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Observatr ios Vir tuais Fundamentos de Ast ronom ia Cap. 17 (C. Oliveira & V. Jatenco-Pereira)

Captulo 17

ESTRUTURA DO UNIVERSO

Ns dedicaremos esse captulo ao estudo dos aglomerados de galxias. Os tpicosabordados sero os seguintes:

AGLOMERADOS DE GALXIAS

COLISES DE GALXIAS

O PROBLEMA DA MATRIA ESCURA

O UNIVERSO EM EXPANSO

FORMAO E EVOLUO DAS GALXIAS

ESTRUTURA EM GRANDE ESCALA

%LEOLRJUDILD W. Maciel, 1991 Astronomia & Astrofsica IAG/USP

Zeilik & Smith, 1987 Introductory Astronomy & Astrophysics

Chaisson & McMillan, 1997 Astronomy Today


AGLOMERADOS DE GALXIAS

Um aglomerado de galxias pode ser rico ou pobre em galxias. Por exemplo, a nossaVia Lctea pertence a um aglomerado pobre, chamado Grupo Local. O Grupo Local contmcerca de 30 galxias.

Figura 1 Superaglomerado local de galxias.

Em 1998 um nova galxia an satlite da Via Lctea foi encontrada. Ela no tinha sidoencontrada antes por estar muito perto do centro da Galxia, na constelao de Sagitarius,apenas 50000 anos luz do centro da Galxia. Este novo membro do grupo local foi chamadode Sagitarius e a galxia mais prxima a nossa, mais prxima que a Nuvem de Magalhes.Esta galxia parece estar se desintegrando, devido a fora gravitacional da nossa Galxia, quea absorver dentro dos prximos 100 milhes de anos.

Figura 2 Esquema contendo algumas galxias do aglomerado local.

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O aglomerado rico mais prximo de ns chamado de aglomerado de Virgo. Elecontm mais de 1000 galxias cobrindo uma rea de 10 x 12 graus no cu. Estrelas Cefeidasna galxia espiral M100 do aglomerado de Virgo indicam que este est a 50 milhes de anosluz da nossa Galxia. Trs galxias elpticas gigantes dominam o centro do aglomerado deVirgo; estas galxias so enormes, cerca de 20 vezes maiores que uma galxia comum elpticaou espiral. Muitas galxias dominantes em aglomerados tem caractersticas excepcionais(muito brilhantes e muito grandes).

Ns categorizamos os aglomerados de galxias como regulares ou irregulares. Umaglomerado regular esfrico, com uma concentrao de galxias em seu centro. Acredita-seque as inmeras interaes gravitacionais entre as galxias fez com que estas se distribussemsimetricamente. O aglomerado de Virgo, em contraste, um aglomerado irregular, porque suasgalxias esto randomicamente espalhadas no cu.

O exemplo mais prximo de uma aglomerado rico e regular o aglomerado de Coma,localizado a 300 milhes de anos luz, na direo da constelao de Coma Berenices. Emboraa distncia deste aglomerado seja grande, mais de 1000 galxias so facilmente vistas emplacas fotogrficas.

Aglomerados ricos e regulares como o aglomerado de Coma contm em sua maioriagalxias elpticas e S0s. Apenas 15% das galxias em Coma so espirais e irregulares.Aglomerados irregulares como Virgo tem uma quantidade de espirais e irregulares muito maior.

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As galxias em um aglomerado orbitam ao redor de um centro de massa comum.Ocasionalmente duas galxias passam prximas uma da outra, e suas estrelas se aproximam.H, porm, tanto espao entre as estrelas que a probabilidade destas colidirem extremamente pequena. No entanto, as enormes nuvens de gs interestelar e poeira so tograndes que estas sim colidem, batendo umas contra as outras e produzindo ondas dechoque. As nuvens interestelares que se colidem podem representar a fuso de duas galxiasou podem fazer com que estrelas de uma ou das duas galxias envolvidas sejam empurradaspara fora da galxia.

Uma coliso violenta pode tirar todo material interestelar, gs e poeira, do centro dasgalxias e transferir para o meio intra-aglomerado. Colises violentas podem esquentar o gstirado das galxias a temperaturas altas. Este processo pode ser a principal fonte de gsquente observado em aglomerados ricos e regulares.

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Em uma coliso menos violenta ou em situaes onde duas galxias se cruzam emproximidade, h normalmente induo de formao estelar.

