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Formação e Evolução de Galáxias

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Formao e evoluo de galxias

Formao e evoluo de galxias Formao e evoluo de galxiasIntroduo Formao da Galxia Aspectos dinmicos O trabalho de Eggen et al. (1962) Novos modelos: infall Vnculos dos modelos de evoluo qumica Evoluo de galxias: evoluo qumicantroduoO estudo da formao e evoluo da Galxia comea pelas consideraes sobre a formao do Universo, uma vez que aps o Big Bang, iniciou-se um resfriamento geral medida que o Universo se expandia. Estruturas comearam a ser formadas a partir de no homogeneidades pr-existentes, uma das quais tornou-se a Via Lctea.

IntroduoAs escalas de tempo envolvidas na formao da Galxia ajustam-se s previses do Big Bang. De acordo com o modelo padro, o Universo teve uma era inicial denominada era de radiao, que durou aproximadamente 103-104 anos aps o Big Bang. Em seguida, a matria passou a dominar a constituio do Universo, situao que ainda prevalece. A formao das galxias foi iniciada em poca mais recente, quando a idade do Universo era prxima de 1010 anos.

IntroduoAdotando um valor da ordem de 1-2 x 1010 anos para a idade do Universo, vemos que a formao da Galxia deve ter sido iniciada h cerca de 1010 anos. Os objetos de populao II do halo, como os aglomerados globulares, foram os primeiros a serem formados, com idades tipicamente da ordem de 6 x 109 anos. possvel que uma gerao anterior de estrelas, ditas de populao III, tenha sido formada, embora no existam provas claras de sua existncia.IntroduoEm seguida, foram formados os objetos do bojo, com idades semelhantes aos do halo. Finalmente ocorreu a formao do disco, em uma escala de tempo da ordem do tempo de queda livre, cerca de 3 x 108 anos. A concentrao do disco em direo ao ncleo foi impedida pelo movimento de rotao associado nebulosa pr-galctica. A formao de estrelas no disco ocorre at hoje, e nesta regio podemos observar objetos com idades diferentes. Por exemplo, observamos aglomerados galcticos com idades de 2 x 106 anos no muito distantes do Sol, cuja idade de 4.5 x 109 anos.IntroduoAs diferenas na composio qumica das populaes estelares ajustam-se tambm a este esquema. No modelo padro, foram inicialmente formados os elementos leves D, 3He, 4He, e 7Li. Os elementos mais pesados, como C, N, O, etc., tiveram sua origem no interior das estrelas, muito tempo aps o Big Bang. A determinao das abundncias atuais dos elementos leves , portanto, extremamente importante para caracterizar o modelo padro, alm dos processos posteriores de evoluo galctica.

IntroduoPortanto, os elementos mais pesados, como C, N, O, etc., tiveram sua origem no interior das estrelas, muito tempo aps o Big Bang. Esses elementos s comearam a ser sintetizados aps a formao da primeira gerao de estrelas. Em consequncia, os objetos mais velhos do halo, de populao II, devem ter baixo teor de elementos pesados, o que confirmado pelas observaes. medida que a evoluo se processa, o gs enriquecido devolvido ao meio interestelar pelas supernovas, nebulosas planetrias, etc., de modo que os objetos mais jovens tm maior abundncia de elementos pesados.Formao da GalxiaModelos de formao galctica devem ser capazes de explicar as populaes diferentes do halo, bojo e disco galcticos. O conceito de populaes estelares consistente com um colapso inicial rpido na Galxia, quando foi formada a componente esferoidal do halo e a condensao central do bojo.

Como as estrelas formam-se a partir do gs interestelar, pode se concluir que a formao estelar no halo atualmente limitada pela escassez de gs e poeira naquela regio. Dotada de um movimento de rotao, a nebulosa pr-galctica sofreu um segundo colapso em direo ao plano galctico, dando origem ao disco, com suas populaes mais jovens, e explicando portanto as diferenas na distribuio espacial e metalicidade observadas entre o halo e o disco. Aps a formao do disco, perturbaes de origem gravitacional, possivelmente complicadas por efeitos magnticos, deram origem estrutura espiral.As estrelas do halo tm altas disperses de velocidades e so pobres em metais por um fator da ordem de 10 ou superior em relao ao Sol.Desde o trabalho clssico de Eggen et al. (1962), este fato tem sido interpretado como evidncia de que o halo se formou antes que o enriquecimento pelas mortes das estrelas massivas tivesse ocorrido. Entretanto, esse cenrio monoltico para a formao da Galxia no consegue explicar algumas observaes mais recentes, tendo sido bastante modificado nos ltimos 50 anos.

