quinta-feira, 30 de abril de 2015
quinta-feira, 23 de abril de 2015
Nuvens de Magalhães:
As Nuvens de Magalhães são duas galáxias anãs irregulares satélites da nossa Galáxia. Ambas são visíveis a olho nu e apenas noHemisfério Sul e os mais antigos registros visuais datam de 964 pelo astrônomo persa Al Sufi. Na Europa, foi a expedição de Fernão de Magalhães durante a circum-navegação que primeiro observou as nuvens, levando à nomenclatura de Nuvens de Magalhães.
As duas galáxias, a Grande Nuvem de Magalhães e a Pequena Nuvem de Magalhães fazem parte do chamado Grupo Local, que abrange também a nossa Galáxia, e que contém um total de 37 objetos conhecidos, distribuídos numa extensão de aproximadamente 4 milhões de anos-luz e cujo centro está localizado entre a Via Láctea e a grande galáxia espiral de Andrômeda (M31 ou NGC 224).
Parte da Pequena Nuvem de Magalhães
Características:
A Grande Nuvem de Magalhães está localizada a aproximadamente 160.000 anos-luz, e a Pequena Nuvem de Magalhães está localizada aproximadamente 200.000 anos-luz. Até 1994, a Grande Nuvem era considerada o objeto extragalático mais próximo, quando foi descoberta a Galáxia Anã Elíptica de Sagitário a cerca de 70.000 anos-luz.
Evidências sugerem que a Pequena e a Grande Nuvem de Magalhães foram muito distorcidas por interações de marés com a Via Láctea, como viajam próximas; filamentos de hidrogênio neutro conectam-nas à Via Láctea e entre si, e ambas parecem galáxias espirais barradas. Porém, sua atração gravitacional afetou nossa galáxia também, causando distorções em partes periféricas do disco galáctico.
Além de sua estrutura diferenciada e pequena massa, as duas galáxias diferem de nossa galáxia em dois aspectos principais. Primeiro, elas são abundantes em gás - uma fração relativamente maior de sua massa é composta por hidrogênio e hélio, comparando-na com a Via Láctea. Elas também são mais pobres em metais do que a Via Láctea: as estrelas mais jovens na Grande e Pequena Nuvem de Magalhães têm metalicidades de 0.5 a 0.25 vezes a do Sol, respectivamente. Ambas são notáveis por suas nebulosas e populações de estrelas jovens, mas como na nossa própria galáxia as suas estrelas vão das mais jovens às mais velhas, indicando um longo histórico de formação estelar. A Grande Nuvem de Magalhães abrigou uma supernova (SN 1987A), uma das mais brilhantes e próximas já observadas.
Galáxias peculiares.
Galáxias peculiares são formações galácticas que desenvolvem propriedades não usuais devido a interações de maré com outras galáxias. Um exemplo disto é a galáxia em anel, que possui uma estrutura de estrelas e meio interestelar em forma de anel, circundando um núcleo vazio. Acredita-se que uma galáxia em anel acontece quando uma galáxia pequena passa pelo núcleo de uma galáxia espiral. Um evento desses pode ter afetado a Galáxia de Andrômeda, uma vez que ela apresenta uma estrutura multi-anel quando observada pela radiação infravermelha. Uma galáxia lenticular é uma forma intermediária que possui propriedades tanto de galáxias elípticas quanto de espirais. Elas são categorizadas como tipo S0 na classificação de Hubble e possuem braços espirais mal definidos, com um halo elíptico de estrelas. Galáxias lenticulares barradas são denominadas Sb0 na classificação de Hubble.
Além das classificações mencionadas acima, existe um número de galáxias que não podem ser prontamente classificadas na morfologia espiral ou elíptica. Essas são classificadas como galáxias irregulares. Uma galáxia Irr-I possui alguma estrutura, mas não se alinha adequadamente com a classificação de Hubble. Galáxias Irr-II não possuem qualquer estrutura que se pareça com a classificação de Hubble e podem ter sido rompidas. Exemplos próximos de galáxias irregulares (anãs) são as Nuvens de Magalhães.
Espiral logarítmica.
A espiral logarítmica foi estudada por Jacob Bernoulli (1654-1705), que chamou a esta curva de spira mirabilis (em latim, espiral maravilhosa). Seu nome advém de sua expressão analítica, que pode ser escrita na forma de:
Que resulta de sua expressão analítica nas coordenadas polares r e θ:
onde R é o raio associado a θ=0. Esta expressão apresenta a distância à origem, O, de um ponto da curva em função de θ.
Espiral logarítmica (grau 10°).
