Galáxias: Via Láctea. 1a parte: propriedades gerais. Sandra dos Anjos IAGUSP. Histórico: Modelos da Galáxia

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1 Galáxias: Via Láctea 1a parte: propriedades gerais Histórico: Modelos da Galáxia Estrutura, Forma e Dimensões da Via-Láctea - Bojo, Disco, Halo e Barra - A Região Central Sandra dos Anjos IAGUSP Agradecimentos: Prof. Gastão Bierrenback e Prof. Vera Jatenco

2 Vimos na aula passada que entre as estrelas da nossa Galáxia, existe um meio, o Meio Interestelar-MIS, constituído por gás e poeira, além de raios cósmicos, partículas de altas energias e fótons. Vimos, em particular, o gás e a poeira, e a transformação que a luz sofre ao atravessar nuvens do MIS, a produção da linha de 21cm do hidrogenio - que nos permite inferir sobre a estrutura dos braços da Galáxia, e também como as linhas proibidas, fenômeno possível somente no MIS, são formadas. Nesta aula veremos como se consolidou o conhecimento sobre a estrutura, forma, dimensões, conteúdo estelar, e o movimento das estrelas na Galáxia, além de importantes fenômenos dinâmicos, recentemente explicados, que podem justificar a formação de braços no disco da Via-Láctea. Veremos que a informação sobre o comportamento da velocidade das estrelas no disco da Galáxia nos leva a um problema, ainda em aberto, conhecido como "Matéria Escura

3 Origem do nome - Galáxias...aparência nebulosa, esbranquiçada! Romano, Via - Láctea (caminho de leite) Grego, Galáxia (leite)

4 Desta visão...chegamos a esta..! Como?

5 O conhecimento e a estimativa do tamanho e da estrutura da Galáxia dependem da determinação da Distância de Estrelas". d1 d2 d3 d4 PS: Durante todo o curso vários métodos de determinação de distância foram apresentados e enfatizou-se, que, apesar de não ser uma grandeza física é fundamental para se obter grandezas físicas como fluxo, e outras informações como a que apresentamos neste Roteiro...

6 Nas 3 primeiras décadas do século XX astrônomos gradualmente deduziram o tamanho e estrutura da Galáxia utilizando o número de estrelas em função da distância. Um tipo de estrelas conveniente para estas medidas são as estrelas variáveis do tipo Cefeida, cuja variabilidade é da ordem de dias. Vimos especificamente este tema no Roteiro 17- Estrelas Variáveis".

7 A causa da variabilidade deste tipo de estrela é devido a contração e expansão física das camadas externas do envelope, causada por oscilações de relaxação térmica. Neste tipo de estrela é possível utilizar a equação do Módulo de Distância para inferir a distância das estrelas, como descrito a seguir. Se conheço o período P, observando uma estrela variável, posso obter a L ou magnitude absoluta (M), via relação bem estabelecida do Período-Luminosidade de estrelas Cefeidas (figura abaixo). A distância pode ser então calculada observando-se o brilho aparente... m(ap) M(abs) = 5log d (pc) 5 (expressão quase correta ) observada Obtida via Relação Período-Luminosidade P-L

8 ...a partir de medidas de distâncias de estrelas, foi possível obter o primeiro modelo da forma da Galáxia, como veremos a seguir...

9 Primeiras Concepções sobre a Forma da Via-Láctea menos estrelas mais estrelas Em 1750 Thomas Wright sugere que a Via Láctea seja uma casca esférica de estrelas....os Universos ilhas de Immanuel Kant. Acreditavam que a Via-Láctea era um, entre outros Universos ]Ilhas"

10 Descobrindo Galáxia sobre a Forma da Via-Láctea PrimeirasaConcepções ~300 milhões de estrelas Sol 8 mil anos luz (2,5 kpc) Em 1785, William Herschel inicia estudos quantitativos realizando contagens de estrelas supondo que a luminosidade é a mesma para todas > usa as estrelas como traçadores de distância... Imagina a Via-Láctea como um disco, com o Sol próximo do centro, resultando na concepção desenhada acima. Esta visão da Via-Láctea vai predominar até o início do Séc. XX.

11 Descobrindo a Galáxia sobre a Forma da Via-Láctea Primeiras Concepções Sol Se contarmos o número de estrelas em direções opostas, o número é mais ou menos o mesmo. A conclusão lógica é de que estaríamos no centro da distribuição das estrelas. Mas falta um elemento neste raciocínio...considerar os efeitos que a poeira povoca na luz, modificando-a, e que só foram bem estabelecidos no início da década de 1930 Nós não podemos ver claramente além de ~2 kpc. - Luz visível é absorvida pela poeira.

12 Um passo a mais... : modelos de Kapteyn e Shapley Kapteyn aumenta a estatística, e assume que as estrelas tem L diferentes - encontra uma forma onde o Sol está quase no centro Shapley utiliza como traçador de distância aglomerados globulares

13 Herschel, Kapteyn - Erraram porque não consideram obscuração (A) ou absorção (A) galáctica devido aos efeitos sobre a luz no MIS. m M = 5log d(pc) 5 + A (absorção) Shapley (ver próxima figura) - Usa Cefeidas em aglomerados globulares, cuja distribuição espacial destes é quase esferica no halo da Galáxia, e percebe que o Sol não se encontra no centro desta distribuição. Obtem um modelo bem mais realista. Oort, Lindblad - Paralelamente, já sabiam pelos estudos dinâmicos que o Sol não está no centro da VL.

