A Via-Láctea. Explorando o Universo, dos Quarks aos Quasares: FIS2009. Rogério Riffel

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1 A Via-Láctea Explorando o Universo, dos Quarks aos Quasares: FIS2009 Rogério Riffel

2 Visão histórica Via Láctea: Caminho esbranquiçado como Leite; Galileo a Via-Láctea é composta por uma multitude de estrelas (1610). Nos anos 1700 Immanuel Kant e Thomas Wrigth propuseram que a Via-Láctea deve ser um disco estelar em rotação e que o nosso Sistema Solar é apenas uma componente dentro deste disco. Em 1780 William Herchel produz o primeiro mapa da Via-Láctea. Para tal ele contou estrelas em 683 regiões diferentes do céu. Premissas: i) Todas as estrelas têm a mesma magnitude absoluta ii) A densidade de estrelas no espaço é aproximadamente constante. iii) Não existe NADA entre as estrelas iv) Ele era capaz de observar os limites da distribuição de estrelas.

3 Visão histórica Mapa da Via Láctea William Herschel (1780) Conclusão: O Sol deve estar muito próximo do centro da distribuição de estrelas e o tamanho do disco é 5 vezes maior que a altura.

4 Visão histórica Via Láctea: Caminho esbranquiçado como Leite; Galileo a Via-Láctea é composta por uma multitude de estrelas (1610). Nos anos 1700 Immanuel Kant e Thomas Wrigth propuseram que a Via-Láctea deve ser um disco estelar em rotação e que o nosso Sistema Solar é apenas uma componente dentro deste disco. Em 1780 William Herchel produz o primeiro mapa da Via-Láctea. Para tal ele contou estrelas em 683 regiões diferentes do céu. Premissas: i) Todas as estrelas tem a mesma magnitude absoluta ii) A densidade de estrelas no espaço é aproximadamente constante. iii) Não existe NADA entre as estrelas iv) Ele era capaz de observar os limites da distribuição de estrelas. Kapteyn (1915) fez medidas contando a densidade de estrelas e como essa variava. Concluiu que o Sol estava a 38 pc do ao norte do plano do centro Galáctico e a 650 pc do centro e determinou um tamanho de 20 kpc para a Galáxia.

5 Visão histórica Harlow Shapley (entre 1915 e 1919) fez a medida de estrelas variáveis W-Virgins e mediu a distância de 93 Aglomerados Globulares. Ao analisar a distribuição de distâncias do A.G., Shapley concluiu que: i) Os aglomerados não estão distribuídos uniformemente. ii) Estão centrados na constelação de Sagittarius, estimou 15 kpc de distância de nós ao centro. iii) A distância estimada para o Aglomerado mais distante foi de 70 kpc (55 kpc além do centro). iv) Assumindo que a distribuição de aglomerados representa o tamanho da Via-Láctea ele concluiu que a VL tem 100 kpc de diâmetro (5 x maior que a proposta de Kapteyn).

6 Visão histórica Modernamente sabemos que ambos os modelos estavam errados! Kapteyn subestimou e Shapley superestimou. Qual foi o erro deles?

7 Visão histórica Modernamente sabemos que ambos os modelos estavam errados! Kapteyn subestimou e Shapley superestimou. Qual foi o erro deles? R: Não consideraram o avermelhamento.

8 Meio Interestelar: Extinção e Avermelhamento Distância entre partículas

9 Meio Interestelar: Extinção e Avermelhamento É causada pela poeira interestelar concentrada principalmente no plano da Galáxia e que também extingue e avermelha a luz das estrelas. A extinção interestelar é dada em magnitudes e é representada pela letra A com um subscrito indicando a banda espectral a que se refere, por exemplo, a extinção interestelar na banda B é AB e na banda V é AV.

10 Meio Interestelar: Extinção e Avermelhamento Devido a poeira interestelar concentrada principalmente no plano da Galáxia e que também extingue e avermelha a luz das estrelas.

