Aula 12 – Galáxias

Aula 12 – Galáxias
Medindo grandes distâncias
Os métodos vistos podem ser usados apenas para pequenas distâncias. Para se
estudar as galáxias, inclusive a Via Láctea, se faz necessário um método mais
preciso de se medir grandes distâncias (acima de 1000 anos-luz).
Conhecendo a Evolução estelar, sabemos que estrelas Supergigantes
Vermelhas e Azuis são instáveis, e por isso variam seu tamanho assim como a
sua luminosidade com o tempo. O período em que estas estrelas variam de
luminosidade é muito regular, servindo então como parâmetro para calcular a
distância.
Dois tipos de estrelas permitem a utilização desta técnica: RR Lyrae e
Cefeídas. As primeiras são estrelas que estão começando a queimar Hélio em
seus núcleos, possuindo tipo espectral entre B e F, magnitude absoluta de 0,6 e
período de pulsação de 0,5 a 1 dia. Já as Cefeídas possuem tipo espectral entre
F e K, e períodos que variam entre 1 e 100 dias. Estas últimas são mais
utilizadas porque sua luminosidade varia bem mais em cada pulso, facilitando
assim a sua detecção.
Sabendo o período (P, em dias) de uma estrela, podemos calcular a magnitude
absoluta da mesma como:
M V = −3,125 log P − 1.525
E comparando com a magnitude aparente, obtemos a distância da mesma, com
já vimos na aula anterior.
Sistema de coordenadas galácticas
Para executar o mapeamento de nossa galáxia, utilizamos um sistema próprio
a ela. Este sistema consiste numa latitude e numa longitude galáctica (b e l,
respectivamente). Onde a latitude é definida com relação ao plano
fundamental da galáxia (o que contem o disco galáctico), sendo positiva para
o norte e negativa para o sul. Já a longitude é definida no plano galáctico,
variando de 0 a 360 para leste, a partir da Constelação do Sagitário.
O centro da galáxia possui: b=0 e l=0. E Declinação: -28o55’ e Ascensão
Reta: 17h42min.
Movimento das Estrelas nas galáxias
• Medindo-se o movimento próprio das estrelas (vide aula de
constelações), e também a velocidade radial das mesmas, utilizando-se
para este último do efeito Doppler, pode-se estimar a velocidade de
deslocamento de muitas estrelas com relação ao Sol.
• Em média, a velocidade de deslocamento de estrelas próximas ao Sol é
de 25km/s.
• Se fixarmos nosso sistema de referência no Sol, fazendo que todas as
estrelas próximas deste estejam em repouso, perceberemos que todo o
grupo de estrelas na proximidade do Sol viaja com praticamente a
mesma velocidade em torno do centro da galáxia.
• Mas, se considerarmos as velocidades peculiares de cada estrela,
veremos que o Sol viaja a 19,7km/s rumo a constelação de Hércules.
• Jan Oort utilizou-se da distância estimada do Sol com relação ao centro
da galáxia para estimar a velocidade de translação do mesmo, usando
também a lei de Kepler. Como verificou que o Sol daria uma volta na
galáxia a cada 250 milhões de anos, a velocidade do mesmo deveria ser
de 220km/s.
• Com base nestas medidas, podemos traçar a curva de rotação da ViaLáctea e de forma análoga, de várias outras galáxias. Note que apenas
uma parte da curva (começo) corresponde à curva de rotação de um
corpo rígido.
Massa da Via-Láctea
O Sol gira em torno do centro da galáxia devido a grande quantidade de massa
ali concentrada. Assumindo que o Sol possua movimento circular, poderemos
calcular a massa da Via-Láctea (MG) da seguinte forma (ROS: raio da órbita do
Sol; VS: Velocidade orbital do Sol):
M S VS2
FC =
ROS
e
FG =
GM S M G
2
ROS
VS2 ROS
⇒ MG =
= 1011 M S
G
O que é o limite mínimo para a massa, visto que esta é a massa contida no
interior do raio da órbita do Sol. Esta massa indica a presença de no mínimo
100 bilhões de estrelas na Via-Láctea.
Composição e Geometria da Via-láctea
Até 1917, acreditava-se que o Sol estivesse no centro de uma nuvem difusa, a
Via-Láctea. Porém neste ano, Harlow Shapley mapeou a posição nos seus dos
aglomerados globulares, e percebeu que estes se concentravam numa região, e
não em outras. Com isto concluiu que o Sol não poderia estar no centro desta
nuvem.
