Outras Galáxias

7/23/2019 Outras Galxias

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Observatrios Virtuais Fundamentos de Astronomia Cap. 16 (C. Oliveira & V.Jatenco-Pereira)

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Captulo 16

OUTRAS GALXIAS

Em nosso Universo temos, alm da nossa Galxia, diversos outros tipos de galxias, de

formas, dimenses e estruturas diferentes. Neste captulo estudaremos estas outras

entidades, que juntamente com a Via Lctea, so os constuintes das maiores estruturas

conhecidas no Universo: os aglomerados de galxias Os tpicos abordados sero os

seguintes:

TIPOS DE GALXIAS

Galxias Espirais

Barras Galxias Elpticas

Galxias Lenticulares

Galxias Irregulares

PROPRIEDADES INTEGRADAS DASGALXIAS

Luminosidade e Forma

As Cores

Contedo Estelar

QUASARES E GALXIAS ATIVAS

Quasares Figura 1- Galxia de Andrmeda M31.

Galxias Ativas

Buracos Negros Supermassivos

Bibliografia

Astronomia & Astrofsica- Apostila do Curso de Extenso Universitria do IAG/USP

(ed. W. Maciel) Captulos I e II de autoria do Prof. R. Boczko (1991).

Introductory Astronomy & Astrophysics, de Zeilik & Smith (Captulo 01)

Astronomy: a beginner's guide to the Universe, Chaisson& McMillan


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OUTRAS GALXIAS

Existem bilhes de galxias alm da nossa Via Lctea. Contrrio ao observado

para a Via Lctea, a maioria delas no tem braos espirais. Apesar do grande nmero de

galxias existentes elas possuem vrias propriedades em comum. Edwin Hubble nos

anos 20 comeou a catalogar galxias, baseado na forma destas. Este trabalho foi feito

aps medidas de curvas de luz de Cefeidas que mostraram que h vrias Galxias alm

da nossa Via Lctea. A classificao de Hubble em galxias espirais, espirais barradas,

elpticas, irregulares e subclasses usada at os dias de hoje.

Figura 2.Classificao das galxias segundo critrio de Edwin Hubble.


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TIPOS DE GALXIAS

GALXIAS ESPIRAIS

Galxias espirais so caracterizadas por um bojo nuclear e braos espirais. A

galxia espiral mais prxima de ns a Galxia de Andrmeda, ou M31, que visvel a

olho nu no hemisfrio norte.

Hubble notou que quanto maior o bojo nuclear de uma galxia espiral, mais

prximos do bojo se encontram os braos. Galxias com grandes bojos e braos

''colados'' a este so chamadas Sa. Galxias com pequenos bojos e braos muito

abertos so chamadas de Sc. Galxias com caractersticas intermedirias entre estesdois casos so chamadas de Sb.

Os braos das galxias

espirais nem sempre so orientados

em um ngulo o qual facilite v-los.

Entretanto, mesmo em casos onde

os braos no podem ser vistos, a

galxia ainda pode ser classificada,

pelo tamanho do bojo central. Outrapropriedade que varia entre as

vrias classes de Galxias espirais

a aparncia dos braos, s vezes

largos, caticos e no definidos e s

vezes muito bem definidos, com

regies HII brilhantes e associaes

OB.

Figura 3. Galxia espiral M51.

Embora a maioria das galxias espirais tenha dois braos, muitas tm mais que

dois. A Via Lctea, por exemplo, tem pelo menos quatro. No se sabe porque o nmero

de braos varia de galxia a galxia.


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Barras

A maior parte dos astrnomos acredita que a Via Lctea seja uma galxia espiral.

Muitos tambm acreditam que a Galxia possua uma barra de estrelas que atravessa o

bojo nuclear. Os braos em galxias espirais barradas se estendem a partir dos finais dabarra e no do bojo. Modelos de

galxias sugerem que barras se

formam em galxias que tm

menor quantidade de matria

escura que uma galxia tpica.

A correlao entre a

posio dos braos espirais e o

tamanho do bojo presente paraas espirais normais tambm e-

xiste para as espirais barradas.

Figura 4 Galxia espiral barrada M109.

A proporo de galxias normais para galxias barradas de 2:1.

