Nosso Endereço no Universo

Transcrição

1 Nosso Endereço no Universo Uma breve história da seqüência de descobertas que levou ao conhecimento de como é o Universo em que vivemos. Paulo S. Pellegrini MCT/Observatório Nacional

2 Desde a Pré-história Dentro de Casa, olhando a Rua onde moramos Terra e Céu

3 Percepção de Terra e Céu: estações do ano, movimentos do Sol, da Lua e das estrelas

4 A partir de 4000 A.C. A Descoberta do Bairro onde moramos O Conhecimento do Sistema Solar

5 Principal ação no período: determinação da forma da Terra e seu mapeamento

6 Descobrir como estão distribuidos no espaço e como se movimentam: o Sol...

7 a Lua...

8 Planetas: objetos celestes que se movimentam em relação a um fundo de estrelas aparentemente fixas. Movimento dos planetas sobre o fundo de estrelas: a trajetória apresenta trechos com movimento retrógrado (na direção contrária) e, em alguns casos, com um enlace como mostrado na figura Como explicar isto?

9 Sistemas para explicar o movimento dos planetas: Geocentrismo e Heliocentrismo

10 Geocentrismo Aristóteles (350 A.C.) Ptolomeu (150 )

11 Sistema Geocêntrico Terra Lua Mercúrio Vênus Sol Marte Júpiter Saturno Heliocêntrico Os planetas teriam movimento circular em torno da Terra e movimentos circulares com raios pequenos em torno de nehum outro corpo existente. Os movimentos retrógrado e de enlace seriam a visão, que teríamos da Terra, resultante de uma combinação desses dois movimentos. Era necessário assumir movimentos circulares de raios pequenosmuito diferentes para cada planeta e ausência deste movimento para o Sol e a Lua. Note-se que não haviaa idéiadaexistênciade umaforçaúnica (gravitacional) que atuasse sobre os corpos.

12 Heliocentrismo Aristarco de Samos (200 A.C.) Copérnico (1543)

13 Sistema Heliocêntrico Geocêntrico Sol Mercúrio Vênus Terra Lua Todos os planetas apresentam movimento em torno do Sol. A Lua apresenta o mesmo tipo de movimento em torno da Terra. Os planetas mais próximos do Sol orbitam mais rapidamente que os mais distantes. Esse movimento relativo é responsável pelos movimentos aparentes retrógrado e de enlace dos planetas. Este modelo de um único tipo de movimento foi fundamental para a idéia da existência da força gravitacional. Marte Júpiter Saturno Você está aqui

14 Galileu Galilei Aponta sua luneta para os Planetas, vê suas superfícies e descobre suas formas, satélites e fases. Terra e Planetas são objetos semelhantes

15 Mercúrio : Imagem obtida em telescópio moderno

16 Venus : imagem obtida em telescópio moderno

17 Marte : imagem obtida em telescópio moderno

18 Júpiter : imagem obtida em telescópio moderno

19 Saturno: imagem obtida em telescópio moderno

20 E o que descobre Galileu sobre a faixa, com aparência nebulosa, relativamente estreita, cortando o céu, denominada Via Láctea?

21 Ela é formada de estrelas

22 A partir de 1610 A Descoberta da Cidade onde moramos (inclusive o CEP) O Conhecimento da Nossa Galáxia

23 1775 Immanuel Kant Sugere que a Via Láctea seja um sistema de estrelas, achatado como um disco. Esquema mais tarde feito por Herschel vemos menos estrelas Por isso, quando olhamos na direção do plano desse disco, vemos mais estrelas do que quando olhamos na direção perpendicular ao plano. vemos mais estrelas

24 Tendo conhecimento da observação de objetos difusos e nebulosos, Kant especula que assim seriam vistos outros sistemas estelares, como o nosso, se estivessem muito distantes

25 1785- William Herschel Constrói e utiliza telescópio de diâmetro 1,2m Tenta, pela primeira vez, determinar a forma da Via Láctea, o sistema de estrelas em que vivemos.

