Via Láctea (I) Vera Jatenco IAG/USP.

Transcrição

1 Natureza da Galáxia Principais componentes Meio interestelar: nuvens, poeira, extinção, HI Braços espirais Populações Centro da Galáxia: buraco negro Via Láctea (I) Vera Jatenco IAG/USP AGA semestre/2010

2 Descobrindo a Galáxia Via Láctea = caminho de leite (lactea = leite em latim). Do grego, Galaxias Kyklos = círculo leitoso (γαλαξίας =galaxias = leite). Segundo a mitologia grega, leite derramado pela deusa Hera. A olho nu, faixa de aparência leitosa que atravessa o céu.

3 Descobrindo a Galáxia Em 1609, Galileo descobre que a Via Láctea é feita de "um vasto número de estrelas fracas". Imagem HST

4 Descobrindo a Galáxia mais estrelas menos estrelas Em 1750, Thomas Wright sugere que a Via Láctea seja uma casca esférica de estrelas. Universos ilhas de Immanuel Kant.

5 Entre 1758 e 1780, Charles Messier observa e cataloga 110 nebulosas. Descobrindo a Galáxia Nebulosa = objeto de aparência difusa, como uma nuvem, diferente das estrelas e planetas. Entre 1786 e 1802, William Herschel e família catalogam milhares de nebulosas. Será que estas nebulosas são os universos-ilhas de Kant?

6 Descobrindo a Galáxia ~300 milhões de estrelas 8 mil anos luz (2,5 kpc) Sol Em 1785, William Herschel faz uma contagem de estrelas supondo que a luminosidade é a mesma para todas pode assim calcular suas distâncias. Imagina a Via Láctea como um disco, com o Sol próximo do centro. Esta visão da Via Láctea vai predominar até o início do Séc. XX.

7 Descobrindo a Galáxia 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...

8 Descobrindo a Galáxia 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... A poeira! Nós não podemos ver claramente além de ~2 kpc. Luz visível é absorvida pela poeira. O papel da poeira só fica bem estabelecido no início da década de 1930.

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

10 Descobrindo a Galáxia 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.

11 Em 1926, a natureza da Galáxia fica estabelecida definitivamente quando Edwin Hubble mostra que as nebulosas espirais estão muito além da Via Láctea. Descobrindo a Galáxia Hubble utilizou a relação Período- Luminosidade das Cefeidas (Henrietta Leavitt) como indicador de distância.

12 A Galáxia Halo da galáxia Bojo Barra Halo Bojo Sol Disco com braços espirais Disco Sol Hoje, como imaginamos que seja a Galáxia.

13 A Galáxia Sol Bojo Disco NGC 4565, como seria nossa Galáxia vista de perfil. Note a faixa de poeira no plano do disco.

14 A Galáxia Disco Bojo imagem de Axel Mellinger Nossa Galáxia vista de dentro (isto é, da Terra). Note a faixa de poeira no plano do disco. Imagem feita com a luz visível.

15 A Galáxia Disco Bojo Nossa Galáxia vista de dentro (isto é, da Terra). Note a faixa de poeira no plano do disco. Infravermelho próximo (1,2 2,2 microns)

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

17 Meio Interestelar (MIS) O espaço entre as estrelas não é completamente vazio. ~10% da massa visível da Galáxia. ~99% gás e ~1% poeira (porcentagem da massa do MIS). raios cósmicos, campos magnéticos, radiação eletromagnética. Onde nascem as estrelas e para onde vai o material sintetizado por elas.

18 Propriedades do meio interestelar Tipo Temperatura (K) Densidade (cm 3 ) Meio inter-nuvem mais de ,1 1,0 Nuvens difusas Nuvens escuras (moleculares) ar: cm 3 vácuo de laboratório: cm 3 Fonte: J. Lépine, 2009 A Via Láctea, nossa ilha no universo Nuvem de poeira, Saco de Carvão Região HII, Nebulosa Bolha Resto de supernova, Cygnus Loop

19 Meio Interestelar Um feixe de luz pode ser absorvido ou espalhado somente por partículas com um diâmetro próximo ou maior que o comprimento de onda da radiação incidente. A absorção ou o espalhamento produzido pelas partículas aumenta com a diminuição do comprimento de onda da radiação. poeira Rogelio Bernal Andreo (Deep Sky Colors)

20 A poeira muda a cor dos objetos Opacidade do meio interestelar: as estrelas parecem mais fracas e mais vermelhas do que realmente são.