GALXIAS ELPTICAS

Galxias elpticas (que so chamadas assim devido a sua forma) no tm braos

espirais. Hubble subdividiu a classe das elpticas de acordo com o grau de achatamento

destas, como projetado no cu. As galxias mais redondas so chamadas E0 e as mais

elongadas E7.

Galxias elpticas tm uma aparncia muito mais regular do que galxias espirais.Alm disso, estas contm pouco gs interestelar e poeira. Uma vez que estrelas formam-

se em nuvens interestelares, estas galxias tm baixa taxa de formao de estrelas.

Espectros de galxias elpticas confirmam que estas contm, em sua maioria, estrelas de

populao II, de baixa massa e de vida longa. Galxias elpticas podem ter tamanhos

variados, das menores s maiores galxias do universo. As galxias elpticas gigantes

so muito menos numerosas que as ans elpticas. Estas ltimas contm apenas alguns

milhes de estrelas. Elas so difceis de ser detectadas quando esto a grandes

distncias.


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Figura 5 Galxia elptica M87, do aglomerado de galxias de Coma.

GALXIAS LENTICULARES

Em 1936, Hubble

introduziu um novo tipo de

galxias, entre E e S, o tipo S0

ou lenticular. Esta introduo foi

feita hipoteticamente e somente

depois foi confirmada a

existncia desse tipo de galxia,atravs de observaes. Elas

so to achatadas intrinsica-

mente quanto as espirais. Elas

tm uma condensao central

geralmente importante, no

possuem braos e tm um

envelope ao redor do ncleo. Figura 6 Galxia lenticular M82

As lenticulares podem ter barras, e neste caso so chamadas de lenticulares

barradas (Sb0).


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GALXIAS IRREGULARES

Estas galxias tm esta denominao por no possuir simetria ou estrutura bem

definidas. Elas so subdivididas em dois grupos distintos. As irregulares de tipo I (Irr I),

tipo magelnico, tm um contedo de estrelas semelhante s Nuvens de Magalhes, soricas em estrelas e regies HII e tm uma distribuio de brilho bem catica. J as

irregulares de tipo II (Irr II) so mais raras. Elas no estavam na classificao original de

Hubble. So muitas vezes consideradas galxias peculiares. Elas no apresentam

resoluo em estrelas. Acredita-se que muitas delas foram resultados de colises entre

galxias.

Figura 7 Exemplos de galxias irregulares .

AS PROPRIEDADES INTEGRADAS DAS GALXIAS

Luminosidade e forma

A definio do que a luminosidade total ou a magnitude de uma galxia

relativamente imprecisa, pois as galxias no tm limite bem definido. Para se evitar a

ausncia de contornos bem definidos, utiliza-se a magnitude dentro de uma dada isofota

(curva de mesma luminosidade). As medidas absolutas das galxias vo desde Mv= -23 a

-9. A faixa de magnitude absoluta depende do tipo morfolgico da galxia. As galxias

elpticas gigantes podem chegar a magnitudes mais brilhantes do que as espirais.

As galxias com magnitudes Mv> -18 mag so geralmente denominadas galxias

ans. Elas tm em sua grande maioria um baixo brilho superficial central. Existem vrios

exemplos de galxias ans ao redor da Via Lctea.


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A nossa Galxia vista de fora teria uma magnitude absoluta de cerca de Mv= -21.

A faixa em magnitudes absolutas de -9 a -22 corresponde a uma faixa em luminosidade

de 106a 1011luminosidades solares.

A tcnica mais usada para determinar a luminosidade das galxias hoje em dia oimageamento fotomtrico.

A forma da galxia um parmetro que pode ser determinado por observaes

atravs de imagens fotomtricas. Para as galxias elpticas o brilho varia gradualmente do

centro para fora, no mostrando descontinuidades. A distribuio de luminosidade em

espirais complicada pela presena dos braos espirais e efeitos de orientao. Trs

componentes so identificadas, o disco, a regio nuclear, que tem um perfil de brilho

semelhante ao das elpticas e os braos espirais.