Propriedades:
É a curva que forma com todas as retas, situadas no seu plano e passando por um ponto fixo desse plano, um angulo constante.
Ocorrência na natureza
O braços das galáxias espirais são aproximadamente espirais logarítmicas. Nossa própria galáxia, a Via Láctea, é considerada predominantemente pelos astrônomos como tendo quatro braços espirais maiores, cada um deles sendo uma espiral logarítmica de uns 12 graus.
Os braços dos ciclones tropicais, como os furacões, também formam espirais logarítmicas.
Em biologia são frequentes as estruturas aproximadamente iguais à espiral logarítmica. Por exemplo, as teias de aranhas e as conchas demoluscos. A razão é a seguinte: começa com una figura irregular F0. Se aumenta F0 em um certo fator para obter F1, e se põe F1 junto a F0, de forma que se toquem dois lados. Se aumenta F1 no mesmo fator para obter F2, e se põe junto a F1, como antes. Repetindo este processo se gera aproximadamente uma espiral logarítmica cujo grau está determinado pelo fator de expansão e o ângulo com que as figuras são postas uma ao lado de outra.
Os falcões se aproximam de sua presa segundo uma espiral logarítmica: sua melhor visão está em ângulo com sua direção de vôo; este ângulo é o mesmo que o grau da espiral.1 2
Os insetos se aproximam da luz segundo uma espiral logarítmica porque acostumam-se a voar com um ângulo constante em relação à fonte luminosa. Normalmente o Sol é a única fonte de luz e voar desta forma consiste praticamente em seguir uma linha reta.
Em geotecnia, a superfície de falha é o lugar geométrico dos pontos onde o solo "se rompe" e permite um deslizamento, ao estar submetido a cargas maiores a que pode suportar. Estas superfícies de falha em muitos casos são iguais ou aproximáveis a uma espiral logarítmica.
Corte da concha de um Nautilusonde se vêem as câmaras formando aproximadamente uma espiral logarítmica.
Galáxia espiral.
As galáxias espirais são assim denominadas devido à sua morfologia, quando vistas de "cima" apresentam uma clara estrutura em espiral em volta de um núcleo. Nos recenseamentos surgem como a tipologia mais comum.
As galáxias espirais possuem estrelas jovens e velhas, sugerindo que não se formaram a partir de outra galáxia mais antiga ou de um antigo choque entre duas galáxias. No núcleo existe uma predominância de estrelas mais velhas e nos braços verifica-se uma maior atividade de formação estelar. Desta forma, os núcleos das galáxias espirais têm uma tonalidade mais laranja e os braços uma tonalidade mais azul.
As galáxias espirais têm diâmetros que variam de 20 mil anos-luz até mais de 100 mil anos-luz. Estima-se que suas massas variam de 10 bilhões até 10 trilhões de vezes a massa do Sol. A Via-láctea, onde se localiza o sistema solar, é uma galáxia espiral grande e massiva.
Núcleo
O núcleo que normalmente representa o centro das galáxias espirais é constituído por um grande grupo de estrelas em grande proximidade. As estrelas são, na sua grande maioria, estrelas velhas (baixa metalicidade - População II) e de pequenas dimensões (massa). Existe pouca matéria interestelar e, consequentemente, não existem grandes áreas de formação estelar. No centro do núcleo galático, é frequente a existência de um ou mais buracos-negros. Em algumas galáxias espirais, os núcleos podem apresentar núcleos de formação estelar de grandes dimensões e apresentar significativas quantidades de estrelas de População I (elevada metalicidade) sugerindo que o processo de formação estelar é sustentado por processos ainda não compreendidos.
Braços
Os braços das galáxias espirais são o resultado de compressões gravíticas da massa do disco galáctico. Essas compressões gravíticas provocam a forma espiralada visível quando observada "de cima".
Galaxias Elípticas:
Existem três tipos principais de galáxias: elípticas, espirais e irregulares. Uma descrição ligeiramente mais extensa dos tipos de galáxias baseada em sua aparência é dada pela classificação de Hubble. Como esta classificação é totalmente baseada no tipo morfológico visual, ela pode desconsiderar algumas características importantes das galáxias, como a taxa de formação de estrelas (em galáxias starburst) e a atividade no núcleo (em galáxias ativas).
Tipos de galáxias de acordo com a classificação de Hubble. Um “E” indica uma galáxia elíptica, um “S” é uma espiral e “SB” é uma galáxia espiral barrada.