11 Meio Interestelar: Extinção e Avermelhamento

12 Exemplo visual da extinção

13 Nossa visão da Galáxia no Início de 1900 Tudo antes de 1923 focava em duas perguntas i) O que é a Via Láctea? a) inicialmente: forma, tamanho e onde está o Sol. b) qual o seu tamanho e quais os movimentos internos (se existem). ii) O que são as grandes nebulosas? a) Primeiro Catalogá-las e descrevê-las com os grandes telescópios. b) Segundo São grupos estelares não resolvidos ou nebulosas gasosas c) Finalmente: Elas pertence à Via Láctea ou são externas (Universos Ilhas)

14 Nossa visão da Galáxia no Início de 1900 Para responder essas questões, faz-se fundamental ter métodos precisos de medidas para grandes distâncias

15 Distâncias dentro da galáxia Para responder essas questões, faz-se fundamental ter métodos precisos de medidas para grandes distâncias Métodos: - Radar: Planetas Internos e outros objetos próximos da Terra (não disponível na época) - Paralaxe heliocêntrica: Planetas externos e estrelas próximas (até 500 pc); - Paralaxe espectroscópica: Estrelas a distâncias de até pc. Tamanho da galáxia: ~ pc ( AL) Como medir distâncias maiores do que pc?

16 Distâncias dentro da galáxia Para responder essas questões, faz-se fundamental ter métodos precisos de medidas para grandes distâncias Métodos: - Radar: Planetas Internos e outros objetos próximos da Terra (não disponível na época) - Paralaxe heliocêntrica: Planetas externos e estrelas próximas (até 500 pc); - Paralaxe espectroscópica: Estrelas a distâncias de até pc. Tamanho da galáxia: ~ pc Como medir distâncias maiores do que pc? R: Relação Período-Luminosidade de estrelas variáveis pulsantes.

17 Distâncias dentro da galáxia: Hubble

18 Distâncias dentro da galáxia Imagem do artigo original de Hubble, analisando as estrelas variáveis da galáxia de Andrômeda. Fonte:

19 A Via-Láctea A evolução dos métodos para medir a distância e da tecnologia permitiu coletar melhores dados (imagens e espectros); o que nos permitiu determinar melhor as dimensões e a estrutura da Via-Láctea. The Milky Way Galaxy. Serge Brunier

20 Como é a Nossa Galáxia?

21 The Milky Way Galaxy. Forma Serge Brunier Via-láctea Outra galáxia vista de perfil (NGC 4565) ID: eso0225a

22 A Via-Láctea é rica em Meio Interestelar Gás e poeira entre as estrelas Gás : domina em massa H e He dominam Ionizado, neutro, molecular

23 A Via-Láctea é rica em Meio Interestelar Poeira: Partículas minúsculas poeira = 1% da massa do gás Formadas principalmente de: Carbono Silício Gelo Outros materiais (Fe, Mg, ) Absorve a luz visível e reemite no infravermelho

24 Por comparação com outras galáxias... Andrômeda (M31) NGC 4314 Em outras galáxias: Nebulosas gasosas geralmente se encontram distribuídas em uma estrutura espiral. É razoável supor que nossa Galáxia também tem uma estrutura espiral. É difícil visualizar a estrutura espiral pois estamos dentro do disco galáctico, e cercados de poeira interestelar, que bloqueia a luz.

25 Qual o tipo da nossa Galáxia? Telescópio COBE (micro-ondas) Mosaico

26 Estrutura e Dimensões

27 Resposta: uma espiral, com o Sol no plano do disco

28 Escalas da Galáxia

29 Escalas da Galáxia

30 Escalas da Galáxia Concepção artística: -way/

31 Estrutura da Galáxia: Componentes

32 Halo Estelar Formato esferoidal, envolvendo a Galáxia Baixa densidade Composto dominantemente por aglomerados globulares A população de estrelas é antiga (População II), com estrelas avermelhadas/amareladas (mais frias) dominando

33 O Halo da Via-Láctea: Aglomerados Globulares e estrelas de campo A massa luminosa do Halo não é muito grande (~109 Msol), 1% disso são os aglomerados e o resto estrelas de campo. Em suma, não há muita coisa no Halo, mas as estrelas ali contidas contém muita informação sobre a história inicial da Galáxia.