Posteriormente, com o advento da radioastronomia, pode-se observar a
distribuição da Via Láctea em comprimentos de onda longos o suficiente para
que a poeira interestelar ficasse transparente. Comparando estes dados, com o
que se sabia de outras galáxias, pode-se montar a geometria da Via-Láctea
como sendo uma Galáxia em Espiral, tendo o Sol em um dos seus braços.
A concepção atual da nossa galáxia inclui três componentes: o bojo, o disco e
o halo:
O bojo possui em seu interior um núcleo massivo. Está na direção de
Sagitários, envolto por uma grande quantidade de nuvens interestelares.
Possui uma enorme variedade de estrelas, das mais jovens as mais velhas. Seu
raio é de 1kpc (3000 anos-luz). O núcleo mais massivo possui em torno de
1pc.
O disco é a região em que se localizam os braços espirais da galáxia, sendo
povoado de estrelas mais jovens. O disco possui um diâmetro de 30kpc
(100000 anos-luz) e uma espessura de 1kpc. O Sol se localiza no disco
distante do centro em cerca de 7,5kpc.
Já o Halo é uma distribuição simetricamente esférica de aglomerados
globulares de estrelas vermelhas e velhas. No Halo não há quase nenhuma
matéria interestelar. Este possui um diâmetro de duas a três vezes maior que o
diâmetro do disco da galáxia, estendendo-se até as galáxias vizinhas, como é o
caso das nuvens de Magalhães.
Para se mostrar que a galáxia atualmente constitui um sistema em equilíbrio,
basta-nos visualizar que a mesma possui cinco constituintes: Estrelas, campo
de radiação das estrelas, poeira interestelar, campo magnético galáctico e os
raios cósmicos. Sendo que todos estes componentes possuem
aproximadamente a mesma densidade de energia: entre 0,1 e 1eV/cm3,
havendo assim equilíbrio.
O meio interestelar é constituído de gás e de grãos sólidos, contribuindo no
máximo em 20% da massa da galáxia. A densidade destas partículas fica em
torno de 1part/cm3. Esta densidade pode aumentar para 100part/cm3 quando se
têm nuvens difusas. Estas possuem uma temperatura de até 100K.
Os grãos do meio interestelar possuem como principal efeito a extinção ou
atenuação da luz das estrelas, introduzindo assim um erro na medida da
magnitude da estrela, e por conseguinte de sua distância.
Já o gás é composto basicamente de Hidrogênio, com uma fração de 10% de
hélio. Como este é excitado pela radiação proveniente das estrelas, ele passa a
emitir radiação, principalmente na freqüência de 1420MHz. Assim, é
justamente nesta freqüência que se pode mapear a galáxia, ou a população do
meio interestelar da mesma.
Como foi descoberto mais recentemente, o meio interestelar, principalmente
em nuvens de maior densidade, possui uma fração de moléculas, inclusive de
moléculas orgâncias, como o metano e o etano. Estas nuvens (nebulosa do
Cone abaixo) formarão novas estrelas no futuro.
O campo magnético da galáxia possui uma intensidade de 10-6 Gauss, sendo
que sua distribuição reproduz a geometria dos discos e dos braços espirais.
Logo, o campo magnético deve possuir uma importante relação com a
estrutura e com a dinâmica do disco galáctico.
A estrutura de braço em espiral para a Via-Láctea pode ser observada pelo
mapeamento em rádio-freqüência. Não se sabe perfeitamente quantos braços a
Via-Láctea apresenta nem a forma dos mesmos.
Se analisarmos a dinâmica do sistema, veremos que com uma velocidade de
220km/s, o Sol, em seus 5 bilhões de anos, já deve ter dado pelo menos 20
voltas em torno do centro da galáxia. Como a rotação é diferencial (e não
como um corpo rígido), esperar-se-ia que os braços fossem enrolados, e não
mais existissem. Uma explicação vem da teoria das ondas de densidade.
Segundo esta teoria, temos que os braços espirais permanecem estáticos, a
medida que as estrelas transladam. Seria análogo a um engarrafamento em
certo trecho de uma rodovia: sempre acumula carros, mais sempre novos
carros. Isto ocorre devido a ondas de compressão e rarefação que percorre o
disco galáctico.