Um aspecto importante da formao da Galxia, que distingue os modelos atuais dos modelos monolticos iniciais, refere-se aos processos de infall, ou queda de matria provinda de outras regies, como o halo e de regies extragalcticas. Nossa Galxia faz parte de um sistema chamado Grupo Local de galxias, contendo cerca de 40 galxias de diferentes tipos. Parte do material dessas galxias pode interagir com o gs de nossa Galxia, afetando os processos de formao estelar.

Diversas outras estruturas so conhecidas na vizinhana de nossa Galxia, como a Corrente de Magalhes que liga a Via Lctea com as Nuvens de Magalhes. Provavelmente as primeiras evidncias observacionais da queda de matria so as relacionadas com as Nuvens de Alta Velocidade, observadas a grandes alturas com relao ao disco, onde em princpio no deveramos esperar encontrar objetos jovens, em virtude da ausncia de gs interestelar.

Aspectos dinmicos A distino fundamental entre a formao de esferides e de sistemas com discos est nas escalas de tempo para a formao de estrelas e colapso em direo ao disco. Durante o colapso gravitacional, se o tempo para formao de estrelas for superior ao tempo de colapso, no sero formadas estrelas. Se o tempo de colapso for mais lento, h formao de estrelas nesta fase. No h dissipao de energia e forma-se um esferide, como o halo e o bojo.O trabalho de Eggen et al. (1962)Eggen, Lynden-Bell e Sandage em 1962 analisaram as velocidades de estrelas ans e compararam algumas caractersticas de suas rbitas, como as excentricidades e a quantidade de movimento angular, com parmetros relacionados com a metalicidade estelar. As abundncias qumicas ainda no eram determinadas com preciso, mas sabia-se que a metalicidade era inversamente correlacionada com o excesso de ultravioleta, isto , quanto menor a abundncia dos metais, maior seria o excesso de radiao ultravioleta, medida pelo parmetro (U B).Nesse trabalho, foi mostrado que as estrelas com maiores excessos de ultravioleta (ou menor abundncia de metais) tinham rbitas mais elpticas, com maiores excentricidades. Em contraposio, as estrelas com pouco ou nenhum excesso de ultravioleta (ou maior metalicidade) moviam-se em rbitas quase circulares.

Correlaes semelhantes foram encontradas para a componente W da velocidade das estrelas e a escala de altura z, no sentido que as maiores velocidades e escalas de altura estavam tambm associadas com as metalicidades mais baixas.

Com este trabalho foram lanados os fundamentos para a diviso das estrelas em diferentes populaes, com implicaes sobre a formao da Galxia: suas estrelas mais velhas devem ter sido formadas a partir de um gs caindo em direo ao centro, colapsando a partir do halo sobre o plano, em uma escala de tempo curta, da ordem de 108 a 109 anos.

Eggen e colaboradores mostraram, pela primeira vez, que existem correlaes claras entre a composio qumica de estrelas individuais, a excentricidade de suas rbitas galcticas, sua quantidade de movimento angular, a altura que podem alcanar acima do plano galctico, a velocidade perpendicular ao plano e a idade das estrelas. Apesar do modelo de Eggen et al. ser suficiente para explicar em linhas gerais a formao da Galxia, diversos aspectos examinados posteriormente mostraram que a formao do nosso sistema estelar deve ter sido mais complexa. Por exemplo, a viso tradicional de um bojo velho e rico em metais est sendo alterada, com indicaes de uma formao estelar mais recente. Da mesma forma, a origem dos discos fino e espesso no est contemplada no modelo clssico de Eggen e colaboradores, necessitando uma abordagem mais abrangente.

Novos modelos: infall Alm do modelo clssico de Eggen, tambm denominado modelo de caixa fechada (closed box), h o modelo alternativo de captura de fragmentos de Searle e Zinn, bem como muitos outros modelos mais recentes, geralmente postulando a presena de episdios de queda de matria para formar inicialmente as populaes do halo e do bojo, e em seguida as populaes do disco.

Um dos modelos mais populares atualmente o modelo de duplo infall de Chiappini et al., proposto em 1997. Como ilustrado abaixo, neste modelo o primeiro processo de queda de matria forma o halo e o bojo, e o segundo forma o disco, com uma queda contnua de gs.