26 Herschel assume que as estrelas têm mesmo brilho e estão distribuídas homogeneamente no espaço. Herschel argumenta que se o Universo de estrelas tem um limite visível, e sua forma é irregular (ou, achatada) deve-se contar mais estrelas em algumas direções que em outras. Exemplo real de diferenças de número de estrelas Campo de 20 x20 na direção da Via Lactea Campo de 20 x20 perpendicular à Via Lactea

27 A Nossa Galáxia como descrita por Herschel em1785 Herschel mapeia a Via Láctea realizando contagens sistemáticas de estrelas em 683 diferentes direções no céu. Tamanho da Via Láctea numa direção é proporcional à contagem naquela direção Encontra a seguinte forma para o nosso sistema de estrelas Sol

28 Herschel, também ciente da existência de objetos de aparência difusa, encontra e cataloga cerca de 5000 estrelas nebulosas. Exemplos de estrelas nebulosas Varia sua opinião se são objetos dentro da Via Láctea... ou outros sistemas de estrelas muito distantes, como especulado por Kant

29 Hugo von Seeliger (Obs Yerkes, EUA) Jacobus Kapteyn (Obs. Leiden, Holanda) Assim como Herschel, realizam contagens estelares em diferentes direções no céu, com técnicas e instrumentos mais modernos. Seeliger Kapteyn coordena um esforço internacional para pesquisar o máximo possível de área do céu. Kapteyn Usam propriedades conhecidas das estrelas mais próximas: distâncias e número relativo por intervalo de brilho

30 Distâncias Astronômicas Unidade Ano-luz A velocidade de propagação da luz no vácuo é cerca de km/s. Nesta velocidade, ela percorre uma distância de km em 1 ano. Por isso, a definição da unidade de distância 1 ano-luz = km.

31 Distâncias Astronômicas Exemplos Distâncias anos-luz km Sol - Terra 0, (8 minutos- luz) Sol Plutão (Sistema Solar) 0, (5,5 horas-luz) Sol Estrela mais próxima 4, Diâmetro da Galáxia (estimado por Kapteyn)

32 Modelo de Kapteyn para a nossa Galáxia O Universo conhecido, no início do século XX Sol Sistema de estrelas achatado, e mais denso no centro, com dimensões aproximadas: diâmetro anos-luz espessura anos-luz Sol situado próximo do centro

33 Para mapear o Universo é fundamental ter-se um método confiável para medir distâncias a partir apenas da luz emitida pelos objetos astronômicos e do donhecimento de alguma propriedade física absoluta do objeto ou do próprio Universo

34 Um Método Para Medir Distâncias Astronômicas Usando a diluição do Brilho com a Distância Para uma estrela situada em diferentes distâncias D medimos um brilho aparente B ap que é igual seu brilho intrínseco B in dividido (diluído) pela distância ao quadrado B ap = B in D 2

35 Um telescópio colhe menos luz de uma fonte, se está situado a uma distância maior Diluição do Brilho com a Distância

36 Um Método Para Medir Distâncias Astronômicas 1908 Henrietta Leavitt (Obs. Harvard, EUA) Descobre relação entre: o tempo de variação (Período) e o Brilho intrínseco de uma classe de estrelas com variação regular denominadas Cefeidas Brilho aparente Período Tempo em dias

37 Um Método Para Medir Distâncias Astronômicas Etapas para medir distâncias usando estrelas Cefeidas: 1 - Identificar uma estrela deste tipo 2 - Medir o período de variação de sua luz e seu brilho aparente B ap Brilho aparente Período Tempo em dias 3 - Usar a relação Período Brilho intrínseco para obter o brilho intrínseco B in Brilho intrínseco 4 - Usar a expressão B in B ap = D 2 para obter a distância D Período (dias)

38 Diferentes Propostas Para o Tamanho da Via Láctea e natureza das nebulosidades Heber Curtis Tamanho da Via Láctea como estimado por Kapteyn com método estatístico : x anos-luz Sol aproximadamente no centro Não confiava nas distâncias das Cefeidas Nebulosidades são galáxias como a Via Láctea, muito distantes =