21 Poeira interestelar Como um meio tão fino e tão esparso pode bloquear a luz das estrelas tão efetivamente? A chave é a extensão: a distância entre as estrelas. A baixa densidade multiplicada pelo grande volume significa muita poeira no caminho óptico. Observações no infravermelho poeira é constituída de silicatos, carbono e ferro. A poeira: contém gelo sujo água congelada contaminada com alguns traços de amônia, metano e outros componentes parecida com a da cauda dos cometas do nosso sistema solar. 0,0001 mm 1000 Å

22 Regiões de formação estelar Nebulosas de emissão: nuvens brilhantes e quentes (ionizadas) de matéria interestelar. Regiões HII. Associadas a estrelas jovens de tipo O ou B. 100x mais denso que o MIS; temperatura ~ 8000 K. eta Carina Nebulosas de reflexão: Associadas a estrelas que não são quentes o suficiente para ionizar o gás. Nuvens escuras de poeira: Temperatura ~ 20 K; 1000x mais densas que o MIS. Associadas a nebulosas de emissão. Áreas muito obscurecidas. NGC1977 ( running man ) Nuvens moleculares: Frias (~ 20K) mas muito densas, 1 milhão de vezes o MIS. Tamanho ~10-50 pc, matéria suficiente para formar milhões de estrelas como o Sol. Dark River perto de Antares

23 Gás Neutro: Regiões HI: ~ 100 K. Gás neutro do MIS detectadas pela linha de 21cm (1,4 GHz) do Hidrogênio atômico. configuração excitada. configuração de menor energia.

24 Braços A Via Láctea seria uma nebulosa espiral? Easton, Primeiro esboço dos braços espirais da Via Láctea.

25 Braços Aglomerados h e χ Persei Braço de Perseus Braço de Sagitário Distribuição dos Aglomerados Estelares Abertos (p.ex., Plêiades, Híades...) Braço de Orion Sol

26 Braços espirais Braços espirais no disco Galáctico.

27 Obscurecimento pela poeira No visível, é impossível observar o outro lado da Galáxia. Isto é feito no infravermelho e em rádio. Regiões HII também traçam os braços.

28 Populações estelares No início dos anos 1940, aproveitando os apagões da 2 a Guerra Mundial, Walter Baade descobre que as estrelas se dividem em duas populações: População I: estrelas ricas em metais + azuis no disco da Galáxia movimento circular População II: estrelas pobre em metais + vermelhas no bojo e no halo da galáxia movimento elíptico, fora do disco.

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

30 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.

31 Centro da Galáxia Imagem em rádio em 333 MHz. A fonte rádio Sagitário A* coincide com o centro da Via Láctea. Observamos vários restos de supernovas. 0,5

32 Centro da Galáxia Infravermelho, campo de 50. Infravermelho, com destaque ao centro Galáctico. Infravermelho, onde vemos centenas de estrelas próximas de Sagitário A*. Com infravermelho podemos observar através da poeira.

33 Centro da Galáxia Movimento de estrelas próximas do centro da Galáxia, observadas desde Massa no interior de ~130 U.A. = 3, M. Buraco Negro Super Massivo.

34 Centro da Galáxia Massa no interior de ~130 U.A. = 3, M. Buraco Negro.

35 Componentes da Galáxia Bojo Disco Halo Diâmetro 2 kpc 30 kpc ~200 kpc Massa total M M M Luminosidade L L 1, L Pop. estelar população II população I população II O Bojo é a componente mais brilhante, as estrelas estão concentradas. Halo O Disco é a componente mais luminosa, têm a maior parte das estrelas. Bojo O Halo é a de maior massa e o menos luminoso. Disco

36 Excursão Didática sábado dia 23/10/2010 Saída do IAG 10h Retorno ao IAG 23h Prova 2 dia 21/10 Matéria: aulas 7, 8 e 9 do Prof. Alex Fim