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UNIFEI – Universidade Federal De Itajubá
Arian Rodrigues Batista. 21441
Astronomia
Lista de Exercícios
Professor: Thiago Caetano
Instituto de Física e Química
Itajubá
17 de Junho – 2014
1- Descreva o processo de classificação das galáxias proposta por Hubble.
 
	Um dos primeiros e mais simples esquemas de classificação de galáxias, que é usado até hoje, aparece no livro de 1936 de Edwin Hubble, The Realm of the Nebulae, baseado no esquema proposto por John Henry Reynolds (1874-1949) em 1920 (Photometric measures of the nuclei of some typical spiral nebulae, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 80, 746). O esquema de Hubble consiste de três sequências principais de classificação: elípticas, espirais e espirais barradas. Nesse esquema, as galáxias irregulares formam uma quarta classe de objetos.
 
Imagem 1
 
	A classificação é baseada na aparência das galáxias. Na junção dos três braços, Hubble colocou o tipo S0, que é bastante estranho e combina propriedades de ambos os tipos. Elas tem a forma e o disco das espirais, mas não tem gás e poeira que permitem a formação de estrelas. A velocidade de rotação e a quantidade de poeira crescem das elípticas para as espirais. Apesar dessas diferenças, não existe nenhuma evidência que um tipo de galáxia evolui para o outro. Provavelmente as características que mencionamos aqui são todas determinadas nos instantes de formação de cada uma.
 
2- Quais as principais diferenças entre as galáxias elípticas e espirais?
 
	 Galáxias elípticas possuem uma aparência oval e algumas são quase esféricas. Elas apresentam núcleos brilhantes com regiões externas mais tênues e não possuem uma borda claramente definida. Tipicamente quase não contém gás ou poeira, a matéria prima que permite a formação contínua de estrelas e são formadas, em grande maioria, por estrelas de população II (velhas).
	A faixa de massa e tamanho das galáxias elípticas é grande, cobrindo desde anãs (pouco maiores que um aglomerado globular) até raras gigantes (como M87) e supergigantes, com mil vezes a massa da nossa galáxia e cerca de 500000 anos luz de diâmetro. A maioria das galáxias (mais de 60%) é elíptica, em grande parte galáxias anãs. Na classificação de galáxias, as elípticas são identificas pela letra E seguida de um número que define os diversos tipos de elípticas.
	Galáxias espirais, como a nossa, têm discos com núcleos e halos difíceis de serem vistos principalmente por causa do brilho do núcleo e do disco. Como o disco e os braços espirais são constituídos de estrelas de população I, jovens, e contém bastante gás e poeira, especialmente nos braços, elas possuem uma taxa alta de formação de estrelas, que explica esse brilho. Já o halo é constituído de uma população de estrelas tipo II. Os braços espirais estão enrolados em torno do núcleo, dando não mais do que uma volta ao seu redor. As galáxias espirais formam duas seqüências separadas: as espirais barradas (Sb) e as espirais normais (S). Espirais normais são subdivididas em Sa (núcleos grandes e pequenos braços enrolados), Sb (núcleos menores e braços mais soltos) e Sc (núcleos bem pequenos e braços quase “desacoplados” do núcleo). Cerca de um terço das galáxias espirais observadas são barradas e sua subclassificação é a mesma: SBa, SBb e SBc. A razão da existência da barra ainda não é bem entendida pelos astrônomos. Seu intervalo de massa e tamanho é bem menor que o notado nas elípticas, variando entre 100 e algumas centenas de bilhões de vezes a massa do Sol.
 
3- O esquema de classificação de Hubble é um esquema evolutivo? Ou seja a posição destes objetos no esquema sugere uma seqüência evolutiva?
 
	Sim, Hubble pensava que galáxias quase esfero-elípticas (denotadas Eo) gradualmente adquiririam uma forma achatada até se assemelharem a lentes finas (E7), para transformar-se então em galáxias espirais comuns (So até Sc) ou em galáxias espirais barradas (galáxias cujo núcleo é cortado por uma "barra" de poeira, gás e estrelas, representadas pelas siglas Sba e Sbc).
 