34 Bojo Região central da Galáxia Forma esferoidal Estrelas amareladas e avermelhadas mais frias A população de estrelas é predominantemente velha (a chamada População II) Possui gás e poeira Barra

35 Disco Forma de um disco achatado Exibe braços espirais A população dominante em número é de estrelas frias (alaranjadas/avermelhadas) Mas possui muitas estrelas azuladas (quentes e jovens) que são tipicamente mais luminosas População I (mais jovem) Aglomerados abertos

36 Disco fino e disco espesso Credit: Amanda Smith, IoA graphics officer

37 Movimento das estrelas na galáxia

38 Movimento das estrelas na galáxia

39 Determinação da Massa e Curva de Rotação Para determinar a massa em galáxias espirais podemos considerar a rotação do tipo Kepleriana Através de observações no óptico e em rádio, os astrônomos mediram o movimento do gás no disco, até distâncias além do limite visível da Galáxia, e determinaram, assim, a curva de rotação da Galáxia, que é a velocidade de rotação em função da distância ao centro.

40 Determinação da Massa e Curva de Rotação (Wikimedia Commons user Stefania.deluca)

41 A Curva de rotação da Via-Láctea O Sol, as outras estrelas, as nebulosas gasosas, e tudo o que faz parte da galáxia, gira em torno do centro galáctico movido pela atração gravitacional da grande quantidade de matéria localizada no C.G. Observado Órbitas Keplerianas: da mesma forma que os planetas giram em torno do Sol. Teórico

42 A Curva de rotação da Via-Láctea Disco em rotação Terra em torno do Sol

43 A curva de rotação da Galáxia

44 A curva de rotação da Galáxia - Como a matéria diminui a curva de rotação deveria cair na periferia da Galáxia. - Mas não é isso que acontece. Pelo contrário, a curva de rotação aumenta ligeiramente para distâncias maiores, o que implica que a quantidade de massa continua a crescer. A nossa Galáxia contém matéria não-visível? Sim, 2/3 e se estende muito além da matéria visível. Como podemos tentar entender isso?

45 O Halo da Via-Láctea: Halo de Matéria escura - Quando toda a massa das componentes luminosas da Via-Láctea é combinada a massa da Galáxia é da ordem de 9 x 1010 Msol - Este valor é um bom valor para distâncias galactocêntricas menores que R0 (distância do centro ao Sol) - Órbitas além de R0 não são explicadas. - Aparentemente há uma outra componente crucial que causa distorções no disco de gás HI (Warps) - O Halo de matéria escura se distribui envelopando o halo estelar se estendendo a ~230Kpc. - Baseado na influência gravitacional na matéria luminosa pode-se determinar a forma da distribuição de matéria escura.

46 O Halo da Via-Láctea: Halo de Matéria escura A forma da distribuição de matéria escura pode ser expressa como: Expressão para a distribuição da matéria escura, proposta por: Navarro Frenk White (NFW) ρ0 e a são escolhido de modo a ajustar a função Esta função se comporta como 1/r se r << a e 1/r3 se r>>a. Resulta em: MDMhalo = 5.4 x 1011Msol (r = 50 kpc) MDMhalo = 1.9 x 1012Msol (r = 230 kpc) - 95% da massa da Galáxia é de Matéria Escura

47 O Centro Galáctico - A densidade de estrelas no centro galáctico é extremamente alta. - Muita poeira e gás na direção do centro. - Extinção de cerca de 30 magnitudes. - O Sol está localizado no plano do disco (30pc). O que faz com que praticamente toda a poeira e gás do disco fique na linha de visada. - Devido a isso as observações do centro Galáctico só podem ser feitas em comprimentos de onda maiores que 1 micron ou em Raios-X ou Raios-Gama.