As cores

Existe uma correlao direta entre o tipo morfolgico e a cor observada de uma

galxia. As elpticas tendem a ser mais avermelhadas que as espirais, que por sua vez

so mais avermelhadas que as irregulares. Dentro de um grupo espiral, as galxias so

mais vermelhas quanto maior o ncleo e menores os braos. Uma maneira de descrever

a cor de uma galxia especificar a classe espectral das estrelas cuja cor se assemelha

da galxia. As galxias elpticas e Sa tm a mesma cor que as estrelas K, as Sb seassemelham s estrelas de classe F a K e galxias Sc e Irr tm a mesma cor que classes

A a F.

Contedo estelar

A distribuio de cor d uma indicao dos tipos estelares que compem as vrias

partes das galxias.

A progresso de cor das irregulares mais azuis para as elpticas maisavermelhadas reflete uma diminuio do nmero relativo de estrelas jovens de um tipo

para outro. Uma populao II velha predomina nas elpticas e as irregulares possuem

uma populao I bem mais jovem. A mistura de populaes nas espirais determinada

pelo tamanho do ncleo (populao II velha) relativo ao dos braos espirais (populao I

jovem). H tambm uma tendncia para o azul nas partes mais externas do disco. Por

exemplo, nas Sc os braos mais externos parecem conter populaes estelares mais

jovens e portanto mais gs do que os braos mais internos. A distribuio dos vrios tipos

de estrelas em galxias espirais pode ser descrita da seguinte maneira: estrelas mais

velhas e vermelhas foram formadas mais prximas ao ncleo, uma populao que seencontra no disco, achatado, com estrelas parecidas com o Sol, tm idade intermediria,

e as estrelas jovens, formadas recentemente, se localizam nos braos espirais.


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Na tabela baixo encontram-se resumidas as principais propriedades dos tipos mais

comuns de galxias.

Tabela 1 Propriedades das galxias elpticas, irregulares e espirais.

Propriedade Galxia Elptica Galxia Espiral Galxia Irregular I

massa (M) 105a 1013 109a 4 x 1011 108a 3 x 1010

magnitude absoluta -9 a -23 -15 a -21 -13 a 18

luminosidade (L) 3 x 105a 1010 108a 2 x 1010 107a 109

M / L (M/ L

= 1) 100 2 a 20 1

dimetro (kpc) 1 a 200 5 a 50 1 a 10

populao estelar II e I velha I (braos),

I II (espalhada)

I, algumas II

poeira quase nenhuma sim sim

MHI/ MT(%) 0 2 (Sa), 5 (Sb), 10 (Sc) 22

tipo espectral K K (Sa),

F / K (Sb), A / F(Sc)

A / F

QUASARES E GALXIAS ATIVAS

O Sol irradia muito mais energia que qualquer corpo terrestre. Uma estrela ao

explodir como supernova pode liberar muito mais energia do que o Sol em toda a sua

vida. No entanto, mesmo as emisses devido exploso de supernovas no so

comparveis s de um quasar ou de uma galxia ativa. Alguns quasares emitem mais

energia em um segundo do que o Sol emite em 200 anos.

Um pouco de histria

O desenvolvimento da rdio astronomia no final dos anos 40 abriu uma nova era. O

primeiro telescpio rdio foi construdo em 1936 por Grote Reber no quintal de sua casa

em Illinois. Em 1944 Reber detectou forte emisses de rdio vindas da constelao de

Sagitarius, Cassiopeia e Cygnus. Duas destas fontes, chamadas de Sagitarius A e

Cassiopeia A pertencem a nossa Galxia. A primeira o ncleo galctico e a segunda

uma remanescente de supernova. No entanto, para a terceira fonte descoberta por Reber,

chamada de Cygnus A, no foi fcil descobrir sua natureza. O mistrio s foi desvendado

quando em 1951, Walter Baad e Rudolph Minkowski, usando o telescpio Palomar

descobriram uma galxia peculiar na mesma posio das observaes de rdio.


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A galxia associada com a fonte de rdio Cygnus A muito pouco luminosa. Ainda

sim, Baade e Minkowski conseguiram obter seu espectro e determinaram um redshift

correspondente a uma velocidade de 17000 km/s. De acordo com a lei de Hubble, esta

velocidade indica que Cygnus A est a 750 milhes de anos-luz da Terra.

Figura 7 Quasar PKS2349 (NASA).

