galáxias espirais e s0

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  • 4. Galxias Espirais e S0

    As galxias espirais eS0 apresentam umaestrutura com duascomponentesestelares bemdefinidas: o disco e obojo. Estacaracterstica conferea esta classe deobjetos algumaspropriedadesbastante especficas.

    Cap. 3 Cap. 5

    Introduo AstronomiaExtragalctica

    AGA 299 IAG/USPRonaldo E. de Souza

    Outubro, 2017

  • 1920

    Slipher rotao de Sombrero

    Lindblad ondas espirais cinemticas

    Teoria espiralde Lin&Shu

    Baade Pop I, II

    Matria escura no barinica

    Primeiras curvas de rotaomodernas

    Primeiras anlises deperfil de brilho

    Propriedades dos discos exponenciais

    Separao dinmicabojo-disco

    Simulaes numricas DM

    Separao qumica daspopulaes estelares

    Deteco halo DM em 21cm

    Linha do tempo

    1940 1960 1980 2000

  • Tpicos

    4.1 Distribuio de Brilho

    4.2 Curva de Rotao

    4.3 Matria escura

    4.4 Estrutura Espiral

    4.5 Tores no Disco

    4.6 Problemas

  • 4.1 Distribuio de Brilho semelhana do que ocorre coma Via Lctea as galxias espiraismostram claramente a presenade pelo menos duas componentesfotomtricas importantes: disco ebojo. A deteco do halo estelar,mais difuso e tnue, mais difcil.

    As primeiras tentativas de entender adistribuio de brilho das galxias utilizando-seestas duas componentes foram feitas nos anosde 1950 atravs de tcnicas fotogrficas efotoeltricas. O exemplo ao lado (deVaucouleurs, 1958, ApJ, 128,465) contm umaanlise de fotometria fotoeltrica da galxiaM31 onde podemos claramente ver acomponente central associada ao bojo e acomponente externa difusa do disco.

  • Gradualmente foi possvel perceberque a importncia relativa dascomponentes disco e bojo variavamdrasticamente para cada objeto. EmNGC 300, por exemplo, podemosverificar que a componente do discoexponencial largamentedominante, exceto na regio bemprxima ao centro.

    De Vaucouleurs & Page, 1962, ApJ, 136, 107NGC 300

  • Em geral o disco das galxias espirais, tal qualna via Lctea, apresenta um perfil de brilho quedecresce exponencialmente com o raio

    Id(r) = Id0 exp(-r/rd)

    onde rd determina dimensiona a escala dodisco. O bojo segue a expresso

    Ib(r)=Ib0 exp[-(r/rb)1/4]

    proposta inicialmente por de Vaucouleurs onderb dimensiona a sua escala.

    NGC 4459 S0

    Freeman, 1970, ApJ, 160, 811

    Quantas escalas de distncias precisamospercorrer no disco para que o brilhosuperficial varie de uma magnitude? E nobojo? Como voc classificariamorfologicamente este objeto? Porque?

    D =17,14 Mpc1 4,98 Kpc

  • Em alguns casos observa-se que o perfil debrilho do disco parece ser truncado naregio interna sugerindo que a estrutura dacomponente exponencial adotada, pelomenos em alguns casos, pode no seprolongar at a regio central.

    NGC 5236 Sc

    Freeman, 1970, ApJ, 160, 811

    16.8

    Suponha que algum afirme que o materialque falta no disco migrou para a regiointerna. Como voc poderia testar aconsistncia desta hiptese?

    D = 6,96 Mpc1 2,02 Kpc

  • Quando se observa objetos vistos de perfil ficaevidenciado em muitos casos que a estruturaexponencial do disco no perfeitamentesuave. Em NGC 3115, por exemplo, pareceexistir uma componente adicional, chamada delente, que est superposta ao disco. Estacomponente pode estar associada com adepresso que se observa no perfil de algunsobjetos.

    NGC 3115 S0

    Tsikoudi, 1979, ApJ, 234, 842

    6.5

    Mea a razo axial nas isofotas 26, 24 e 22mag/arcsec2. possvel imaginar que seja umelipside oblato de razo axial constante?

    D =10,172 Mpc1 2,96 Kpc

  • Nas galxias espirais mais tardias asestruturas associadas aos braos, barras eanis se superpem ao substrato do discoexponencial dificultando a sua deteco. Aconcepo atual que os braos espirais soperturbaes ondulatrias que redistribuemlocalmente a densidade de estrelas durante asua passagem pelo disco. Dependendo daimportncia dos braos espirais a detecodo disco se torna portanto muito incerta.

    NGC 7531 Sbc

    Buta, 1987, ApJS, 64,1

    Identifique estes picos na imagem.

    D =22,788 Mpc1 6,63 Kpc

  • Um problema sempre presente nas galxiasespirais consiste em separar as contribuiesindividuais das duas principais componentes apartir da imagem observada. O mtodo mais usado(Kent 1985, ApJS, 59,115) consiste em ajustar osperfis ao longo dos eixos maior e menor edeterminar as constantes estruturais envolvidas.No caso de NGC 3521, por exemplo, observa-seque a componente bojo domina na regio central esua importncia relativa ao disco decrescegradualmente com a distncia ao centro.

    Kent, 1985, ApJS, 59, 115

    Observe como a razoSBRb(r)/SBRd(r) muda ao longo doeixo maior visto no painel superior.Estime esta razo a uma distncia de150 do centro.