A caracterstica mais comum de sistemas onde colises ocorreram (ou quaseocorreram) a formao de caudas e braos formados de estrelas que so empurradas parafora das galxias devido coliso. Este processo pode, em aglomerados, ao invs de formarcaudas e braos, povoar o meio intra-aglomerado com estrelas que anteriormente pertenciams galxias.

O caso mais extremo de interaes entre galxias ocorre quando h fuso total dos doiscorpos. Este caso chamado de fuso de galxias ou canibalismo galctico. Normalmentefuso se refere a galxias do mesmo tamanho enquanto canibalismo se refere a uma galxiagrande que engole uma pequena.

Figura 3 Sistemas de galxias em coliso (1$6$).

Muitos astrnomos acham que galxias elpticas so o produto de canibalismogalctico. Algumas galxias elpticas enormes ocupam o centro de aglomerados ricos.Provavelmente outras galxias menores ao passarem prximas ao centro da galxia foramconsumidas pela galxia maior e passaram a fazer parte dela. Este processo pode ter

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acontecido durante a evoluo inicial do aglomerado ou mais tarde, em subestruturas doaglomerado.

Simulaes de n-corpos por computadores mostram as inmeras possibilidades desistemas em coliso.

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O que faz com que as galxias em aglomerados e superaglomerados no se disperseme sim fiquem orbitando em volta de um centro comum? Deve haver massa suficiente noaglomerado para manter as galxias gravitacionalmente ligadas. No entanto, no h nenhumaglomerado ou superaglomerado que tenha massa visvel suficiente para mant-lo ligado.

J estudamos um problema semelhante quando observamos o movimento das estrelasa grandes distncias da nossa Via Lctea (para um raio maior que dois raios solares). Vimosque a matria no era o bastante para explicar como a galxia mantinha estrelas a talvelocidade a uma grande distncia do centro.

O problema aqui similar. Os aglomerados de galxias devem ter uma grandequantidade de material no luminoso espalhado pelo aglomerado, seno as galxias j teriamh muito tempo se dispersado do aglomerado. Esta massa no luminosa, que est faltando,

Figura 4 Duas galxias na constelao do Corvus,NGC4038/4039, em processo de canibalismo (1$6$).

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chamada de matria escura. Sabemos que em um tpico aglomerado necessrio 10vezes mais massa do que o material que podemos detectar, para manter o aglomerado ligado.

Astrnomos usando telescpios para deteco de raios-X resolveram uma pequenaparte do problema quando descobriram que aglomerados ricos emitem fortemente em raios-Xdevido ao seu meio interestelar quente. O gs quente em aglomerados tem temperaturas de10 a 100 milhes de Kelvin. A massa desse gs quente tipicamente da mesma ordem degrandeza que a massa visvel combinada de todas as galxias em um aglomerado rico.

Ns sabemos que todas as galxias no Universo tem halos escuros, formados dematria escura. A evidncia maior vem das curvas de rotao, similares curva de rotao daVia Lctea, que se mantm extremamente constantes at distncias grandes do centro dagalxia. De acordo com a terceira lei de Kepler, deveramos ver um declnio na velocidadeorbital das partes perifricas da galxia, mas isto no acontece. Isto quer dizer que umagrande parte de matria escura deve estar presente nas reas perifricas da galxia.

A identificao da natureza da matria escura um dos objetivos mais importantes daastronomia moderna.

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Quando um astrnomo acha um objeto no cu e o fotografa, o passo seguinte investigar sua composio. Para isto necessrio que se obtenha um espectro do objetorecm encontrado. Desde o comeo do sculo, quando espectros das nebulosas espiraisforam obtidos, se observou que a grande maioria deles apresentava redshifts (desvio para overmelho) e no blueshifts (desvio para o azul).

Nos anos 20, Edwin Hubble e Nilton Humason obtiveram espectros de muitas galxiascom o telescpio de 100 polegadas de Mount Wilson e atravs do desvio Doppler,calcularam a velocidade com que estas galxias estavam se movendo. Eles encontraram quea maioria delas estava se distanciando de ns, ou seja, apresentaram redshifts e noblueshifts. Usando a tcnica do diagrama perodo-luminosidade das Cefeidas, Hubble obtevedistncias para as galxias. Ao colocar em um grfico a distncia versus a velocidade de cadagalxia, Hubble descobriu que estas duas variveis se correlacionam linearmente. Galxiasque esto prximas a ns se movem (se distanciam de ns) mais lentamente do que galxiasdistantes. Este movimento comum a todo o Universo. Em grande escala, as galxias estosempre se afastando umas das outras. Este movimento no vale para o Grupo Local e outrasgalxias em nossa vizinhana uma vez que neste caso temos os movimentos peculiaresdevido ao fato destes objetos estarem gravitacionalmente ligados ao sistema local.