14 Primeiras Concepções sobre a Forma da Via-Láctea No início do Séc. XX, Harlow Shapley nota que o Sol não está no centro da distribuição espacial de aglomerados globulares. Conclui que o Sol não está no centro da Via-Láctea. Podemos ver aglomerados distantes.

15 Grande debate: escala do Universo A questão do tamanho da Galáxia e a natureza das nebulosas (principalmente as espirais) é central para a compreensão da escala do Universo. Premissas do Grande Debate de 1920: Harlow Shapley acreditava que: - Via Láctea muito grande e única - Sol a 20 kpc do centro - Nebulosas fazem parte da galáxia Heber D. Curtis acreditava que: - Via Láctea pequena - Sol está no centro - Nebulosas são universos ilhas

16 Veremos no próximo roteiro que foi Hubble quem esclareceu esta questão... Algumas nebulosas NÃO fazem parte da VL, são objetos extragalácticos

17 Via-Láctea: visão hoje Observações em rádio (gás) e IR (poeira) complementam a visão mais detalhada da estrutura da VL, além da comparação que podemos fazer com galáxias externas observadas

18 Visão atual da estrutura da Via Láctea vista de perfil e de face Face Perfil Regiões HII Estrutura Nuvens moleculares - disco fino - disco espesso ~ al - halo - barra - bojo: componente brilhante na região central, onde estrelas de população velha e pobre em metais estão concentradas (?!) abriga núcleo denso de estrelas, radiofonte e BH (MBH ~ 4x10 6Msol. ) Conteúdo: gás, poeira e estrelas, essencialmente

19 Visão atual da estrutura da Via Láctea vista de perfil e de face Face Perfil Estrutura - disco fino - disco espesso - bojo: abriga núcleo denso de estrelas, radiofonte e BH (MBH ~ 4x10 6Msol ) - halo - barra Conteúdo: gás, poeira e estrelas, essencialmente

20 A Galáxia em outros comprimentos de onda 360 graus Infravermelho próximo: estrelas frias Visível: estrelas próximas Infravermelho médio e distante: poeira e moléculas

21 Constituintes das Componentes da Galáxia Disco - Estrelas jovens e ricas em metais (população I veremos adiante porque...) - Aglomerados abertos - Regiões HII - Nuvens moleculares, gás e poeira Bojo - Estrelas velhas e pobres em metais (população II) Halo - Aglomerados globulares

22 Vejamos com um pouco mais de detalhes o que sabemos sobre as Componentes Estruturais BOJO Clássico: componente brilhante central onde as estrelas estão concentradas. Recentes estudos tem indicado a presença de um pseudo-bojo, um bojo formado por processos de evolução secular (veremos adiante o significado deste processo) -Região brilhante confinada na região central da galáxia e mais espessa que o disco, com forma quase sempre elipsoidal -Constituído basicamente de estrelas velhas, de população II Contêm o núcleo ou centro galáctico Galáxia vista de Face

23 Núcleo na região central do Bojo Galáxia vista de Perfil

24 Centro da Galáxia Constelações e estrelas mais brilhantes na região do centro galáctico.

25 CENTRO...conjunto de observações em diferentes comprimentos de onda - Obs radio mostram um grupo de pequenos objetos conhecido como Sagitarius A (Sgr A) - Não se sabe exatamente o tamanho - Sítio de forte emissão X (fonte é Sgr A*) e mais recentemente obs em Infra vermelho (IR) - Muitas nuvens com alta velocidade indicando grande quantidade de massa - Segmento de braço se afastando do centro sugerindo evento explosivo BN Supermassivo ou aglomerado denso? ---> BN com (M~ Msol)

26 Centro da Galáxia Movimento de estrelas próximas do centro da Galáxia, observadas desde Massa no interior de ~130 U.A. = 3,4 x 106 Mo. Buraco Negro Super Massivo.

27 Centro da Galáxia Massa no interior de ~130 U.A. = 3,4x106 Msol Buraco Negro.

28 Centro da Galáxia - Imagem no visível. - Vários aglomerados abertos e globulares estão marcados. - Janela de Baade:... região com pouca poeira por onde observamos melhor o bojo. - A luz difusa vem de muitos milhões de estrelas.

29 Centro da Galáxia...com infravermelho podemos observar através da poeira. Infravermelho, campo de 50. Infravermelho, com destaque ao centro Galáctico. Zoom centrado em Sg A*, uma fonte de rádio bem no centro da VL, onde se obs centenas de estrelas próximas de Sagitário A* dentro de 1 al ou 0,3 pc.

30 - Binárias com anãs brancas, estrelas de nêutrons e/ou buracos negros. - Restos de supernovas. - Emissão associada a Sagitário A*. - Imagem em rádio em 333 MHz. - A fonte rádio Sagitário A* coincide com o centro da Via Láctea. - Observa-se vários restos de supernovas. 0,5 Imagem de Sgr A* em raios-x

31 Veremos no próximo Roteiro-20 a 2a etapa de temas da Galáxia, ou seja, fenômenos relacionados com a cinemática do disco abordando o que chamamos de rotação diferencial e formação dos braços espirais.