39 Diferentes Propostas Para o Tamanho da Via Láctea e natureza das nebulosidades Harlow Shapley Mapeamento usando Cefeidas em aglomerados de estrelas anos-luz Sol Centro da Galáxia Nebulosidades são objetos pequenos dentro da Via Láctea

40 1920: Debate Curtis x Shapley Resultado do debate: Inconclusivo Nenhum dos dois debatedores mostrou argumentos científicos completamente convincentes. Ambos estavam certos sobre alguns ítens, mas errados com relação a outros. Em particular, ambos desconheciam a importância da poeira na Via Láctea que, na prática, diminui a luz observada das estrelas e, em algumas regiões, simplesmente bloqueia a totalidade dessa luz

41 1923 Edwin Hubble (Obs. Mount Wilson, EUA) Encontra uma estrela Cefeida numa das maiores nebulosidades, na constelação de Andrômeda... e calcula a distância da nebulosa como anos-luz! Muito além do maior diâmetro estimado para a nossa Galáxia: são portanto sistemas estelares distantes

42 Com o aperfeiçoamento dos métodos para medir distâncias, o surgimento de novos métodos e a construção de telescópios e instrumentos medidores com maior capacidade para obter melhores imagens, foi possível, ao longo do tempo, mapear a nossa Galáxia, obter uma descrição bastante confiável de sua forma e da nossa localização e avançar no processo de mapeamento do Universo.

43 Uma descrição atual da nossa Galáxia Um esquema de perfil Você está aqui Sol Bojo anos-luz Disco anos-luz poeira anos-luz Conteúdo estelar de estrelas anos-luz

44 Uma descrição atual da nossa Galáxia Um esquema de perfil Você está aqui Sol e a estimativa de Herschel anos-luz Bojo anos-luz Disco anos-luz poeira anos-luz

45 Uma descrição atual da nossa Galáxia Um esquema de perfil Você está aqui e a estimativa de Kapteyn Sol anos-luz Bojo anos-luz Disco anos-luz poeira anos-luz

46 Uma descrição atual da nossa Galáxia Nossa localização no braço de Orion Você está aqui

47 Uma Descrição da Nossa Galáxia com 2 Galáxias Semelhantes NGC 4321 Vista de frente Vista de perfil Bojo, disco, braços espirais Bojo, disco, poeira

48 De 1923 até hoje A Descoberta do Estado e do País onde moramos O Conhecimento do Universo

49 O Universo conhecido em Hubble determina distância para cerca de 20 nebulosas, mostrando que são sistemas de estrelas, como a nossa Galáxia, a milhões de anos-luz de distância. Para diferenciar das pequenas nuvens de gás, dentro da Via Láctea, esses objetos distantes passam a ser chamados de galáxias

50 Alguns do objetos catalogados por Herschel como estrelas nebulosas e que, com a melhoria da qualidade da instrumentação astronômica, se revelaram como galáxias de formas magníficas

51 NGC 4486 a anos-luz

52 NGC 4594 a anos-luz

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54 NGC 4486 a anos-luz

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57 NGC 628 a anos-luz

58 NGC 3079 a anos-luz

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60 Grande Nuvem de Magalhães a anos-luz

61 Um Método Para Medir Distâncias Astronômicas Alguns Conceitos Importantes Sobre a Luz A luz é uma perturbação do campo eletromagnético que se propaga pelo espaço (radiação eletromagnética) Intensidade λ e que pode ser parcialmente representada por uma onda distância Uma onda é completamente caracterizada pela sua intensidade máxima e pela distância entre 2 máximos da sua variação. Essa distância é chamada comprimento de onda (λ) Uma feixe de radiação pode conter desde apenas um comprimento de onda até uma infinidade de valores de λ.