A distncia enorme de Cygnus A surpreendeu os astrnomos porque esta uma

das fontes de rdio mais brilhante no cu. Embora seja quase no visvel atravs do

telescpio de Palomar, a emisso de rdio de Cygnus A pode ser medida pelo

equipamento de um astrnomo amador. Sua energia, deve portanto ser enorme. De fato,

sua luminosidade em rdio 7 ordens de magnitude maior que a da galxia de

Andrmeda. O objeto que corresponde a Cygnus A tem que ser um objeto extraordinriopara ter tais caractersticas.

Quasares

Cygnus A (Cyg A) no a nica fonte com forte emisso de rdio a grandes

distncias. J em 1950 os rdio astrnomos se ocupavam de fazer longas listas de fontes

de rdio. Uma das listas mais famosas, entitulada O Terceiro Catlogo de Cambridge foi

publicado em 1959. Cyg A, por exemplo, est na lista de Cambridge. Devido aextraordinria luminosidade rdio de Cyg A, astrnomos eram muito interessados na


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poca em descobrir se algum outro objeto da lista tinha semelhantes propriedades a Cyg

A.

Um caso interessante nesta lista era 3C 48. Em 1960, o astrnomo Allan Sandage

usou o telescpio de Palomar para descobrir uma estrela na posio desta fonte derdio. Devido ao fato de estrelas normais no serem emissoras em rdio, este fato

pareceu muito estranho a comunidade cientfica. Quando um espectro foi obtido,

nenhuma das linhas espectrais deste objeto puderam ser identificadas. Muitos pensaram

na poca que 3C 48 era simplesmente uma estrela estranha da nossa Galxia.

Outra estrela chamada 3C 273 foi descoberta em 1962. Foi descoberto que esta

tinha uma cauda de gs para um lado. A exemplo de 3C 48 esta nova estrela tambm

emitia em uma srie de linhas espectrais que ningum podia identificar.

Uma grande descoberta foi finalmente feita em 1963, quando o astrnomo Maarten

Schmidt descobriu que quatro das linhas espectrais mais brilhantes de 3C 273 estavam

posicionadas relativamente umas s outras da mesma maneira que as linhas de

hidrognio. No entanto, estas linhas de emisso de 3C 273 eram encontradas em

comprimentos de ondas muito mais longos que usualmente. Em outras palavras,

descobriu-se que 3C 273 tinha um enorme redshift e portanto no podia ser uma estrela

da Galxia.

Espectros de estrelas da nossa Galxia exibem pequenos desvios Doppler porque

estas estrelas no podem estar se movendo muito rapidamente ou elas j teriam

escapado de nossa Galxia. O que Schmidt descobriu que 3C 273 tinha um redshift que

corresponde a 15% da velocidade da luz. De acordo com a lei de Hubble a distncia at

este objeto de 2 bilhes de anos-luz.

3C 273 tem vrias linhas em emisso. Lembre-se que as linhas de emisso so

causadas pelos tomos excitados emitindo radiao em comprimentos de ondas

especficos. A emisso muito forte em algumas destas linhas sugere que o aquecimentodo gs feito por um processo diferente do conhecido at ento.

Inspirados pelo sucesso de Schmidt na descoberta da natureza e redshift de 3C

273 outros astrnomos estudaram 3C 48 em detalhe e descobriram que este objeto

tambm est muito distante (com uma velocidade de recesso de um tero da velocidade

da luz).

Devido a aparncia estelar destes dois objetos e emisso muito forte em rdio eles

foram chamados de fontes de rdio quase estelares ou quasares ou QSOs. Todos osquasares parecem estrelas mas emitem uma energia enorme. Eles no precisam

necessariamente ser fontes de rdio. Na verdade, a grande maioria deles no emite em


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rdio. Mesmo assim todos so chamados de quasares. Uma enorme quantidade destes

objetos foram descobertos desde os anos 60. Quase todos tm redshifts enormes, em

alguns casos correspondendo a 90% da velocidade da luz. Quando observamos estes

quasares, ns estamos medindo objetos que existiram quando o universo era muito

jovem.