Elípticas:
O sistema de classificação de Hubble identifica as galáxias elípticas com base em sua elipticidade, variando de E0, quase esféricas, até E7, que são bastante alongadas. Essas galáxias têm um perfil elipsoidal, o que lhes confere uma aparência elíptica independentemente do ângulo de visão. A sua aparência mostra pouca estrutura e elas têm tipicamente pouca matéria interestelar. Consequentemente, essas galáxias também possuem uma porção pequena de aglomerados abertos e uma taxa reduzida de formação de novas estrelas. Em vez disso, elas são geralmente dominadas por estrelas mais velhas e evoluídas, que orbitam o centro comum de gravidade em direções aleatórias. Neste sentido, elas têm alguma similaridade com os muito menores aglomerados globulares.
As maiores galáxias são elípticas gigantes. Acredita-se que muitas galáxias elípticas se formam devido à interação de galáxias, resultando em colisões e junções. Elas podem crescer a tamanhos enormes (comparados com os das galáxias espirais, por exemplo), e galáxias elípticas gigantes são frequentemente encontradas perto do núcleo de grandes aglomerados de galáxias. Galáxias starburst são o resultado de uma colisão galáctica, que pode levar à formação de uma galáxia elíptica.
quarta-feira, 22 de abril de 2015
Tipos e morfologias
Existem três tipos principais de galáxias: elípticas, espirais e irregulares. Uma descrição ligeiramente mais extensa dos tipos de galáxias baseada em sua aparência é dada pela classificação de Hubble. Como esta classificação é totalmente baseada no tipo morfológico visual, ela pode desconsiderar algumas características importantes das galáxias, como a taxa de formação de estrelas (em galáxias starburst) e a atividade no núcleo (em galáxias ativas).7
Elípticas[editar | editar código-fonte]
Ver artigo principal: Galáxia elíptica
O sistema de classificação de Hubble identifica as galáxias elípticas com base em sua elipticidade, variando de E0, quase esféricas, até E7, que são bastante alongadas. Essas galáxias têm um perfil elipsoidal, o que lhes confere uma aparência elíptica independentemente do ângulo de visão. A sua aparência mostra pouca estrutura e elas têm tipicamente pouca matéria interestelar. Consequentemente, essas galáxias também possuem uma porção pequena de aglomerados abertos e uma taxa reduzida de formação de novas estrelas. Em vez disso, elas são geralmente dominadas por estrelas mais velhas e evoluídas, que orbitam o centro comum de gravidade em direções aleatórias. Neste sentido, elas têm alguma similaridade com os muito menores aglomerados globulares.49
As maiores galáxias são elípticas gigantes. Acredita-se que muitas galáxias elípticas se formam devido à interação de galáxias, resultando em colisões e junções. Elas podem crescer a tamanhos enormes (comparados com os das galáxias espirais, por exemplo), e galáxias elípticas gigantes são frequentemente encontradas perto do núcleo de grandes aglomerados de galáxias.50 Galáxias starburst são o resultado de uma colisão galáctica, que pode levar à formação de uma galáxia elíptica.49
Espirais[editar | editar código-fonte]
Ver artigo principal: Galáxia espiral
Galáxias espirais consistem de um disco giratório de estrelas e meio interestelar, juntamente com um bulbo central destacado, composto geralmente de estrelas mais velhas. Estendendo-se para fora deste bulbo existem braços relativamente brilhantes. Na classificação de Hubble, as galáxias espirais são indicadas como tipo S, seguido por uma letra (a, b ou c) que indica o grau de aperto dos braços espirais e o tamanho do bulbo central. Uma galáxia Sa tem braços apertados e pouco definidos, com uma região de núcleo relativamente grande. No outro extremo, uma galáxia Sc tem braços abertos e bem definidos e uma pequena região de núcleo.51 Uma galáxia com braços pouco definidos é às vezes chamada de galáxia espiral floculenta, em contraste com as galáxias espirais de grande desenho, que têm braços espirais proeminentes e bem definidos.52
Em galáxias espirais, os braços têm a forma aproximada de espirais logarítmicas, um padrão que pode ser teoricamente demonstrado como resultado de uma perturbação em uma massa de estrelas girando uniformemente. Como as estrelas, os braços espirais giram em torno do centro da galáxia, mas eles o fazem com velocidade angular constante. Acredita-se que os braços espirais sejam áreas de matéria de alta densidade, ou "ondas de densidade".53 À medida que as estrelas se movem através de um braço, a velocidade espacial de cada sistema estelar é modificada pela força gravitacional da maior densidade e a velocidade retorna ao normal depois que a estrela sai pelo outro lado do braço. Este efeito é similar a uma “onda” de desacelerações movendo-se ao longo de uma rodovia cheia de carros em movimento. Os braços são visíveis porque a alta densidade facilita a formação de estrelas, portanto eles abrigam muitas estrelas jovens e brilhantes.54