62 Ao atravessar alguns materiais, a radiação pode ser espalhada nos seus infinitos comprimentos de onda e vemos o seu espectro prisma fenda luz branca λ crescente λ decrescente radio infravermelho visível ultravioleta raios-x Raios γ λ

63 O Espectro das Estrelas (e galáxias) Quando observamos a luz de uma estrela, espalhada nos seus comprimentos de onda (o espectro da estrela), vemos um contínuo de cores e linhas escuras onde há ausência de radiação estrela prisma fenda

64 O Espectro das Estrelas (e galáxias) No interior das estrelas, é produzido um espectro contínuo de cores Estrela Nas atmosferas das estrelas, os vários átomos absorvem a radiação vinda do centro, retirando do espectro alguns comprimentos de onda Cada átomo absorve um conjunto de comprimentos de onda característico

65 Efeito (Doppler) que acontece com a radiação Espectro de uma fonte de luz estacionária que emite e absorve radiação numa variedade de comprimentos de onda (ex. um estrela ou uma galáxia) A mesma fonte de luz se afastando comprimentos de onda Espectro se desloca para o vermelho A mesma fonte de luz se aproximando Espectro se desloca para o azul Medindo o deslocamento do espectro sabemos a velocidade da fonte

66 A Lei Descoberta por Hubble (1929) Vesto Slipher (Observatório Lowell, EUA), em 1914, foi o primeiro a indicar que todas as 14 galáxias, por ele observadas, apresentavam o espectro deslocado para o vermelho Edwin Hubble (Obs. Mount Wilson, EUA), medindo distâncias com estrelas Cefeidas e deslocamentos dos espectros para o vermelho, encontra uma importante propriedade do Universo

67 A Lei Descoberta por Hubble Quanto mais distante está uma galáxia, Seu espectro está mais deslocado para o lado vermelho Como o deslocamento do espectro para o vermelho é maior quanto maior for a velocidade com que a fonte está se afastando, este resultado significa que... quanto mais distante está uma galáxia, maior é a velocidade com que ela se afasta da nossa Galáxia

68 A Lei Descoberta por Hubble Um estimador de distâncias V = H D velocidade de afastamento (km/s), medida pelo deslocamento do espectro 20 km/s/milhõesanos-luz distância (em milhões de anos-luz) de uma Galáxia qualquer à nossa Galáxia km/s km/s km/s km/s anos-luz anos-luz Nossa Galáxia anos-luz anos-luz Medindo o deslocamento do espectro sabemos a velocidade de afastamento e podemos estimar a distância

69 O Universo Conhecido no Final do Século XX Mapeando as Galáxias com a Lei de Hubble Praticamente todas as galáxias, em alguma escala de tamanho, podem ser consideradas como parte de um sistema: pares grupos aglomerados superaglomerados grandes estruturas

70 Sistemas de 2 galáxias ligadas pela atração gravitacional Pares de Galáxias

71 São sistemas contendo entre 3 e 50 galáxias Grupos de Galáxias

72 O Grupo Local : onde está situada a nossa Galáxia Andrômeda M33 Nossa Galáxia Você está aqui Galáxias Elípticas anãs Galáxias Irregulares anãs < anos-luz >

73 Aglomerados de Galáxias Aglomerados de galáxias têm dimensões da ordem de de anos-luz < anos-luz >

74 Aglomerados de Galáxias e alguns chegam a conter mais de 1000 galáxias Abell 1689 Distância = 2,2 bilhões de anos-luz

75 O Superaglomerado da Virgem Aglomerado da Virgem Aglomerado de Fornax Você está aqui

76 A Observação do Universo Distante A presença de poeira ao longo do disco da nossa Galáxia bloqueia a visão na direção do plano do disco. Na região marcada Direção oculta pela poeira existem galáxias mas não as enxergamos. A observação óptica de galáxias distantes só pode ser feita em direções perpendiculares ao plano do disco da nossa Galáxia Direção oculta pela poeira Direção livre de poeira Sol Direção livre de poeira Nossa Galáxia Direção oculta pela poeira

77 As Grandes Estruturas do Universo Mapeamento de Galáxias no Hemisfério Sul ~ galáxias Superaglomerado da Virgem Aglom. Virgem Aglom. Fornax nossa Galáxia vazio filamento As galáxias e suas associações se agrupam em estruturas com formas de filamentos e paredes, que circundam grandes regiões vazias de material luminoso Parede vista de frente < anos-luz >