Quasares emitem muita energia em um volume pequeno

Galxias so grandes e brilhantes. Uma galxia gigante tpica, como a nossa Via

Lctea, contm vrios milhes de estrelas e uma luminosidade correspondente a 10

bilhes de sis. Galxias elpticas so 10 vezes mais brilhantes que isto mas ainda assim,

se colocadas s distncias de um quasar tpico, elas nunca poderiam ser vistas. O fato

dos quasares serem vistos a distncias enormes significa que eles so muito mais

luminosos que galxias normais. Hoje sabemos que um quasar tpico 100 vezes mais

brilhante que a nossa Via Lctea.

O estudo de quasares nos anos 60 levou descoberta de que muitos deles

apresentam flutuaes em luminosidade. Um exemplo 3C 279 que sofreu um aumento

em sua luminosidade por um fator 25 durante alguns anos por volta de 1937. Estas

flutuaes em luminosidade possibilitaram aos astrnomos determinar os tamanhos

mximos dos quasares. Ns sabemos que um objeto no pode variar em brilho mais

rapidamente que o tempo que a luz leva para atravess-lo. Por exemplo, um objeto quetem 1 ano-luz de dimetro no pode variar em brilho com um perodo menor que um ano.

O brilho de vrios quasares varia em intervalos de alguns meses, semanas, dias ou

mesmo horas. Observaes recentes em raios-X revelam grandes variaes que ocorrem

em perodos de trs horas. Esta variao rapidssima mostra que a fonte da energia do

quasar deve ser muito pequena. A regio emissora de um quasar tpico (que emite a

luminosidade de 100 galxias) tem um dimetro de apenas um dia-luz. Se os quasares

realmente esto a distncias enormes (como indicado por seus redshifts), algo deve

produzir esta luminosidade de 100 galxias em um volume correspondente ao tamanhodo sistema solar!

Galxias Ativas

Desde a descoberta dos quasares, foram descobertos tambm muitos objetos com

luminosidade entre os quasares distantes e galxias tpicas. Estes objetos so galxias

ativas. Elas tm um ncleo brilhante de forma estelar, com muitas linhas de emisso.

Algumas delas so altamente variveis. Algumas galxias tem caudas que emanam docentro e a grande maioria destes objetos so mais brilhantes que galxias comuns.


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Algumas destas galxias so classificadas como peculiares, devido a sua forma diferente

de todas as classificaes de Hubble.

Carl Seyfert foi o primeiro a descobrir galxias ativas, quando estava estudando

galxias espirais. Uma sub-classe grande de galxias ativas desde ento chamada de

galxias Seyfert. Aproximadamente 10% das galxias brilhantes no cu so galxias

Seyfert. Algumas das galxias Seyfert so to brilhantes quanto aos quasares menos

luminosos e tm caractersticas muito similares s destes. Por isso muitos astrnomos

acham que galxias Seyfert so na verdade quasares de baixa luminosidade.

Figura 8 Comparao entre as intensidades de radiao emitidas por

uma galxia normal e uma ativa.

Figura 9 Radiogalxias, onde so mostrados os lbulos de emisso de

energia no comprimento de onda de rdio (NASA).


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Algumas galxias Seyfert apresentam evidncias de que sofreram colises

recentes. Um exemplo a galxia NGC 1275, onde so vistos dois ncleos centrais e

uma ejeo de matria ao meio intergalctico.

Ejeo de matria a altas velocidades comum em galxias ativas. Isto pode ser

observado melhor em comprimentos de ondas que no o visvel.

Outro tipo de galxia ativa (muito menos comum que as Seyferts) so os objetos

chamados BL Lac, chamado assim devido ao primeiro encontrado nesta classe (BL

Lacertae, na constelao de Lacerta). BL Lac foi descoberta em 1929, quando acharam

que era uma estrela varivel comum. Este objeto apresenta flutuaes de brilho de at 15

vezes em apenas alguns meses. A caracterstica mais interessante dos objetos BL Lac

a completa falta de linhas em seu espectro, no apresentando nem emisso nem

absoro.

Em poucas palavras podemos definir os objetos BL Lacs como sendo galxias

elpticas com um centro com aparncia estelar e muito brilhante enquanto que as galxias

Seyferts so galxias espirais com um centro com aparncia estelar e muito brilhante.