48 O Centro Galáctico - No inicio dos anos 80, medidas de velocidade das estrelas a partir das bandas do CO (2,3 μm) revelaram que as velocidades abaixo de 2 pc não obedecem a distribuição isotermica (deveriam ter r -2.7). Ou que deve ter uma massa muito grande ocupando um volume pequeno. - Observações mais recentes mostram que a estrela S2, muito próxima do centro Galático tem um período orbital de cerca de 15,2 anos.

49 O Centro Galáctico - No início dos anos 80, medidas de velocidade das estrelas a partir das bandas do CO (2,3 μm) revelaram que as velocidades a distâncias menores que 2 pc do centro não obedecem a distribuição isotérmica, o que indica que deve ter uma massa muito grande ocupando um volume pequeno no centro da Galáxia. - Observações mais recentes mostram que a estrela S2, muito próxima do centro Galáctico, tem um período orbital de cerca de 15,2 anos.

50 O Centro Galáctico Órbitas das estrelas no Centro Galáctico

51 O Centro Galáctico Mapa das estrelas do Centro Galáctico (Gillesen et all., 2009, ApJ, 707,114) Massa Maior erro é a incerteza na determinação de R0

52 O Centro Galáctico: Rádio Fontes - Na década de 30 Jansky faz as primeiras observações nos comprimentos de onda rádio do centro Galáctico. - Medidas melhores são feitas depois da Segunda Guerra Mundial (a rádio astronomia cresceu muito com a tecnologia desenvolvida para comunicação). - Observações rádio mostram lóbulos de gás ionizado na dezena de parsecs centrais da VL.

53 A Via Láctea sobre o ALMA:

54 O Centro Galáctico: Rádio Fontes Emissão rádio (20 cm) do centro da nossa Galáxia.

55 O Centro Galáctico: Radio Fonte Emissão rádio (20 cm) do centro da nossa Galáxia. Imagem rádio feita com o VLA do núcleo do centro Galáctico. Essa imagem ocupa cerca de 8 x o tamanho da Lua. VLA

56 O Centro Galáctico: Rádio Fonte Emissão rádio (6 cm) do centro da nossa Galáxia revela braços espirais nucleares.

57 O centro Galáctico: Buraco negro Supermassivo em Sgr A. - As evidências levantadas até agora dão conta de que há uma grande massa confinada em uma região muito pequena (~2 UA). Logo tudo indica haver um buraco negro supermassivo no centro da Via-Láctea. Sua massa e raio são dados abaixo. A emissão oriunda da acresção de matéria por esse buraco negro supermassivo no centro da Via-Láctea deve ser detectada (mais na aula sobre AGNs)

58 O Centro Galáctico: Rádio Fonte Emissão em raios gama e raios X foram detectadas em 2015 usando o telescópio Fermi Veja mais em:

59 O Centro Galáctico: Rádio Fonte Observações do VLA revelaram a presença de duas nuvens de gás ionizado sendo emitidas em lados opostos de Sgr A.

60 O Centro galático: Bolhas (FERMI) Ao lado uma ilustração do flare em Raios-X observada com o Chandra.

61 A Galáxia é um Ambiente Dinâmico Movimentos: a matéria se move órbitas, turbulência, Evolução: Gás e poeira do meio interestelar formam estrelas, planetas, cometas, etc Estrelas evoluem

62 O que resta saber sobre nossa Galáxia? Qual a natureza da matéria escura? Quando e como se formou a Galáxia? Como e a que passo o gás foi convertido em estrelas (histórico de formação estelar) Como o meio interestelar é transformado em estrelas?