78 < anos-luz > Mapeamento de Galáxias nos Hemisférios Norte e Sul (anos 1980) ~ galáxias As grandes paredes de galáxias (que contém alguns Superaglomerados) têm uma dimensão característica de anos-luz e espessura anos-luz Superaglomerado da Virgem Você está aqui Parede vista de perfil nossa Galáxia Parede vista de perfil

79 As Grandes Estruturas do Universo Os grandes mapeamentos dos anos 1990 forneceram dados para cerca de galáxias e mostraram que as grandes paredes de galáxias são as maiores estruturas do Universo, se interconectam e circundam regiões vazias de objetos luminosos Os próximos mapeamentos dos anos 2000 fornecerão dados para cerca de de galáxias!

80 As Grandes Estruturas do Universo Uma rede de Superaglomerados Você está aqui Superaglomerado da Virgem Cada estrutura deste tipo é um superaglomerado

81 As Grandes Estruturas do Universo Uma rede de Superaglomerados Você está aqui Isto é uma Grande Estrutura Vazios entre as Grandes Estruturas

82 Imagem mais profunda do Universo, na faixa de luz visível. Galáxias mais distantes na figura estão a cerca de 10 bilhões de anos-luz

83 Nosso Endereço Casa (Rua) - PlanetaTerra Bairro - Sistema Solar Cidade - Via Láctea (Braço de Orion) Estado - Grupo Local País - Superaglomerado da Virgem Continente - Alguma grande estrutura Num Universo que contem ~ 100 bilhões de galáxias, x de estrelas, sendo maior que de anos-luz

84 Filme: Viagem até o Centro do Aglomerado da Virgem ~ de anos-luz Filme gentilmente cedido por Brent Tully Parte da localização do Sol, segue caminho dentro da Nossa Galáxia, - sai da Nossa Galáxia e mostra galáxias do Grupo Local, - segue por um caminho através de uma estrutura de galáxias que - vai até o aglomerado de Virgo - termina na galáxia central do aglomerado de Virgo O trajeto está todo contido na distância indicada pelas setas acima Estrelas próximas ao Sol e todas as galáxias estão em suas posições reais e são mostradas com imagens obtidas por telescópios na Terra Principais objetos estão identificados nas fotos a seguir na ordem em que aparecem no filme

85 Nebulosa de Orion (nebulosa gasosa) objeto da Nossa Galáxia; agrupamento de gás iluminado por algumas estrelas; região de formação estelar Nebulosa da Cabeça do Cavalo (nebulosa gasosa) objeto da Nossa Galáxia; agrupamento de gás iluminado por algumas estrelas; região de formação estelar Nebulosa da Hélice (nebulosa planetária): objeto da Nossa Galáxia; gás ejetado por uma estrela e iluminado por ela

86 Regiões de poeira da Nossa Galáxia; Nebulosa do Caranguejo objeto da Nossa Galáxia; gás ejetado por uma explosão de uma supernova Região central da Nossa Galáxia; Aglomerados estelares (globulares) da Nossa Galáxia Provável aparência da Nossa Galáxia vista de cima Imagem da Nossa Galáxia no filme é baseada em medidas reais da distribuição de estrelas mas é uma composição em computador

87 As duas Nuvens de Magalhães: pequenas galáxias irregulares, satélites da Nossa Galáxia Outras pequenas galáxias pertencentes ao nosso Grupo Local de galáxias Galáxias distantes formando uma estrutura ligando o Grupo Local ao aglomerado da Virgem Galáxias NGC 224 (Andrômeda, M31) e NGC 598 (M33): duas galáxias Espirais pertencentes ao Nosso Grupo Local

88 Aglomerado da Virgem Estrutura em forma de filamento Aglomerado da Virgem Galáxia Elíptica NGC 4486 (M87) Galáxia central do Aglomerado da Virgem

89 Da minha aldeia vejo quanto da terra se pode ver no Universo... porque eu sou do tamanho do que vejo e não do tamanho da minha altura... (Alberto Caeiro)