A relao entre as abundncias de [O/Fe] em funo de [Fe/H] pode ser entendida considerando que, para baixas metalicidades, ou objetos mais velhos, a razo [O/Fe] essencialmente constante, enquanto que para metalicidades mais altas, prximas do valor solar [Fe/H] = 0, a razo [O/Fe] decresce.

Em outras palavras, o atraso na produo do ferro pelas estrelas menos massivas, basicamente supernovas de tipo Ia, responsvel pelo comportamento da relao entre as abundncias. A parte esquerda coincide com as abundncias do halo e disco espesso, enquanto que a parte direita constitui o disco fino, onde se localiza o Sistema Solar. Atualmente muitos outros elementos podem ser observados, e diagramas semelhantes ao da razo [O/Fe] podem ser obtidos e comparados com as previses dos modelos tericos.

Vnculos dos modelos de evoluo qumica Para a construo de modelos de evoluo galctica so necessrios vnculos observacionais, ou seja, condies que devem ser satisfeitas pelos modelos e que so utilizadas para definir os parmetros livres desses modelos. A seguir esto citados os principais vnculos atualmente utilizados para os modelos de evoluo qumica da nossa Galxia. Vnculos dos modelos de evoluo qumica:

Abundncias no Sistema Solar Relao idade-metalicidade Distribuies de metalicidade Abundncias relativas elementos alfa Distribuies radiais de metalicidade Taxa de formao estelar Frao de gs atual Taxas de supernovas e outras estrelas Razo de enriquecimento entre He e Z

Evoluo de galxias: evoluo qumica A evoluo da Galxia compreende a evoluo dinmica e a evoluo qumica. Para as galxias mais distantes, podemos tambm considerar a evoluo das propriedades fotomtricas, as quais devem ser, em princpio, relacionadas com a evoluo das propriedades fsicas dessas galxias. Estes trs aspectos esto correlacionados, e ocorrem simultaneamente em um dado objeto, embora costumem ser estudados de maneira independente. Em particular, a evoluo qumica da Galxia estuda a composio qumica das estrelas, gs, etc. em funo do tempo. Isto feito em termos da produo dos elementos qumicos pelas estrelas e do processo de ejeo e mistura dos elementos no meio interestelar. Seus objetivos incluem o estudo das distribuies de abundncias dos elementos, variaes da metalicidade com a idade e posio, variaes das abundncias relativas dos diversos elementos pesados, etc. Em particular, a evoluo qumica da Galxia estuda a composio qumica das estrelas, gs, etc. em funo do tempo. Isto feito em termos da produo dos elementos qumicos pelas estrelas e do processo de ejeo e mistura dos elementos no meio interestelar. Seus objetivos incluem o estudo das distribuies de abundncias dos elementos, variaes da metalicidade com a idade e posio, variaes das abundncias relativas dos diversos elementos pesados, etc.

Do ponto de vista da evoluo qumica, estamos particularmente interessados na circulao de matria entre o gs e as estrelas. A partir do meio interestelar so formadas as estrelas, sob uma certa funo de massa inicial (IMF) e segundo uma taxa de formao estelar (SFR). Essas estrelas evoluem, produzem novos elementos pela nucleossntese estelar, sofrem perda de massa e finalmente devolvem o material ao meio interestelar, a menos dos remanescentes inertes. Neste processo, o gs tem sua composio alterada ao longo do tempo, o que constitui a evoluo qumica da Galxia. Os modelos mais simples de evoluo qumica so analticos, como o chamado modelo simples, os modelos de caixa fechada e outros. Esses modelos tm o mrito de definir os espaos de parmetros com base em princpios fsicos simples, mas so muito limitados, geralmente considerando a aproximao de reciclagem instantnea do gs ejetado pelas estrelas, entre outras aproximaes. Modelos mais sofisticados so sempre numricos, envolvendo clculos detalhados da nucleossntese, formao de estrelas, migrao estelar, fases do meio interestelar, ventos, etc. A vantagem desses modelos que permitem obter variaes detalhadas da composio qumica dos principais elementos. Por outro lado, esses modelos so limitados no que diz respeito hidrodinmica dos processos de colapso e queda de matria, que so geralmente parametrizados. A soluo deste problema parece estar nos modelos quimiodinmicos, os quais esto ainda em um fase relativamente embrionria.