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Estrutura espiral
Diferentes estruturas espirais:
– espirais-padrão (grand-design)
→ 2 braços bem definidos (ex. M 51)
10% das espirais

Estrutura espiral
– espirais mais comuns
→ 3 ou mais braços (ex. M 101)
60% das espirais

Estrutura espiral
– espirais floculentas
→ fragmentos de braços
(ex. NGC 2841)
30% das espirais

Estrutura espiral e barras
– espirais com barra
→ braços começam nas extremidades
da barra (ex. NGC 1300)
33% das espirais

Estrutura espiral e anéis
– espirais com anéis internos
→ braços conectados a um anel
próximo do centro
(ex. M 81, subclasse (r): Sb(r)I-II)

Anéis externos - sem estrutura espiral
– anéis externos
ex. NGC 4340, subclasse R: RSB0

Conteúdo dos braços espirais depende de λ
M 51 observada no visível e no infravermelho próximo
visível: estrelas OB, aglomerados jovens e regiões H II
infravermelho: emissão da poeira (braços contínuos)

Sentido de rotação dos braços

Causa e duração dos braços espirais
Se os braços fossem compostos de um conjunto fixo de estrelas a
diferentes distâncias do centro com V=cte para R > RA:
Braços enrolariam em tempo curto comparado à idade da galáxia (Sol
já completou ∼20 órbitas em torno do centro Galáctico)
→ Somente a rotação diferencial não explica a existência de braços espirais

Teoria das ondas de densidade (Lin & Shu 1964)
Onda de densidade → regiões do disco onde a densidade é maior que
a média por 10 a 20%
Estrelas e nuvens de gás e poeira atravessam estas ondas de densidade
Velocidade angular do padrão espiral (onda de densidade): Ωgp

Rotação diferencial e rotação do padrão espiral
(a) Ωgp > ΩB, Ωgp < ΩA, Ωgp = ΩC → raio de co-rotação
(b) onda de densidade estacionária num referencial S com velocidade
de rotação Ωgp

Observações de acordo com a teoria da ondas de densidade
Nuvens de gás e poeira se acumulam nas partes internas dos braços
para R < RC.
Quando passam pela onda de densidade, estas nuvens são comprimidas,
pois U gravitacional é mínimo localmente (ρ é máximo).
Algumas nuvens atingem o critério de Jeans para formação de estrelas
(RJ ∝ 1/ √ ρ).
O tempo de formação de uma estrela massiva, por exemplo, de m =
15 M⊙, é de ∼10 5 anos → braços ficam visíveis após este tempo
Após 10 7 anos, esta estrela já explodiu como SN, mas as estrelas
menos massivas formadas na mesma época tem tempo suficiente para
se dispersar pelo disco sofrendo a ação gravitacional de outro braço
pelo qual passe.

Onda de densidade espiral e formação estelar

Como se explicam as galáxias espirais floculentas?
Formação estelar auto-propagante e estocástica (Mueller & Arnett
1976).
→ eventos de formação estelar que se propagam através da galáxia
Estrelas massivas formadas em uma região do disco explodem como
SNs gerando ondas de choque que comprimem o gás e a poeira de
região adjacente produzindo novas estrelas, que repetem o ciclo.
A rotação diferencial se encarrega de formar uma estrutura espiral
local gerando espirais floculentas.

Formação estelar auto-propagante

Perturbações orbitais de pequena amplitude
Hipótese de Lin-Shu (1964): Movimentos orbitais de estrelas individuais
podem resultar em regiões de formato espiral de ρ mais alta que a média.
Análise do movimentos das estrelas considerando:
(i) Campo gravitacional axialmente simétrico (pressupõe que ondas de densidade
não influem significativamente no campo)
(ii) Campo gravitacional simétrico em relação ao plano Galáctico

coordenadas polares
ê R = î cos φ + ˆj sin φ
êφ = −î sin φ + ˆj cos φ
dê R
dφ = −î sin φ + ˆj cos φ = êφ
dêφ
dφ = −î cos φ − ˆj sin φ = −ê R
R = Rê R

coordenadas cilíndricas R, φ, z
r = Rê R (φ) + zêz
x = R cos φ, y = R sin φ, z = z
ê R = î cos φ + ˆj sin φ
êφ = −î sin φ + ˆj cos φ
êz = ˆ k