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A relao entre as distncias das galxias e suas velocidades uma das descobertasmais importantes do nosso sculo. Ela nos mostra que ns estamos vivendo em um universoem expanso. A Lei de Hubble, que d a velocidade com que o Universo se expande, podeser escrita da seguinte forma:

VELOCIDADE DE RECESSO = HO X DISTNCIA,

onde HO a constante de Hubble. Esta constante a inclinao da reta do diagrama deHubble. A distncia das galxias normalmente medida em Mpc e a velocidade em km/s.

Diferentes tcnicas de estimar distncias nos do diferentes valores de HO, variando de

50 km/s/Mpc (quilmetros por segundo por megaparsec) a 90 km/s/Mpc. O maior problema na

determinao da constante de Hubble est no fato de que medida que olhamos para objetos

mais distantes, fica cada vez mais difcil de determinar sua distncia por meios independentes

da relao de Hubble. A determinao exata da constante de Hubble um dos desafios da

Astronomia Moderna.

Figura 5 - Grficos representativos da Lei de Hubble

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Suponhamos que a constante de Hubble seja 75 km/s/Mpc. Ento uma galxia que est a 1

Mpc de ns est se afastando de ns, devido expanso do Universo, com uma velocidade

de:

v = 75 km/s/Mpc x 1 Mpc = 75 km/s.

Uma galxia a 2 Mpc est se distanciando com uma velocidade de 150 km/s e assimpor diante. Uma galxia localizada a 100 milhes de parsecs da Terra deve estar sedistanciando com uma velocidade de 7500 km/s. A incerteza no valor de HO introduz umagrande incerteza nas distncias e movimentos de galxias distantes.

Para medir a constante de Hubble os astrnomos tem que obter as distncias paramuitas galxias. As distncias podem ser obtidas por meio, por exemplo, das Cefeidas. Outrosmtodos incluem: a funo de luminosidade de aglomerados globulares, a funo deluminosidade de nebulosas planetrias, o brilho de supernovas, o brilho de supergigantesvermelhas e azuis, etc. Em geral os mtodos consistem em determinar a magnitude aparentedestes objetos na galxia e comparar com os valores de magnitude absoluta.

Outro mtodo de determinao de distncia muito usado para galxias espirais foidesenvolvido nos anos 70 por dois astrnomos Tully e Fisher. Eles descobriram que a largurada linha de 21 cm do hidrognio est relacionada com a magnitude absoluta das galxias. Estacorrelao foi chamada desde ento de relao Tully-Fisher. Uma vez que a largura da linhade 21 cm pode ser medida com exatido, distncias de galxias espirais prximas podem serfacilmente determinadas com esta tcnica.

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Como se formaram as galxias? Infelizmente a teoria de formao de galxias aindano est muito desenvolvida. H muitas incgnitas nos possveis cenrios de formao degalxias. Ns no entendemos a formao de galxias to bem quanto entendemos aformao de estrelas. Ns nem mesmo sabemos, ao certo, porque existem galxias elpticas eespirais, por exemplo.

H bons motivos para a nossa falta de conhecimento sobre a formao de galxias.Galxias so muito mais complexas que estrelas, so muito mais difceis de se observar e asobservaes so mais difceis de se interpretar.

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Ns no temos observaes, por exemplo, das condies do Universo antes daformao de galxias (diferente da situao para estrelas). Outra diferena que as estrelasquase nunca colidem e portanto estrelas ou binrias evoluem quase em isolamento enquantogalxias podem colidir e mesmo fundir com outras galxias. , portanto, difcil decifrar ocomeo da vida de uma galxia.

As sementes das galxias formaram-se no comeo do Universo, quando pequenasflutuaes de densidade de matria primordial comearam a crescer. Vamos iniciar nossadiscusso aceitando que pequenos fragmentos pr-galcticos foram formados. A massadestes fragmentos era muito pequena, talvez apenas alguns milhes de massas solares,comparveis s massas das menores galxias ans no Universo atual. Onde nasceram entoas galxias gigantes observadas no Universo prximo? Talvez estas tenham se formado porrepetidas fuses de objetos menores. Este processo muito diferente do processo deformao estelar onde a formao se d atravs da fragmentao de grandes nuvens empequenas partes que mais tarde se tornam estrelas.

