26.3: Propriedades das galáxias
- Page ID
- 183741
Objetivos de
Ao final desta seção, você poderá:
- Descreva os métodos pelos quais os astrônomos podem estimar a massa de uma galáxia
- Caracterize cada tipo de galáxia por sua relação massa/luz
A técnica para derivar as massas das galáxias é basicamente a mesma usada para estimar a massa do Sol, das estrelas e da nossa própria galáxia. Medimos a rapidez com que objetos nas regiões externas da galáxia estão orbitando o centro e, em seguida, usamos essas informações junto com a terceira lei de Kepler para calcular quanta massa está dentro dessa órbita.
Massas de galáxias
Os astrônomos podem medir a velocidade de rotação em galáxias espirais obtendo espectros de estrelas ou gás e procurando mudanças de comprimento de onda produzidas pelo efeito Doppler. Lembre-se de que quanto mais rápido algo estiver se aproximando ou se afastando de nós, maior será a mudança das linhas em seu espectro. A lei de Kepler, junto com essas observações da parte da galáxia de Andrômeda que é brilhante na luz visível, por exemplo, mostra que ela tem uma massa galáctica de cerca de\(4 \times 10^{11}\)\(M_{\text{Sun}}\) (material suficiente para formar 400 bilhões de estrelas como o Sol).
A massa total da galáxia de Andrômeda é maior do que isso, no entanto, porque não incluímos a massa do material que está além de sua borda visível. Felizmente, há um punhado de objetos — como estrelas isoladas, aglomerados estelares e galáxias satélites — além da borda visível que permite aos astrônomos estimar quanta matéria adicional está escondida lá fora. Estudos recentes mostram que a quantidade de matéria escura além da borda visível de Andrômeda pode ser tão grande quanto a massa da porção brilhante da galáxia. De fato, usando a terceira lei de Kepler e as velocidades de suas galáxias satélites, estima-se que a galáxia de Andrômeda tenha uma massa mais próxima\(1.4 \times 10^{12}\)\(M_{\text{Sun}}\). Estima-se que a massa da Via Láctea seja\(8.5 \times 10^{11}\)\(M_{\text{Sun}}\), e assim nossa Via Láctea está se tornando um pouco menor que Andrômeda.
As galáxias elípticas não giram de forma sistemática, então não podemos determinar uma velocidade rotacional; portanto, devemos usar uma técnica ligeiramente diferente para medir sua massa. Suas estrelas ainda estão orbitando o centro galáctico, mas não da forma organizada que caracteriza as espirais. Como as galáxias elípticas contêm estrelas com bilhões de anos, podemos supor que as próprias galáxias não estão se separando. Portanto, se pudermos medir as várias velocidades com que as estrelas estão se movendo em suas órbitas ao redor do centro da galáxia, podemos calcular quanta massa a galáxia deve conter para manter as estrelas dentro dela.
Na prática, o espectro de uma galáxia é um composto dos espectros de suas muitas estrelas, cujos movimentos diferentes produzem diferentes desvios de Doppler (alguns vermelhos, outros azuis). O resultado é que as linhas que observamos de toda a galáxia contêm a combinação de muitos desvios do Doppler. Quando algumas estrelas fornecem mudanças para o azul e outras fornecem desvios para o vermelho, elas criam uma característica de absorção ou emissão mais ampla ou mais ampla do que as mesmas linhas em uma galáxia hipotética na qual as estrelas não tinham movimento orbital. Os astrônomos chamam esse fenômeno de ampliação da linha. A quantidade pela qual cada linha se expande indica a faixa de velocidades na qual as estrelas estão se movendo em relação ao centro da galáxia. A faixa de velocidades depende, por sua vez, da força da gravidade que mantém as estrelas dentro das galáxias. Com informações sobre as velocidades, é possível calcular a massa de uma galáxia elíptica.
A tabela\(\PageIndex{1}\) resume a gama de massas (e outras propriedades) dos vários tipos de galáxias. Curiosamente, as galáxias mais e menos massivas são elípticas. Em média, as galáxias irregulares têm menos massa do que as espirais.
| Característica | Espirais | Elípticos | Irregulares |
|---|---|---|---|
| Missa (\(M_{\text{Sun}}\)) | \(10^9\)para\(10^{12}\) | \(10^5\)para\(10^{13}\) | \(10^8\)para\(10^{11}\) |
| Diâmetro (milhares de anos-luz) | 15 a 150 | 3 a >700 | 3 a 30 |
| Luminosidade (\(L_{\text{Sun}}\)) | \(10^8\)para\(10^{11}\) | \(10^6\)para\(10^{11}\) | \(10^7\)para\(2 \times 10^9\) |
| Populações de estrelas | Velhos e jovens | Velho | Velhos e jovens |
| Matéria interestelar | Gás e poeira | Quase sem poeira; pouco gás | Muito gás; alguns têm pouca poeira, outros muita poeira |
| Relação massa/luz na parte visível | 2 a 10 | 10 a 20 | 1 a 10 |
| Relação massa/luz para a galáxia total | 100 | 100 | ? |
Relação massa/luz
Uma forma útil de caracterizar uma galáxia é observar a razão entre sua massa (em unidades da massa do Sol) e sua emissão de luz (em unidades da luminosidade do Sol). Esse número único nos diz aproximadamente que tipo de estrelas compõem a maior parte da população luminosa da galáxia e também nos diz se há muita matéria escura presente. Para estrelas como o Sol, a relação massa/luz é de 1 por nossa definição.
