Massas de galáxias


Assim como a massa de uma estrela é a sua característica física mais importante, também nas galáxias a massa tem um papel crucial, não apenas em sua evolução como sistemas individuais, mas na evolução do próprio Universo. Por exemplo, da quantidade de massa das galáxias depende a densidade de matéria visível do Universo.

A melhor maneira de medir a massa é a partir das velocidades das estrelas devido à atração gravitacional entre elas. Em galáxias elípticas, as velocidades medidas são velocidades médias, pois os movimentos das estrelas nesses sistemas têm componentes de mesma magnitude nas três direções, e todas seguem órbitas bastante elípticas.

Massas de galáxias elípticas

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As massas das galáxias elípticas podem ser determinadas a partir do Teorema do Virial, segundo o qual num sistema estacionário (cujas propriedades não variam no tempo), a soma da energia potencial gravitacional das partículas e o dobro de sua energia cinética, é nula, ou seja:

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onde img20 é a energia potencial gravitacional e img21 é a energia cinética.

Podemos considerar uma galáxia como um sistema estacionário (pois ela não está nem se contraindo nem se expandindo), cujas partículas são as estrelas.

A energia cinética das estrelas na galáxia pode ser escrita como:

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onde M é a massa total da galáxia e v é a velocidade média das estrelas, medida pelo alargamento das linhas espectrais (Alargamento espectral acontece porque, com estão em movimento aleatório, algumas produzirão um deslocamento das linhas espectrais para o azul e outras para o vermelho. Esses dois deslocamentos, juntos, resultam em um alargamento das linhas).

A energia potencial gravitacional é

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onde R é um raio médio da galáxia que pode ser estimado a partir da distribuição de luz. Combinando as três equações acima achamos que

img27

Esse mesmo método pode ser usado também para calcular as massas de aglomerados de galáxias, assumindo que eles são estacionários. Nesse caso, consideraremos cada galáxia como uma partícula do sistema. A energia cinética pode ser calculada pelos deslocamentos das linhas espectrais, e a energia potencial gravitacional pela separação média das galáxias do aglomerado.
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Massas de galáxias espirais

As galáxias espirais têm grande parte das estrelas confinadas ao plano do disco, com órbitas quase circulares, e velocidades que dependem da distância ao centro.

Curva de rotação para a galáxia espiral NGC3198.
Curva de rotação para a galáxia espiral NGC3198.

Em galáxias espirais, nas quais o movimento circular das estrelas no disco é dominante sobre o movimento desordenado das estrelas do bojo, a massa pode ser determinada através da curva de rotação, v(R), que é um gráfico da velocidade de rotação em função da distância galactocêntrica. As velocidades de rotação em cada ponto são obtidas medindo o deslocamento Doppler das linhas espectrais.

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Assumindo que a maior parte da massa da galáxia está no bojo interno, e que portanto o movimento rotacional das estrelas no disco é determinado pela massa do bojo, podemos determinar essa massa através da igualdade da força gravitacional com a força centrífuga, da mesma maneira como determinamos a massa da nossa Galáxia.

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Chamando M(R) a massa interna ao raio R, temos que

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Nas partes externas de muitas espirais, a velocidade v(R) não depende mais de R, ou seja, v(r) permanece constante, de forma que quanto maior o raio R, maior a massa M(R) interna a ele. Como as partes externas das galáxias são muito fracas, a partir de um certo valor de R a luminosidade não aumenta mais, mas de acordo com a curva de rotação a massa continua crescendo. Isso significa que uma grande parte da massa das galáxias deve ser não luminosa, e é conhecido como o problema da massa escura.


<<<Classificação morfológica de galáxias

A formação e evolução das galáxias>>>


FONTE: Universidade Federal do Rio Grande do Sul – UFRGS

Créditos: Kepler de Souza Oliveira Filho / Maria de Fátima Oliveira Saraiva

© Os textos, gráficos e imagens desta página têm registro: ISBN 85-7025-540-3 (2000), ISBN 85-904457-1-2 (2004), ISBN 978-85-7861-187-3 (2013), e só podem ser copiados integralmente, incluindo o nome dos autores em cada página. Nenhum uso comercial deste material é permitido, sujeito às penalidades previstas em lei.
© Kepler de Souza Oliveira Filho & Maria de Fátima Oliveira Saraiva

Imagens Extras: NASA / HubbleSite

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