    D =12,078 Mpc1 3,51 Kpc

  • J em objetos como NGC 5533 percebe-se que odisco e o bojo apresentam contribuies bastantecomparveis mesmo a grandes distncias docentro. De alguma forma estas galxias espiraisconseguiram desenvolver bojos muito maisimportantes.

    Kent, 1985, ApJS, 59, 115

    Observe que a grandes distncias docentro a estrutura associada ao bojotem o mesmo comportamento dodisco.

    D =51,220 Mpc1 14,9 Kpc

  • Em objetos como NGC 3642 parece que o bojodomina na regio interna, cede importncia aodisco na regio intermediria e depois domina denovo na regio externa.

    Observe que em grande medida esta concluso bastante dependente das premissas assumidasna construo do modelo.

    Kent, 1985, ApJS, 59, 115

    Observe que a grandes distncias docentro a estrutura associada ao bojotem o mesmo comportamento dodisco.

    D =27,500 Mpc1 8,00 Kpc

  • A anlise fotomtrica dos perfis possibilitauma estimativa acurada das luminosidades dobojo e do disco. No histograma ao ladopodemos observar que a luminosidade dobojo perde importncia medida quepassamos das S0s para as Scs. No entanto,mesmo assim, ainda possvel encontrargalxias S0s com pequenos bojos e Scs combojos relativamente grandes.

    S0 B/T=0.39

    Sc B/T=0.43

  • Mais recentemente a tendncia deconsiderar que os bojos sejamdescritos por perfil fotomtricoseguindo a expresso de Srsic

    SBRb(r)=SBRb0 exp[-(r/rb)1/n]

    onde o ndice n de Srsic umageneralizao que incorpora tanto operfil do disco (n=1) quanto o perfil dede Vaucouleurs (n=4).

    Atravs de um processo de subtraoda imagem modelada imagemobservada possvel construir umaimagem do disco e bojo modelados euma imagem residual. Desta forma possvel verificar se existem ou nocomponentes fotomtricas adicionaisem cada objeto.

    De Souza et al , 2004, ApJS, 411, 427

  • importante salientar que, apesar dos problemas dos critrios de separao bojo/disco,o bojo no simplesmente uma salincia perceptvel atravs do perfil de brilho. Trata-sede uma regio realmente distinta do disco. A populao estelar do bojo, conformesalientado por Walter Baade (1944, ApJ, 100, 137) diferente da observada no disco. Porisso, ao estudar a populao estelar de M31 e M32, ele introduziu a nomenclatura de Pop Ipara o disco, com uma populao estelar do tipo jovem, e Pop II para a regio esferoidalmais o halo galctico, com uma populao estelar mais semelhante dos aglomeradosglobulares. O bojo certamente teve uma histria de formao distinta do disco e por isso preciso compreender esta distino para entender como se formaram as galxias.

    M31

    M32

  • Atualmente acredita-se que adistino, em termos depopulao estelar, entre bojo,disco e halo bem maiscomplexa do que acreditavaBaade. O exemplo mais patentedesta complexidade a prpriaVia Lctea (Wise et al, 1997,ARAA, 35, 637). correto que asestrelas jovens do disco sejambem mais ricas em metais que amdia das estrelas do halo, queno entanto apresentam umadisperso bem maior contendoalgumas estrelas que secomparam aquelas do disco.Esta distino se torna aindamais confusa quandocomparamos o disco jovem como bojo. Mesmo no caso do discoseria um equvoco consider-locomo uma populaohomognea nica. O que vemos o resultado final de umaevoluo que ocorreu com umcerto grau de interdependncianestas componentes da Galxia.

    Estrelas do halo na vizinhana solar

    Bojo Galctico externo

    Estrelas jovens da vizinhana solar

    (A)

    Amostra completa de estrelasdo disco com longa vida

    (B)

    Amostra completa de estrelas do disco espesso

    (C)

    Amostra completa de estrelas do disco =

    A + B +C

  • O diagrama HR das estrelas do bojo semelhante quele do aglomerado 47Tuc masa disperso enorme sendo provavelmente afetada pela disperso em idade eavermelhamento interestelar na direo observada do bojo. Uma estimativagrosseira da idade seria algo em torno de 12 Ganos.

    Tendncia mdia

  • No caso das galxias mais afastadas as informaes so bem menos detalhadasmas ainda assim algumas tendncias podem ser percebidas. A relao da dispersode velocidades dos bojos com a velocidade circular mxima dos halos de matriaescura distinta daquela observada nas galxias elpticas Franx, 1993, IAU, 153,243). Por um lado os grandes bojos apresentam um maior suporte devido disperso de velocidades. J os pequenos bojos apresentam um suporte dinmicoparecido com os discos.

  • Recentemente percebeu-se queprovavelmente os bojos no podemser includos em uma nicacategoria geral. Existem aquelesbojos cujo perfil de brilho seassemelha mais ao de uma galxiaelptica (n~2-4) e que so chamadosde Bojos Clssicos. Um exemplodesta classe de bojo representadopelo objeto NGC 3031 (Fisher &Dory, 2008, AJ, 136, 773).

  • E existem os Pseudo-Bojos cujo perfilde brilho se assemelha mais aosdiscos (n~1-2). Possivelmente estasestruturas foram sendo gradualmenteconstrudas a partir do fluxo dematerial para a regio central dosobjetos. Os bojos cls

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