1

Tópicos em Física Geral I - 2012 Profa. Responsável: Sandra Amato

Galáxias – Laboratórios para estudo da Física Marcio A. G. Maia

2

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.

3

Astrologia X Astronomia

Qual a diferença entre elas ? Física e Matemática, muuuiiiiita Física e

Matemática !!!!

4

Aprendendo Física de maneira arriscada

O GLOBO de 18/maio/2005

5

6

7

8

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.

9

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.

10

Aristarco de Samos (~250 A.C.)

Foi o primeiro a propor o sistema Heliocêntrico.

11

Nicolau Copérnico (1543)

Em seu livro De Revolutionibus apresenta a teoria Heliocêntrica.

12

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)

Eppur si muove !

13

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.

Charles Messier (1784)

M101 M1

Nebulosa do Caranguejo Galáxia do “Cata-vento”

14

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.

Wilhelm Herschel (1785)

Descrição de Herschel para a Via Láctea

15

William Parsons (Lorde Rosse) 1845

Constrói um telescópio de 1.80m de diâmetro e descobre que algumas nebulosas possuíam formato espiralado.

16

Desenhos de Parsons mostrando que algumas “nebulosas” apresentam uma estrutura espiral.

M51

M101

17

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.

18

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

19

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). H0 ~ 70 km/s/Mpc

20

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 – H0. O redshift é dado pela expressão:

A velocidade de recessão de uma galáxia é dada por:

cz=v

A sua distância é obtida através de:

Mpc)( v

0HD =

1/v1/v1/ −

−+

==ccz λδλ

1)1(1)1(v

2

2

++−+

=zz

c Para baixos z

16 200 293 520 813

21

Desvio para o vermelho - REDSHIFT - z

100 Mpc 100 Mpc 100 Mpc 100 Mpc

0 km/s

0 km/s

7500 km/s 100 Mpc

15000 km/s 200 Mpc

7500 km/s 100 Mpc

15000 km/s 200 Mpc

7500 km/s 100 Mpc

15000 km/s 200 Mpc

22500 km/s 300 Mpc

7500 km/s 100 Mpc

0 km/s 7500 km/s 100 Mpc

15000 km/s 200 Mpc

22500 km/s 300 Mpc

30000 km/s 400 Mpc

22

Diagrama de Hubble

Irr

23

Via Láctea - a nossa galáxia

Galáxia de Andrômeda, bastante similar à nossa

Desenho esquemático da Via Láctea

1 kpc = 1000 pc = 3300 a.l.

[-------- ~ 100.000 anos luz ---------]

24

Galáxias Elípticas

M87 - NGC 4486 - Virgo

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)

25

Galáxias Espirais

NGC 2903 SBd

26

Galáxias Irregulares

UGC 6456 – Galáxia Irregular anã (cores reais)

27

Galáxias Peculiares

28

Estruturas de uma Galáxia Espiral

Barra

Bojo

29

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.

30

Voltando a falar sobre galáxias:

Massa

Luminosidade

Estrelas

31

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

32

Teoria de ondas de densidade

Órbita aproximadamente circular do material

33

Esquema de uma onda de densidade

34

Esquema de onda de densidade

Poeira entrando no braço

Região do braço espiral com pico de

formação estelar

Região de estrelas mais

velhas

35

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.

36

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 desapa-recido.

37

‘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

mVR

GMmR

M RVG

2

2

2

= → = V GMR

=

Força centrípeta = Força gravitacional

MGaláxia ~ 1011 MSol

38

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

39

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.

40

Candidatos a Matéria Escura

41

Candidatos a Matéria Escura

Matéria Ordinária - Gás e poeira (matéria visível composta de 75% de Hidrogênio) - MACHOS (Massive Halo Compact Objetcs, Planetas, anãs marrons,…)

A quantidade de matéria escura é 10 vezes maior do que a de matéria convencional (bariônica).

Matéria/Teoria Exótica - Neutrinos - WIMPS (Weakly Interacting Massive Particles) - Mudança da Gravidade

42

43

44

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.

45

Irr

dE

S0

E

gE

Sa

Sb

Sc

Lum

inos

idad

e da

Pop

I

----

->

Luminosidade da Pop II ----->

Diferentes tipos morfológicos de galáxias representadas em termos de luminosidades derivadas de suas populações estelares.