A maioria das galáxias espirais possui uma faixa linear de estrelas em forma de barra que se estende para fora de cada lado do núcleo e depois se junta à estrutura do braço espiral.55 Na classificação de Hubble, elas são designadas por um SB, seguido de uma letra minúscula (a, b ou c) que indica a forma do braço espiral, da mesma forma como são categorizadas as galáxias espirais normais. Acredita-se que as barras sejam estruturas temporárias que podem ocorrer como resultado de uma onda de densidade irradiando-se para fora do núcleo, ou devido a uma interação de maré com outra galáxia. 56 Muitas galáxias espirais barradas são ativas, possivelmente como resultado de gás sendo canalizado para o núcleo ao longo dos braços.57
A Via Láctea é uma grande galáxia espiral barrada em forma de disco,58 com cerca de 30 mil parsecs de diâmetro e mil parsecs de espessura. Ela contém cerca de 200 bilhões de estrelas.59 e tem uma massa total de 600 bilhões de vezes a massa do Sol.60
Outras morfologias[editar | editar código-fonte]
Galáxias peculiares são formações galácticas que desenvolvem propriedades não usuais devido a interações de maré com outras galáxias. Um exemplo disto é a galáxia em anel, que possui uma estrutura de estrelas e meio interestelar em forma de anel, circundando um núcleo vazio. Acredita-se que uma galáxia em anel acontece quando uma galáxia pequena passa pelo núcleo de uma galáxia espiral.61 Um evento desses pode ter afetado a Galáxia de Andrômeda, uma vez que ela apresenta uma estrutura multi-anel quando observada pela radiação infravermelha.62 Uma galáxia lenticular é uma forma intermediária que possui propriedades tanto de galáxias elípticas quanto de espirais. Elas são categorizadas como tipo S0 na classificação de Hubble e possuem braços espirais mal definidos, com um halo elíptico de estrelas.63 Galáxias lenticulares barradas são denominadas Sb0 na classificação de Hubble.
Além das classificações mencionadas acima, existe um número de galáxias que não podem ser prontamente classificadas na morfologia espiral ou elíptica. Essas são classificadas como galáxias irregulares. Uma galáxia Irr-I possui alguma estrutura, mas não se alinha adequadamente com a classificação de Hubble. Galáxias Irr-II não possuem qualquer estrutura que se pareça com a classificação de Hubble e podem ter sido rompidas.64 Exemplos próximos de galáxias irregulares (anãs) são as Nuvens de Magalhães.
Anãs[editar | editar código-fonte]
Ver artigo principal: Galáxia anã
Apesar da proeminência das grandes galáxias elípticas e espirais, a maioria das galáxias no universo parecem ser anãs. Elas são relativamente pequenas quando comparadas com outras formações galácticas, tendo cerca de um centésimo do tamanho da Via Láctea e contendo apenas alguns bilhões de estrelas. Galáxias anãs ultra-compactas recentemente descobertas têm apenas 100 parsecs de largura.65
Muitas galáxias anãs podem orbitar uma galáxia maior; a Via Láctea tem pelo menos uma dúzia desses satélites, estimando-se que haja de 300 a 500 ainda desconhecidos.66 Galáxias anãs podem ser classificadas também como elípticas, espirais ou irregulares. Como as pequenas anãs elípticas têm pouca semelhança com as grandes elípticas, elas são frequentemente chamadas galáxias anãs esferoidais.6768
Um estudo de 27 vizinhas da Via Láctea descobriu que em todas as galáxias anãs, a massa central é de aproximadamente 10 milhões demassas solares, independentemente de se a galáxia possui milhares ou milhões de estrelas. Isto levou à sugestão de que as galáxias são grandemente formadas por matéria escura e que o tamanho mínimo pode indicar uma forma de matéria escura morna, incapaz de coalescência gravitacional numa escala menor.69
Pesquisa moderna.
Em 1944, Hendrik van de Hulst predisse uma radiação de micro-ondas num comprimento de onda de 21 cm resultante de gás hidrogênioatômico interestelar; esta radiação foi observada em 1951. A radiação permitiu grande melhoria do estudo da Via Láctea, pois ela não é afetada pela absorção de poeira e o seu desvio Doppler pode ser usado para mapear o movimento do gás na galáxia. Essas observações levaram à postulação de uma estrutura de barra no centro da galáxia. Com o desenvolvimento dos radiotelescópios, o gás hidrogênio pode ser pesquisado também em outras galáxias.
Nos anos 1970, no estudo de Vera Rubin sobre a velocidade de rotação do gás em galáxias, descobriu-se que a massa total visível (das estrelas e do gás) não é compatível com a velocidade do gás em rotação. Acredita-se que este problema da rotação das galáxias seja explicado pela presença de grandes quantidades de matéria escura invisível.