 
4- É possível que galáxias elípticas se transformem em galáxias espirais? Explique.
 
	Edwin Hubble referiu-se às galáxias elípticas como galáxias “prematuras”, porque pensava que elas iriam evoluir de forma a transformarem-se em Galáxias em Espiral (que chamava de galáxias “posteriores”). Os astrônomos acreditam agora no oposto (isto é, que as galáxias em espiral se poderão transformar em elípticas), mas a noção de galáxias prematuras e posteriores são ainda usadas. Logo as galáxias elípticas não podem se transformar em galáxias espirais pois ela já está mais concentrada em forma de uma elipse, o que pode haver é uma evolução das galáxias espirais para elípticas.
 
5- O que significa população estelar tipo I e II? Quem propôs esta classificação?
 
	Walter Baade [Wilhelm Heinrich Baade (1893-1960)], contemporâneo de Edwin Hubble no observatório de Mount Wilson, estudando a galáxia Andrômeda, notou que podia distinguir claramente as estrelas azuis nos braços espirais da galáxia, e propôs o termo População I para estas estrelas dos braços, e População II para as estrelas vermelhas visíveis no núcleo da galáxia. Atualmente, utilizamos essa nomenclatura mesmo para estrelas da nossa Galáxia e sabemos que as estrelas de População I são estrelas jovens, como o Sol, com menos de 7 bilhões de anos, ricas em metais, isto é, com conteúdo metálico (qualquer elemento acima do He) de cerca de 2%, enquanto que a População II corresponde a estrelas velhas, com cerca de 10 bilhões de anos, e pobres em metais, isto é, com menos de 1% em metais.
 
6- Qual o tipo(I ou II) de população estelar do disco de galáxias espirais? Onde encontramos a população tipo II nestas galáxias?
 
	As galáxias espirais apresentam essencialmente dois grupos de populações: no disco aparecem estrelas jovens, ricas em metais (de população I) e no bojo e halo estrelas de população II. Isto faz com que o disco seja mais azul que o bojo (mais formação estelar, estrelas quentes, nuvens moleculares, SN II, regiões H II, starbursts). Existem bandas de poeira. A sua elipticidade é geralmente b/a < 0.3. É de notar que quando estas galáxias têm núcleos activos, não estão geralmente associadas a emissão rádio.
 
7- Qual a estrutura de uma galáxia espiral?
 
	Apresentam essencialmente dois grupos de populações: no disco aparecem estrelas jovens, ricas em metais (de população I) e no bojo e halo estrelas de população II. Isto faz com que o disco seja mais azul que o bojo (mais formação estelar, estrelas quentes, nuvens moleculares, SN II, regiões H II, starbursts). Existem bandas de poeira. A sua elipticidade é geralmente b/a < 0.3. É de notar que quando estas galáxias têm núcleos activos, não estão geralmente associadas a emissão rádio.
 
8- O que significa perfil de luminosidade de uma galáxia?
 
	As galáxias são objetos extensos, e a diferença das estrelas que são objetos aproximadamente pontuais, é possível medir a intensidade especifica da radiação, quantidade de energia que atravessa a unidade de área dE/arsec².
	O fluxo total Ft de radiação(perfil de luminosidade da galáxia) que emite uma galáxia, bem como a magnitude integrada mt , fornecem informação sobre o número e tipo de estrelas, gás, plasma e poeira que compõe a galáxia. Permite determinar a contribuição de cada componente em relação a luminosidade total, nas diferentes regiões do espectro eletromagnético.
	O fluxo total de energia, também chamado de brilho da galáxia, pode ser medido de duas formas: no método da curva de crescimento, o fluxo integrado total é medido nas imagens da galáxia dentro de áreas sucessivamente maiores a partir do centro, o segundo método consiste em integrar o brilho emitido por cada elemento da superfície da galáxia.
 