46

Espirais Elípticas Irregulares Massa (MSol) 109 - 1012 106 - 1013 108 - 1011

Luminosidade (LSol) 108 - 10 11 106 - 1011 108 - 1011

M/L 2 - 10 5 - 30 1 - 3

Diâmetro (kpc) 5 - 50 1 - 200 1 - 10

Populações estelares

Velha no Halo e Bojo Jovem no Disco

Velha Jovem e Intermediária

Tipo espectral composto

A (Sc) até K (Sa) G até K A até F

Material interestelar

Gás e poeira no Disco Pouca quantidade de gás e poeira

Muito gás; alguma poeira

Ambiente em grande escala

Em grupos, regiões de baixa densidade de

galáxias

Aglomerados ricos Regiões de baixa densidade de galáxias

Quadro com propriedades gerais de galáxias

47

Como se parecem as galáxias “vistas”

espectroscopicamente ?

Espectros contendo linhas do Hidrogênio em

absorção e emissão

Exemplos de espectros de estrelas

48

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 --> Teff 40.000K G5 --> Teff 5.500K M5 --> Teff 2.500K

49

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.

50

Como se parecem as galáxias vistas espectroscopicamente ? (aspectos típicos dos espectros)

Linhas de absorção

Linhas de emissão Contínuo

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.

51

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.

52

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.

53

Formação estelar em galáxias (cont.)

De uma forma geral podemos esquematizar a formação estelar em galáxias, conforme o diagrama abaixo:

54

Formação estelar em galáxias (cont.)

0 5 10 15 Tempo ( 109 anos )

Taxa

de

form

ação

est

elar

rela

tiva

E Sa

Sb Sc

Irr

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.

55

Formação estelar em galáxias (cont.)

Estimativa da SFR através da medida da intensidade da linha Hα. A intensidade é

proporcional a área do perfil.

Hα

Espectro da galáxia N92 expresso em unidades

relativas de fluxo

NII

SSRS Database

56

Galáxias Peculiares

Antennae

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.

57

Detalhes da Antennae Núcleos das galáxias que estão colidindo

Regiões de intensa formação estelar Poeira

58

Como funcionam as forças de maré ?

[---- r ----]

2RGMmFmassas = 3R

GMmr F maré ∝

2

2

)(

)(

rRGMmF

rRGMmF

longe

perto

+=

−=

[------------- 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 for muito massuda.

59

Estamos livres do perigo ????

Andrômeda x Galáxia

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 estrelas devido as grandes separações entre estas.

4

1 2 3

5 6

60

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 pela perturbação no gás/poeira do meio interestelar.

61

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).

62

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.

63

Radiogaláxias (cont.)

Hot spot

Lóbulos

Jato

Núcleo

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.

Cygnus A

Imagem no óptico

64

Galáxias com Núcleo Ativo – AGNs* Estão incluídos nesta categoria: Galáxias

Seyfert, Radiogaláxias, Quasares e Blazares.

Centaurus A

* Active Galactic Nuclei

65

Na tentativa de se examinar se algumas das “nebulosas espirais” seriam similares às nebulosas distribuídas dentro de nossa Galáxia ...

= ?

66

67

BLR (~0.1 pc) BH+Disco (<10-3 pc)

Toro de Poeira (~10 pc)

NLR (~1 kpc)

Jato Rádio (~1 Mpc)

î Sey-1

Modelo Unificado para os AGNs

<-- Sey-2

Blazar Desenho não está

em escala real

68

Espectro óptico de Sey-1

Hγ Hβ Hα ⇩ ⇩ ⇩

As linhas de emissão permitidas apresentam larguras de 1000-5000 km/s, enquanto as proibidas são da ordem de 500 km/s.

69

Espectro óptico de Sey-2

[OIII] [OI][NII][SII] ⇩⇩ ⇩ ⇩⇩ ⇩

Tanto as linhas permitidas como as proibidas apresentam larguras da ordem de 500 km/s.

70

A fonte de energia destes objetos O modelo unificado dos AGNs ---> Disco de Acresção + 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 MSol por ano.

Jato de partículas velozes

Linhas de campo magnético

Disco de acréscimo

Buraco negro

71

Como isto funciona dentro de uma galáxia ?

Filme do AGN

72

Buracos Negros

Raio de Schwarzschild

Energ. Potencial Gravit. = Energ. Cinética GMm/R = mv2/2 ≈ mc2/2

RS (km) ~ 3 x M (Msol)

RS Terra ~ 1 cm RS BNSM ~ 1 UA

73

74

Existem evidências da existência de um Buraco Negro Supermassivo ?

As grandes veloci-dades medidas nas duas regiões observadas, podem ser explicadas se houver a presença de um objeto muito massivo (e relativa-mente compacto) no núcleo da galáxia de forma a manter o material em órbitas com tamanhas velocidades.

