage). Desse modo todas as grandezas que dependessem da distância seriam mais convenientemente descritas em função de um parâmetro adimensional h, de modo que:
H0 = 100 h km·s−1·Mpc−1
Dependência do Parâmetro h para Algumas Grandezas Segue o escalonamento de algumas grandezas dependentes de h:
http://arxiv.org/pdf/1308.4150.pdf
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.
-25
E
S0 Sa Sb Sc Sd/Sm Im/Irr
-24 -23 -22 -21 -20 -19 -18 -17 -16 -15 -14 -13 -12 -11 -10 -9 -8 Tipo MV
Dados: Cox (1999)
cD 30 – 1000 kpc
30 – 60 kpc
dE 1.0 – 5.0 kpc dSph 0.5 – 3.0 kpc
5.5 – 71.7 kpc 4.7 – 48.5 kpc
5.3 – 50.9 kpc
2.8 – 47.5 kpc 1.8 – 52.3 kpc
3.0 – 8.9 kpc
dIrr 0.6 – 3.0 kpc
BCD 3.0 – 5.0 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
O Grupo Local
M31 b = -21,6º
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.
l = 121,2º Via Láctea
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.
SubgrupoVia Láctea
SubgrupoM31 + M33
B. Moore et al. (2001), Physical Review D64, 063508
Subgrupo Via Láctea
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.
SubgrupoM31 + M33
b = -16.1º
l = 84.3º Baricentro
537 kpc
LV = 1.1×1010Lsol
M = 0.46 – 1.25×1012 Msol M/LV = 42 - 144
LV = 3.0×1010Lsol
M = 1.15 – 1.5×1012 Msol M/LV = 38 - 50
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.
-400 -300 -200 -100 0 100 200 300 0
1
2
3
4
5
v rad [km/s]
Con
tage
m
<vpo
nd>
= 10
3 km
/s
Subtraindo de <vpond> o movimento do Sol na direção de cada objeto
Courteau & van den Bergh (1999)
σ = (61 ± 8) km/s
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.
0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 1.2 1.4 1.6 0
5
10
15
20
25
30
Núm
ero
de G
aláx
ias (
MV <
-10)
R bar [Mpc]
van
den
Ber
gh (2
000)
RG
L = 1.2 Mpc
1 Mpc é o tamanho típico de um grupo aberto, tendo separação
típica de galáxias de 100 a 200 kpc. Exemplo: Grupo de M81
M81
M82
NGC3077
Grupos Compactos de Galáxias: Stephane’s Quintet
Aglomerado de Virgo
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 anãs.
dSph 35 (65%)
dE 3 (6%)
dIrr 4 (7%)
S 3 (6%) E
1 (2%) Irr 8 (15%)
Andrômeda
NGC205
M32
Sextans A
Pegasus Leo I
No Grupo Local: Além do Grupo Local:
0
10
20
30
40
50
60
Porc
enta
gem
E S0 S Irr Im P Tipo de Objeto
Grupos e Aglomerados de Galáxias
Distributição de 1 600 000 galáxias do catálogo 2MASS Distribuição de 14650 de galáxias dos catálogos UGC, ESO e MCG http://www.eso.org/~mhilker/Gallery/gallery_lect.html
O Universo Local: Distribuição de Galáxias Galáxias não estão distribuídas randomicamente. Galáxias podem se concentrar em grupos, aglomerados, superaglomerados ou filamentos. Regiões de menor densidades são chamados vazios (voids).
Aglomerados de galáxias São as maiores estruturas gravitacionalmente ligadas do universo: - M ~ 1014 – 1015 Msol
- R ~ alguns Mpc - centenas a milhares de galáxias
Coma Virgo Par → 2 galaxies (~ 1012 M) Grupo → ~ 10 galaxies (~ 1012-1013 M) Aglomerado Pobre → ~ 100 galaxies (~ 1013-1014 M) Aglomerado Rico → ~ 1 000 galaxies (~ 1014-1015 M) Superaglomerado → ~ 10 000 galaxies (~ 1015-1016 M)
Aglomerado de Galáxias – Aglomerado de Virgo Conhecidas as distâncias e as coordenadas das galáxias, é possível fazer um mapa tridimensional de suas localizações.