9- Explique as técnicas empregadas na determinação da velocidade de rotação de uma galáxia.
 
	Uma equipe de astrônomos utilizou o telescópioespacial Hubble das agências espaciais norte-americana NASA e européia ESA para medir precisamente, pela primeira vez, a velocidade de rotação de uma galáxia com base na visualização da rotação de estrelas individuais em torno do centro galáctico, anunciou a NASA em comunicado.
	A galáxia escolhida por Roeland van der Marel, do Instituto de Ciência do Telescópio Espacial, e de Nitya Kallivayalil, da Universidade da Virgínia (ambos nos EUA), que publicaram os seus resultados na revista Astrophysical Journal, foi a Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia satélite da nossa Via Láctea, em forma de disco, situada a 170 mil anos-luz de distância. Conclusão: aquela galáxia completa uma rotação sobre si própria em cada 250 milhões de anos.
	Para conseguir este resultado, o telescópio Hubble teve de registrar, com duas das suas câmaras de alta resolução, os ligeiríssimos movimentos das estrelas durante, sete anos seguidos, "O movimento aparente das estrelas é tão diminuto que, se tratasse de um ser humano na Lua, o que fizemos equivaleria a determinar a velocidade de crescimento do cabelo dessa pessoa", explica Van der Marel, citado no comunicado, "Só o Hubble é capaz de atingir este nível de precisão (…), mas, mesmo com o Hubble, para ver o movimento, foi preciso olhar fixamente para essas estrelas durante vários anos."
	Os astrônomos, explica ainda a NASA, costumam calcular a velocidade de rotação das galáxias em forma de disco observando os ligeiros desvios no espectro luminoso das suas estrelas, induzidos pela rotação em redor do centro galáctico.
	Devido ao chamado "efeito Doppler", a luz das estrelas situadas de um lado do disco, e que estão a afastar-se da Terra, parece-nos mais vermelha, enquanto a luz das estrelas situadas do lado oposto da galáxia, que estão, pelo contrário, a aproximar-se da Terra, parece mais azul. E como o desvio espectral varia com a velocidade, é possível, a partir dessa informação, calcular a velocidade de rotação das galáxias no plano do seu disco, ou seja, "vistas de lado", por assim dizer.
	Mas agora, pela primeira vez, foi mesmo possível ver uma galáxia a rodar no céu vista de frente, ou, mais precisamente, no plano do céu, como as duas técnicas de medição são complementares, ao combinarem os seus resultados, os autores puderam obter uma visão totalmente tridimensional do movimento das estrelas daquela galáxia.
	Na noite austral, a Grande Nuvem de Magalhães surge como um objeto cerca de 20 vezes maior do que a Lua, "É como um grande relógio no céu, cujos ponteiros demoram 250 milhões de anos a dar uma volta completa", salienta ainda Van der Marel. O nosso Sol demora o mesmo tempo a completar uma rotação em torno do centro da Via Láctea, "O estudo desta galáxia vizinha através da monitorização do movimento das suas estrelas permite-nos perceber melhor a estrutura interna das galáxias. A determinação da velocidade de rotação de uma galáxia fornece pistas sobre sua formação e pode ser utilizada para calcular a sua massa.", diz Kallivayalil.
 
10- O que é o Teorema do Viral e qual a sua importância para o estudo das galáxias elípticas?
 