A partir dos anos 1990, o Telescópio Espacial Hubble permitiu o incremento das observações. Entre outras coisas, ele estabeleceu que a matéria escura em nossa galáxia não poderia consistir somente de estrelas pequenas e fracas. O Campo Profundo Observável do Hubble (Hubble Deep Field), uma exposição extremamente longa de uma parte do céu relativamente vazia, forneceu evidência de que há cerca de 125 bilhões de galáxias no universo. O desenvolvimento da tecnologia para detecção do espectro invisível para o homem (radiotelescópios, câmeras infravermelhas e telescópios de raios-X) permitiu a detecção de outras galáxias que não são detectáveis pelo Hubble. Particularmente, pesquisas na região do céu bloqueada pela Via Láctea revelaram certo número de novas galáxias..
Distinção de outras galáxias.
No século X, o astrônomo persa Abd al-Rahman al-Sufi (conhecido no ocidente como Azophi) fez a mais antiga observação registrada daGaláxia de Andrômeda, descrevendo-a como uma “pequena nuvem”. Esta galáxia foi redescoberta independentemente por Simon Marius em 1612. Al-Sufi também identificou a Grande Nuvem de Magalhães, que é visível no Iêmen, embora não em Isfahan, a cidade da Pérsia em que ele vivia; esta galáxia não foi vista por europeus até a viagem de Fernão de Magalhães no século XVI. Estas são algumas das poucas galáxias que podem ser observadas da Terra sem o auxílio de instrumentos ópticos. Al-Sufi publicou seus achados no seu Livro de Estrelas Fixas em 964.
No final do século XVIII, Charles Messier compilou um catálogo contendo as 109 mais brilhantes nebulosas (objetos celestes com uma aparência de nuvem), seguido mais tarde por um catálogo maior de 5 000 nebulosas reunidas por William Herschel. Em 1845, Lord Rosse construiu um novo telescópio e foi capaz de distinguir entre galáxias elípticas e espirais. Ele também conseguiu distinguir pontos individuais em algumas dessas nebulosas, dando crédito à conjectura anterior de Kant.
Em 1912, Vesto Slipher fez estudos espectrográficos das nebulosas espirais mais brilhantes para determinar se elas eram compostas de substâncias químicas que seriam esperadas em um sistema planetário. Entretanto, Slipher descobriu que as nebulosas espirais tinham altos desvios para o vermelho, indicando que elas estavam se afastando a velocidades maiores do que a velocidade de escape da Via Láctea. Logo, elas não estavam gravitacionalmente ligadas à Via Láctea e provavelmente não faziam parte da galáxia.
Em 1917, Heber Curtis tinha observado uma nova, a S Andromedae, dentro da “Grande Nebulosa de Andrômeda” (como era conhecida a Galáxia de Andrômeda, objeto Messier M31). Pesquisando o registro fotográfico, ele encontrou mais 11 novas. Curtis notou que essas novas eram, em média, 10 magnitudes mais fracas do que as que ocorriam em nossa galáxia. Como resultado, ele foi capaz de definir uma distância estimada de 150 000 parsecs. Ele se tornou um proponente da hipótese chamada “universos insulares”, que indica que as nebulosas espirais são na verdade galáxias independentes.
Fotografia da “Grande Nebulosa de Andrômeda” de 1899, mais tarde identificada como a Galáxia de Andrômeda.
Em 1920, teve lugar o chamado Grande Debate entre Harlow Shapley e Heber Curtis, a respeito da natureza da Via Láctea, as nebulosas espirais e as dimensões do Universo. Para apoiar sua tese de que a Grande Nebulosa de Andrômeda era uma galáxia externa, Curtis apontou a aparição de faixas escuras lembrando as nuvens de poeira da Via Láctea, além do significativo desvio Doppler.
A matéria foi resolvida conclusivamente no início dos anos 1920. Em 1922, o astrônomo Ernst Öpik fez uma determinação de distância que apoiava a teoria de que a Nebulosa de Andrômeda é realmente um objeto extragaláctico distante. Usando o novo telescópio doObservatório Monte Wilson de 100 polegadas, Edwin Hubble foi capaz de definir as partes externas de algumas nebulosas espirais como coleções de estrelas individuais e identificou algumas variáveis Cefeidas, permitindo a ele estimar a distância para a nebulosa: elas estavam distantes demais para ser parte da Via Láctea. Em 1936, Hubble criou um sistema de classificação para galáxias que é usado até hoje, a sequência de Hubble..
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