75

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

76

A Galáxia tem um Buraco Negro em seu centro !

77

Distribuição de Galáxias e de Matéria no Universo

78

Inventário da matéria visível do universo

79

Inventário da matéria e energia do universo

80

Aglomerados de Galáxias

81

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.

82

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

83

Aglomerado de Hydra

( 30 - 1000 galáxias ) Aglomeração de Galáxias - Aglomerados

84

Aglomerado Abell 1689

85

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 Aglomerado de Centaurus visto pelo Chandra

86

Emissão de Raios-X em Aglomerados

Comparando ... Variáveis cataclísmicas LX ~ 1032-1038 ergs/s Via Láctea, M31 LX ~ 1039 ergs/s Aglomerados de galáxias LX ~ 1043-1045 ergs/s Aglomerados no óptico Lopt ~ 1045 ergs/s

Causa ... Gás quente (107-108 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.

87

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

88

Formação e evolução de um aglomerado de galáxias, mostrando as diversas componentes de

matéria do mesmo.

..\filmes\S2_960x640.avi

89

Lentes Gravitacionais

90

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.

91

Lentes Gravitacionais – exemplo ilustrativo Como enxergaríamos este prédio, se colocássemos

em sua frente um BN com a massa de Júpiter ?

92

Lentes Gravitacionais – exemplo ilustrativo

93

Lentes Gravitacionais - (cont.)

Esquema do efeito de lente produzido por um aglomerado

94

Lentes Gravitacionais - exemplo

Imagem de galáxias de fundo distorcidas pela

lente.

95

Estrutura em Grande Escala

96

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.

97

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

98

Distribuição de superaglomerados no Universo Local

99

Superaglomerado Local

100

101

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.

102

Tamanho do Universo

Porque vivemos numa época “especial” quando matéria e energia escura são comparáveis?

tempo

radiação matéria

Energia escura

103

O que estamos fazendo para entender a energia escura ?

Junte-se a nós !!

www.linea.gov.br

104

Testes da História da Expansão Cósmica:

Supernovas

Lenteamento Gravitacional Fraco

Distribuição de Galáxias em Grande Escala

Aglomerados de Galáxias

105

Simulando universos Matéria <-- Escura Bariônica -->

106

Um passeio pelo Universo Local

107

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.

108

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

109

Unidade astronômica -> a.u. = 1.5 x 108 km (distância média Terra-Sol)

Ano luz --------------> a.l. = 9.5 x 1012 km ~ 1013 km Parsec ----------------> pc = 3.0 x 1013 km ~ 3.26 a.l. Velocidade da luz -----> c = 3.0 x 105 km/s Massa da Terra ------> MTerra= 5.9 x 1024 kg Raio da Terra ---------> RTerra = 6378 km Massa do Sol --------> MSol = 2.0 x 1030 kg Raio do Sol ----------> RSol = 7.0 x 105 km Massa do Próton ------> mp = 1.7 x 10-27 kg Massa do Elétron -----> me = 9.1 x 10-31 kg 10-2 = 0.01 102 = 100 kilo = k = 103

10-1 = 0.1 101 = 10 mega = M = 106 100 = 1 giga = G = 109

Tabela de constantes

Slides Extras

110

111

Galáxias Espirais

NGC 4945 Sc

<---------- ??? Faixa de poeira ------>

112

Galáxias Irregulares Grande Nuvem de Magalhães

Pequena Nuvem de Magalhães

47 Tuc

113

Galáxias Espirais

NGC 3627 Sb

<----- ???

114

Animação mostrando a evolução de Antennae

..\filmes\evolve.qt

115

Como se formou a galáxia Centaurus A

..\filmes\origem_cen_a.mov

116

Um Raio-X de Centaurus A

Raios-x

Rádio contínuo (21cm)

Rádio HI (21cm)

117

Jato observado no óptico emitido pela galáxia Circinus

A figura mostra de maneira aproximada um cone representando jato que foi observado pelo telescópio Hubble.

118

Galáxias cD

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 MB~ -22 a -25. Suas massas estão entre 1013-1014 Msol. Outra característica é a presença de uma região central de alto brilho superficial e um extenso envelope difuso.

NGC 1399

119

Visível Visível: Cor Visível

MIR 8.3 microns MIR IRAS FIR ISO

Raios-x ROSAT UV ASTRO-1 UIT Rádio Effelsberg

120

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 do aglomerado.

121

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.

122

Mas no dia-a-dia do astrônomo, as coisas não são tão coloridas ...

Aglomerado Abell 2538 Imagem digitalizada - DSS