mas refletindo corretamente A barra e braços da Galáxia

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Aula 6:Componentes

Imagem com nomesem posiçoes erradasmas refletindocorretamenteA barra e braçosda Galáxia


O bojoA partir de imagem deste tipo a existênciada barra foi inferida


Galaxia elíptica


Perfis de densidades que valem tanto para galáxias elipticasquanto para aglomerados globularesLei de de VaucouleurΣ (r) = Σ e exp { -7.67[ (r/r e ) ¼-1]}r e = raio efetivo = raio que contém a metade da luminosidade(não a metade do brilho, a luminosidade se obtém integrando!)Σ 0 ≈ 2000 Σ ea densidade de massa desprojetada não é tratável analiticamente ,por isso a função empírica de de Vaucouleurs não é muito útilr ebrilho total= B = 2∫0Σ( r)2πrdr = 7.22 r e2 Σ e


Perfil de King (1966)partiu de modêlo dinâmico, densidadevolumétrica, não superficial, inicialmentepara aglomeradosρ = k { r 2 1/ 2[1 + (r1c)]-[1 +1rt( )rc2]1/ 2} 2brilho central Σ 0raio do “core” = r c no qual Σ = Σ 0 /2raio terminal ou “de maré” r tno qual adensidade ( e brilho superficial) = 0c= log (r t / r c ) parâmetro às vezes usadopara distinguir as curvaspara r=0 gradiente tende a zero


Perfil de King - Mihalas e Binney p. 309 - NGC4472


NGC2477 aglomerado abertoda Galáxia, distância 1.2 kpcidade 700 Ma


Lei de Hubble na verdade devida a Reynolds (1913) mas muitousada por HubbleΣ (r) = Σ 021( 1 + r /r 0 )Σ é o brilho superficial e Σ 0 o brilho central (para r =0 ),para r=r 0o brilho cai para ¼ do brilho central.


Lei de Hernquist (1990) ApJ 356, 359ρ(r)=M2πar(r13+ a)∞∞Integrando-se ρ dV com r indo de 0 a obtém-se a massa M ∞metade da massa contida dentro do raio r 1/2= (1 +2 a )GM2r=vr2→v=GMr2GMBrv( r)=2r ( r + a)=GMBr( r1+a)


aio que contém a metade da massaperfil de brilho de Hernquistcomparado com o de deVaucouleur


Disco


Para discos de galáxiasface-onΣ = Σ exp( −r0/rd)


Perfil de brilho de uma galáxia: bojo e disco


Distribuição de densidade truncada internamente(Kormendy 1977)ρ( r)= ρ0exp{ −rr0−r(rh)n}Sem o ultimo termo (r h =0) voltamos a expressão exponencialtradicional.Para o brilho superficial de uma galáxia a expressão equivalente(o que equivale a dizer que a escala na direção Z é cte)µ ( r)= µ0exp{ −rr0−(rhr)n}


BULGE-DISK DECOMPOSITION OF 659 SPIRAL AND LENTICULAR GALAXYBRIGHTNESS PROFILES Baggett et al. ApJ 1998 ajustam bojo com perfil dede Vaucouleur e disco “truncado” internamente (Kormendy)µ ( r)= µ0exp{ −rr0−(rhr)n}Kormendy 1977


Escalas de altura de estrelas no disco: discos fino e espesso

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