Populações Estelares
Onde t é a idade; h é a altura com relação ao plano da galáxia (ligada à latitude
galáctica); v é a velocidade de dispersão, a qual está ligada com o
desaclopamento da estrela com relação ao disco; e Z é a metalicidade, isto é, a
abundância de elementos químicos mais pesados.
Quanto menor a velocidade de desaclopamento, maior é a participação da
estrela para com a rotação da galáxia.
Morfologia das Galáxias
A classificação dos diversos tipos de galáxias existentes se deve a Hubble. Ele
dividiu as galáxias em dois grupos, Elípticas (E) e Espirais (S). As elípticas
mais circulares são classificadas como E0. Para galáxias mais excêntricas,
usou de E1 a E7, segundo o aumento da excentricidade. Não existem galáxias
E8, por exemplo.
Já as espirais receberam uma segunda divisão: Barradas (SB) e não-Barradas
(S). Conforme a diminuição do bojo em relação aos braços da espiral, as
galáxias vão recebendo letras, de “a” a “c”. Conforme esquema:
O quadro abaixo resume as principais propriedades das galáxias, dos seus
vários tipos.
E0
SBc
Sc
Galáxias Ativas
Em geral as galáxias emitem apenas por processos térmicos. No entanto, uma
classe de galáxias emitem uma grande quantidade de radiação, devido a
processos extremamente energéticos, estas galáxias são chamadas de Galáxias
Ativas.
Nas galáxias ativas o núcleo é muito pequeno, porém mais luminoso que toda
a galáxia, fazendo com que estas galáxias tenham o espectro semelhante a de
uma estrela. A grande energia emitida pelo núcleo evidencia a existência de
buracos negros supermassivos no centro destas galáxias. A luminosidade
emitida pelo núcleo de uma destas galáxias é da ordem de 1010 luminosidades
solares.
Ainda há objetos com luminosidade bem superior a das galáxias ativas, estes
são os Quasares. Acredita-se que o quasar tenha a mesma estrutura que uma
galáxia ativa, no entanto devido a sua distância, bilhões de anos-luz, não há
instrumento óptico com a capacidade de resolver sua estrutura.
Entre os tipos de galáxia ativas temos:
• Galáxias Seyfert: compreende cerca de 1% das galáxias espirais.
Muitas deste tipo estão relativamente perto da Via-Láctea,
possibilitando assim a análise de sua estrutura.A análise do espectro de
emissão destas galáxias indica que o gás no núcleo destas viaja entre
5000km/s e 10000km/s. Um dado importante acerca destas galáxias é
que elas sempre se encontram próximas a galáxias “normais”, formando
assim sistemas binários. Este dado leva à hipótese de que a interação
entre as galáxias gere o fenômeno Seyfert.
• Objetos BL Lacertae: Emitem radiação sincrotrônica (vide figura),
não apresentando um espectro como de uma estrela (não apresentam
linhas de emissão, o que é um mistério), mais ao telescópio, se
assemelha muito a uma estrela. Estes objetos poderiam variar muito
rapidamente sua luminosidade, possuindo flutuações de 30% de uma
noite para outra. Alguns destes objetos variam sua luminosidade num
fator de 100.
• Radiogaláxias: Possuem emissões de Rádio bem superiores a de
galáxias comuns, numa banda que vai de 1011Hz até 107Hz. Existem
radiogaláxias cuja a emissão de rádio acompanha todo o tamanho óptico
da galáxia e outras, cuja a emissão é menor que o comprimento da
mesma. Algumas radiogaláxias apresentam lóbulos de emissão
dispostos simetricamente a cerca de 1Mpc do centro da galáxia. Estes
lóbulos chegam emitir 100 vezes mais que a própria galáxia.
Esquema da radiação Sincrotrônica:
Quasares
Descobertos em 1961, estes possuem um grande deslocamento para o
vermelho, o que indica que estão a bilhões de anos-luz de distância. Seu
espectro é bastante incomum, porém apresenta uma estrutura semelhante a de
uma estrela.
Possuem intensa emissão deste o rádio até de raios-X, indicando radiação
sincrotrônica e processos térmicos altamente energéticos. Vários possuem
uma extensão (estrutura dupla), caso sejam vistos segundo sua emissão de
rádio.
Analisando a emissão dos quasares e sua variabilidade, pode-se estimar seu
tamanho, que é de cerca de 1pc, isto é, 1012 vezes menor que uma galáxia
normal.
Estrutura: