Estrutura espiral Diferentes estruturas espirais: ? espirais-padr?ao ...
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<strong>Estrutura</strong> <strong>espiral</strong><br />
<strong>Diferentes</strong> <strong>estruturas</strong> <strong>espirais</strong>:<br />
– <strong>espirais</strong>-<strong>padr</strong>ão (grand-design)<br />
→ 2 braços bem definidos (ex. M 51)<br />
10% das <strong>espirais</strong>
<strong>Estrutura</strong> <strong>espiral</strong><br />
– <strong>espirais</strong> mais comuns<br />
→ 3 ou mais braços (ex. M 101)<br />
60% das <strong>espirais</strong>
<strong>Estrutura</strong> <strong>espiral</strong><br />
– <strong>espirais</strong> floculentas<br />
→ fragmentos de braços<br />
(ex. NGC 2841)<br />
30% das <strong>espirais</strong>
<strong>Estrutura</strong> <strong>espiral</strong> e barras<br />
– <strong>espirais</strong> com barra<br />
→ braços começam nas extremidades<br />
da barra (ex. NGC 1300)<br />
33% das <strong>espirais</strong>
<strong>Estrutura</strong> <strong>espiral</strong> e anéis<br />
– <strong>espirais</strong> com anéis internos<br />
→ braços conectados a um anel<br />
próximo do centro<br />
(ex. M 81, subclasse (r): Sb(r)I-II)
Anéis externos - sem estrutura <strong>espiral</strong><br />
– anéis externos<br />
ex. NGC 4340, subclasse R: RSB0
Conteúdo dos braços <strong>espirais</strong> depende de λ<br />
M 51 observada no visível e no infravermelho próximo<br />
visível: estrelas OB, aglomerados jovens e regiões H II<br />
infravermelho: emissão da poeira (braços contínuos)
Sentido de rotação dos braços
Causa e duração dos braços <strong>espirais</strong><br />
Se os braços fossem compostos de um conjunto fixo de estrelas a<br />
diferentes distâncias do centro com V=cte para R > RA:<br />
Braços enrolariam em tempo curto comparado à idade da galáxia (Sol<br />
já completou ∼20 órbitas em torno do centro Galáctico)<br />
→ Somente a rotação diferencial não explica a existência de braços <strong>espirais</strong>
Teoria das ondas de densidade (Lin & Shu 1964)<br />
Onda de densidade → regiões do disco onde a densidade é maior que<br />
a média por 10 a 20%<br />
Estrelas e nuvens de gás e poeira atravessam estas ondas de densidade<br />
Velocidade angular do <strong>padr</strong>ão <strong>espiral</strong> (onda de densidade): Ωgp
Rotação diferencial e rotação do <strong>padr</strong>ão <strong>espiral</strong><br />
(a) Ωgp > ΩB, Ωgp < ΩA, Ωgp = ΩC → raio de co-rotação<br />
(b) onda de densidade estacionária num referencial S com velocidade<br />
de rotação Ωgp
Observações de acordo com a teoria da ondas de densidade<br />
Nuvens de gás e poeira se acumulam nas partes internas dos braços<br />
para R < RC.<br />
Quando passam pela onda de densidade, estas nuvens são comprimidas,<br />
pois U gravitacional é mínimo localmente (ρ é máximo).<br />
Algumas nuvens atingem o critério de Jeans para formação de estrelas<br />
(RJ ∝ 1/ √ ρ).<br />
O tempo de formação de uma estrela massiva, por exemplo, de m =<br />
15 M⊙, é de ∼10 5 anos → braços ficam visíveis após este tempo<br />
Após 10 7 anos, esta estrela já explodiu como SN, mas as estrelas<br />
menos massivas formadas na mesma época tem tempo suficiente para<br />
se dispersar pelo disco sofrendo a ação gravitacional de outro braço<br />
pelo qual passe.
Onda de densidade <strong>espiral</strong> e formação estelar
Como se explicam as galáxias <strong>espirais</strong> floculentas?<br />
Formação estelar auto-propagante e estocástica (Mueller & Arnett<br />
1976).<br />
→ eventos de formação estelar que se propagam através da galáxia<br />
Estrelas massivas formadas em uma região do disco explodem como<br />
SNs gerando ondas de choque que comprimem o gás e a poeira de<br />
região adjacente produzindo novas estrelas, que repetem o ciclo.<br />
A rotação diferencial se encarrega de formar uma estrutura <strong>espiral</strong><br />
local gerando <strong>espirais</strong> floculentas.
Formação estelar auto-propagante
Perturbações orbitais de pequena amplitude<br />
Hipótese de Lin-Shu (1964): Movimentos orbitais de estrelas individuais<br />
podem resultar em regiões de formato <strong>espiral</strong> de ρ mais alta que a média.<br />
Análise do movimentos das estrelas considerando:<br />
(i) Campo gravitacional axialmente simétrico (pressupõe que ondas de densidade<br />
não influem significativamente no campo)<br />
(ii) Campo gravitacional simétrico em relação <strong>ao</strong> plano Galáctico
coordenadas polares<br />
ê R = î cos φ + ˆj sin φ<br />
êφ = −î sin φ + ˆj cos φ<br />
dê R<br />
dφ = −î sin φ + ˆj cos φ = êφ<br />
dêφ<br />
dφ = −î cos φ − ˆj sin φ = −ê R<br />
R = Rê R
coordenadas cilíndricas R, φ, z<br />
r = Rê R (φ) + zêz<br />
x = R cos φ, y = R sin φ, z = z<br />
ê R = î cos φ + ˆj sin φ<br />
êφ = −î sin φ + ˆj cos φ<br />
êz = ˆ k