Galxias ativas vivem no centro de fontes de rdio

A galxia N5128 (Centaurus A), uma das fontes de rdio mais fortes no cu est

relativamente prxima (13 milhes de anos-luz). A energia em rdio desta galxia vem de

duas regies de cada lado da galxia chamadas de lbulos de rdio. Os astrnomos

acham que partculas e energia so ejetadas no ncleo da galxia em direo aos

lbulos.

Figura 10 Centaurus A, uma radiogalxia (J. Burns).


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Nos anos 70 os astrnomos j tinham encontrado dezenas de objetos como

Centaurus A; estes so agora chamados de fontes de rdio com lbulo duplo. Uma

galxia ativa, usualmente parecida com uma galxia elptica, freqentemente

encontrada entre dois lbulos de rdio. Por exemplo, a galxia visvel associada com CygA est tambm localizada entre dois lbulos de rdio.

Todas as fontes de rdio com lbulo duplo devem ter um motor que ejeta os

eltrons e campos magnticos para fora em duas direes completamente opostas a uma

velocidade prxima velocidade da luz. Depois de viajar por muitos milhares ou milhes

de anos-luz, este material ejetado desacelera, fazendo com que os eltrons e campo

magntico produzam a radiao que ns ento detectamos. Um tipo especfico de

radiao chamada de radiao syncroton ocorre quando eltrons energticos se movem

em movimentos espirais em um campo magntico. As ondas de rdio que vm dos

lbulos da fonte de rdio dupla tem caractersticas da radiao syncroton. Dentro do

comprimento de onda de rdio as fontes de lbulo duplo formam uma classe de objetos

dos mais brilhantes do universo.

Buracos Negros Super-Massivos

Como os quasares e galxias ativas produzem estas enormes quantidades deenergia em um volume to pequeno? No final dos anos 60 o astrnomo Lynden-Bell

sugeriu que buracos negros podem ser o motor que proporciona a energia necessria.

O centro de algumas galxias possuem buracos negros

Detectar buracos negros no uma tarefa simples. O mximo que se pode fazer

detectar o efeito que este provoca, e provar que no h outra explicao para o que

observado que no a hiptese de se ter um buraco negro. Esta tcnica j foi usada para

vrias galxias incluindo M31, M32, M104 e nossa Via Lctea.

A galxia de Andrmeda a maior e mais brilhante do nosso Grupo Local. A uma

distncia de apenas 2,2 milhes de anos-luz da Terra, M31 prxima o bastante para que

detalhes de seu centro pudessem ser estudados com o telescpio espacial Hubble. Estas

observaes revelaram que esta galxia tem duas regies brilhantes em seu centro. A

menos brilhante provavelmente o centro propriamente dito enquanto que a outra

concentrao pode ser um aglomerado de estrelas.

Em meados dos anos 80 vrios astrnomos fizeram observaes espectroscpicasdo centro de M31. Usando medidas do efeito Doppler, eles determinaram que as estrelas

dentro de um raio de 50 anos-luz do ncleo da galxia o estavam orbitando com


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velocidades excepcionalmente rpidas, o que sugere que um objeto massivo esteja

localizado no centro da galxia. Sem a gravidade deste objeto para manter as estrelas

nestas rbitas de alta velocidade, estas j teriam escapado do centro da galxia. A partir

destas observaes os astrnomos estimaram que a massa do objeto central em M31

deve ter 50 milhes de massas solares. Esta grande quantidade de massa, confinada eum volume muito pequeno sugere a existncia de um buraco negro super-massivo no

centro da galxia.

Localizada nas proximidades de M31 est a pequena galxia elptica chamada de

M32. Observaes espectroscpicas de alta resoluo mostram que as estrelas no centro

de M32 tambm esto se movendo com velocidades altssimas, que podem ser

explicadas se acreditarmos que existe um buraco negro em seu centro. Imagens recentes

do telescpio de Hubble mostram uma concentrao de estrelas, enorme no centro de

M32. A densidade de estrelas nesta regio mais de 100 milhes de vezes maior que a

densidade de estrelas na vizinhana do Sol. Esta observao mais uma evidncia de

que existe um buraco negro no centro de M32.

Outras observaes recentes mostraram que galxias como M104, NGC3151 e

M87 tambm tm buracos negros em seus centros.

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