Obviamente, as galáxias não são compostas inteiramente de estrelas idênticas ao Sol. A esmagadora maioria das estrelas é menos massiva e menos luminosa que o Sol, e geralmente essas estrelas contribuem com a maior parte da massa de um sistema sem contabilizar muita luz. A relação massa/luz para estrelas de baixa massa é maior que 1 (você pode verificar isso usando os dados na Tabela\(18.4.2\) na Seção 18.4). Portanto, a relação massa/luz de uma galáxia também é geralmente maior que 1, com o valor exato dependendo da proporção de estrelas de alta massa para estrelas de baixa massa.
As galáxias nas quais a formação de estrelas ainda está ocorrendo têm muitas estrelas massivas, e suas proporções massa/luz geralmente estão na faixa de 1 a 10. Galáxias que consistem principalmente de uma população estelar mais antiga, como as elípticas, nas quais as estrelas massivas já completaram sua evolução e deixaram de brilhar, têm relações massa/luz de 10 a 20.
Mas esses números se referem apenas às partes internas e visíveis das galáxias (Figura\(\PageIndex{1}\)). Na Via Láctea e acima, discutimos a evidência de matéria escura nas regiões externas de nossa própria galáxia, estendendo-se muito mais longe do centro galáctico do que as estrelas brilhantes e o gás. Medições recentes das velocidades de rotação das partes externas de galáxias próximas, como a galáxia de Andrômeda que discutimos anteriormente, sugerem que elas também têm distribuições estendidas de matéria escura ao redor do disco visível de estrelas e poeira. Essa matéria praticamente invisível aumenta a massa da galáxia sem contribuir em nada para sua luminosidade, aumentando assim a relação massa/luz. Se a matéria escura invisível estiver presente em uma galáxia, sua relação massa/luz pode chegar a 100. As duas diferentes proporções massa/luz medidas para vários tipos de galáxias são apresentadas na Tabela\(\PageIndex{1}\).
Essas medições de outras galáxias apoiam a conclusão já alcançada em estudos sobre a rotação de nossa própria galáxia, ou seja, que a maior parte do material no universo não pode, no momento, ser observada diretamente em nenhuma parte do espectro eletromagnético. Uma compreensão das propriedades e distribuição dessa matéria invisível é crucial para nossa compreensão das galáxias. Está ficando cada vez mais claro que, por meio da força gravitacional que exerce, a matéria escura desempenha um papel dominante na formação de galáxias e na evolução inicial. Há um paralelo interessante aqui entre nossa época e a época em que Edwin Hubble estava recebendo seu treinamento em astronomia. Em 1920, muitos cientistas estavam cientes de que a astronomia estava à beira de importantes avanços — se ao menos a natureza e o comportamento das nebulosas pudessem ser resolvidos com melhores observações. Da mesma forma, muitos astrônomos hoje acham que podemos estar nos aproximando de uma compreensão muito mais sofisticada da estrutura em grande escala do universo — se ao menos pudermos aprender mais sobre a natureza e as propriedades da matéria escura. Se você acompanhar os artigos de astronomia nas notícias (como esperamos que você acompanhe), deverá ouvir mais sobre matéria escura nos próximos anos.
Resumo
As massas das galáxias espirais são determinadas a partir de medições de suas taxas de rotação. As massas das galáxias elípticas são estimadas a partir de análises dos movimentos das estrelas dentro delas. As galáxias podem ser caracterizadas por suas relações massa/luz. As partes luminosas das galáxias com formação estelar ativa normalmente têm relações massa/luz na faixa de 1 a 10; as partes luminosas das galáxias elípticas, que contêm apenas estrelas antigas, normalmente têm relações massa-luz de 10 a 20. As proporções massa/luz de galáxias inteiras, incluindo suas regiões externas, chegam a 100, indicando a presença de uma grande quantidade de matéria escura.
Glossário
- relação massa/luz
- a razão entre a massa total de uma galáxia e sua luminosidade total, geralmente expressa em unidades de massa solar e luminosidade solar; a relação massa/luz fornece uma indicação aproximada dos tipos de estrelas contidas em uma galáxia e se quantidades substanciais de matéria escura estão presentes ou não