Considere-se a seguinte quantidade física:
onde e são o vetor posição e o vetor momento, respectivamente, da k-ésima partícula de um sistema de partículas. O virial de um conjunto de partículas é definido de tal forma que
onde o símbolo representa a média temporal da grandeza por ele encerrada ao longo do intervalo de tempo adequado à situação, tipicamente o período de oscilação em movimentos periódicos.
O Teorema Virial estabelece que a energia cinética média de um sistema de partículas é igual ao seu virial para os casos em que o valor médio de G seja constante ( ):
1 .
A expressão "virial" deriva do Latim, vis, viris, palavra para "força" ou "energia" e foi cunhada por Rudolf Clausius (1822-1888) em 1870.
Uma das grandes utilidades do teorema do virial se deve ao fato de que ele permite que a energia cinética total seja calculada mesmo para sistemas complicados que não têm uma solução exata, tais como aqueles considerados em mecânica estatística. Por exemplo, o teorema do virial pode ser usado para derivar o teorema da equipartição, a equação de Clapeyron para os gases ideais ou mesmo para calcular o limite de Chandrasekhar para a estabilidade de estrelas anãs brancas. Esta é a importância do Teorema no estudo das galáxias elípticas.
11- Como a recessão das galáxias permite a determinação da idade do universo?
	Recordemos algumas das observações astronômicas que foram determinantes para o estabelecimento do Big Bang. A primeira e mais relevante é com certeza a lei de Hubble que descreve o afastamento das galáxias com velocidades proporcionais às suas distâncias: v=H(t)d. Aqui v é a velocidade de recessão da galáxia, d é a sua distância e H é a "constante" de Hubble no instante em que fazemos a observação. É esta lei que permite atribuir uma dinâmica ao Universo e afirmar que ele está em expansão. É uma lei empírica, mas pode ser deduzida da teoria de Einstein da RG. A partir de H0 (valor atual de H(t)) podemos estimar a idade aproximada do Universo: tH=1/H. Embora não se conheça o valor de H0 com exatidão, verifica-se uma convergência para H0=63-77km/s/Mpc. Ou seja, uma galáxia que se encontre à distância de 1 Mpc afasta-se de nós com uma velocidade v=(70±7)km/s. Só recentemente foi possível chegar a esta precisão no valor de H0, com o auxílio do telescópio espacial Hubble. Devemos entender que é o próprio espaço que se expande com essa velocidade no momento de observação, e não a galáxia que se move e, portanto, se d for suficientemente grande v pode ser maior que a velocidade da luz no vácuo. A este valor de H0 corresponde uma idade para o Universo que se situa entre 12.7 e 15.5 mil milhões de anos. É freqüente adaptar o valor intermédio de 14 mil milhões de anos. Porém, como o valor de H varia no tempo, a idade do Universo não é simplesmente 1/H0. No modelo preferido atualmente t=2/3H0. Os 14 mil milhões de anos representam pois um valor aproximado. Acrescente-se que há determinações independentes para a idade das estrelas mais antigas (em enxames globulares) que fornecem valores compatíveis com a idade do Universo calculada a partir do Modelo Padrão.
12- O que são Quasares?
 
	Ainda não se tem uma resposta satisfatória para essa pergunta... a resposta mais aceita (mas absolutamente não unânime) é que eles são objetos semelhantes a galáxias, mas localizados a distâncias muito maiores. E, para aparecerem no céu com o aspecto de estrelas fracas, mas situados a distâncias tão grandes, sua taxa de geração de energia deve ser fenomenal! Além disso, os quasares apresentam uma variação, às vezes regular, na emissão de radiação que é notável em alguns poucos dias (no óptico) ou mesmo horas (em raios X) de observação. Como a variabilidade na emissão de um objeto não pode acontecer num tempo menor do que a luz leva para se propagar de um lado a outro desse mesmo objeto, a variação na luminosidade emitida nos dá uma estimativa do tamanho dele.		
 
13- Descreva o modelo unificado para galáxias de núcleo ativo.
 
	O núcleo dessas galáxias, cujo núcleo emite uma enorme quantidade de energia com espectro não térmico(não estelar). A emissão nuclear é comparável a emissão da galáxia hospedeira. As principais características delas são: Alta luminosidade(maior do que 10¹¹ Lsol), Contínuo dominado por emissão térmica, Radio, Raio-X; Variabilidade rápida(dias/horas), Alto contraste de brilho entre o núcleo ativo e a galáxia hospedeira, linhas de emissão intensas, muito largas em alguns casos.

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