Uma evidncia terica para este cenrio de formao de galxias (atravs de fuses) dada por simulaes feitas no computador. Simulaes das condies do comeo do Universomostram que fuso de objetos ocorre freqentemente. Outra evidncia de que este cenriopode estar certo a observao feita recentemente de que galxias a grandes distncias(observadas em uma poca quando o Universo ainda era jovem) parecem ser menores(fisicamente) e tem formas mais irregulares do que as galxias encontradas em nossaproximidade.

Se as galxias se formaram por repetidas fuses de galxias menores, como podemosexplicar a existncia de galxias de tipos morfolgicos diferentes, por exemplo, galxiaselpticas e espirais? Ns ainda no temos uma resposta definitiva para esta pergunta. Acredita-se que fatores importantes sejam quando e onde as estrelas apareceram pela primeira vez, senos fragmentos inicias, durante a fuso ou mais tarde, e tambm quanto gs foi usado ouejetado da galxia jovem durante o processo um dado importante. Se muitas estrelas seformaram logo no incio e sobrou pouco gs, provavelmente uma galxia elptica foi formada,com muitas estrelas velhas em rbitas randmicas e sem gs para formar o disco central. Docontrrio, se existia muito gs e este se concentrou no centro da galxia e formou um disco emrotao, uma galxia espiral foi formada. Porm no sabemos o que determina o tempo, olugar e a taxa de formao estelar.

Ns sabemos que as galxias espirais so relativamente raras em regies de densidadealta de galxias, como no centro de aglomerados ricos. Ser que isto simplesmente porqueestas no se formaram nestes meio-ambientes ou ser que estas foram destrudas devido s

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colises? Simulaes por computador mostram que colises entre galxias espirais podemdestruir os discos espirais e ejetar a maior parte do gs no meio intergalctico (criando o gsquente na regio intra-aglomerado), transformando a galxia em uma elptica. A observaodas regies centrais de galxias em fuso mostra que esta hiptese pode ser correta. Outraevidncia de que galxias espirais em fuso podem formar elpticas (principalmente emaglomerados) a observao de que aglomerados a redshifts altos tem uma quantidade deespirais muito maior que os aglomerados prximos (onde o Universo teve tempo de gerar maisfuses e consequentemente transformar mais espirais em elpticas).

Mas nada est decidido neste campo da Astronomia ainda. Por exemplo, temos vrioscasos de galxias elpticas que so completamente isoladas, para as quais a hiptese deformao por fuso pode ser mais difcil de se explicar. Aparentemente algumas, mas notodas as galxias elpticas, foram formadas pela fuso de galxias espirais.

(6758785$(0*5$1'((6&$/$Usando a Lei de Hubble podemos estudar a distribuio espacial de galxias no

Universo. Uma amostra grande de galxias foi estudada nos ltimos anos com o objetivo demapear o Universo "cartograficamente". Um grande nmero de redshifts e medidas dedistncia de galxias dentro de um raio de 200 Mpc da nossa Galxia foram feitas por umgrupo de astrnomos da Universidade de Harvard. A primeira "rea" que eles estudaram foi aque continha o aglomerado de Coma, no hemisfrio norte. Os primeiros resultados desteestudo j deixaram claro que a distribuio de galxias em grandes escalas no randmica.As galxias esto distribudas em planos e filamentos que circundam grandes vazios. Alguns"vazios" chegam a medir 100 Mpc. A explicao mais plausvel para a existncia destesfilamentos e vazios que o Universo seja formado de vrias "bolhas" na superfcies das quaisesto distribudas as galxias.

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Os aglomerados mais densos e os superaglomerados seriam formados nas superfciesde contato de duas ou mais "bolhas".

A hiptese de que os filamentos de galxias so simples intersees do campoobservado com estruturas muito maiores (as superfcies das bolhas) foi confirmada quandooutras trs reas prximas a primeira foram estudadas. Descobriu-se que as estruturas vistasno primeiro campo continuavam nos demais, mostrando uma profundidade de pelo menos 36graus no cu. Uma das estruturas em grande escala mais bem conhecidas atualmente foiento descoberta: uma "muralha" de galxias formada de vrios aglomerados de galxias quese estendia pelos quatro primeiros campos estudados. Esta estrutura foi chamada de "AGrande Muralha". Ela tem 70 Mpc por 200 Mpc. Esta uma das maiores estruturas de galxiasj encontradas.

Existem outras estruturas maiores? No sabemos. A formao de estruturas emgrandes escalas est diretamente ligada s condies encontradas nos primeiros estgios deformao do Universo. Por isso este estudo to importante.

Figura 6 A estrutura do Universo em grande escala.

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