Decima Quarta Aula. Introdução à Astrofísica. Reinaldo R. de Carvalho

Tamanho: px

Começar a partir da página:

Download "Decima Quarta Aula. Introdução à Astrofísica. Reinaldo R. de Carvalho"

Herman Pinhal Belmonte
6 Há anos
Visualizações:

1 Decima Quarta Aula Introdução à Astrofísica Reinaldo R. de Carvalho pdf das aulas estará em

2 ! Capítulo 14!! A Nossa Galáxia - Descrição Geral da Galáxia! - Formação dos Braços Espirais! - Diferentes Populações Estelares! - O Núcleo da Galáxia

3 Descrição da Galáxia A Via Láctea é um conjunto de estrelas distribuído em forma de disco. Quando olhamos o céu noturno vemos uma faixa de luz cruzando o céu. Quando olhamos na direção perpendicular vemos relativamente menos estrelas.

4 Nossa Galáxia, vista real.

5 Como era vista nossa Galáxia Em um artigo de 1785, o astrônomo Inglês William Herschel apresentou este mapa da nossa Galáxia. Ele determinou a forma da Galáxia através da contagem de estrelas em várias partes do céu. Suas conclusões foram erradas porque a poeira interestelar, bloqueando a visão de estrelas mais distantes, o levou à ideia errônea de que o Sol está no centro d Galáxia.

Encontrando o Centro da Galáxia Uma pequena camada de névoa faz com que seja difícil enxergar à longa distância,mas conseguimos ainda observar acima da névoa A

6 Encontrando o Centro da Galáxia Uma pequena camada de névoa faz com que seja difícil enxergar à longa distância,mas conseguimos ainda observar acima da névoa A poeira interestelar torna difícil enxergar distante ao longo do disco da Galáxia, mas podemos enxergar ainda objetos que estão na direção perpendicular ao disco.

Período e Luminosidade para Variáveis Cefeidas e RR Lyrae Esta figura mostra a relação entre Período de Luminosidade para variáveis Cefeidas e RR Lyrae.

7 Período e Luminosidade para Variáveis Cefeidas e RR Lyrae Esta figura mostra a relação entre Período de Luminosidade para variáveis Cefeidas e RR Lyrae. Cefeidas apresentam um grande domínio de luminosidade - quanto mais luminosas maior o período. RR Lyrae, ao contrário, são estrelas variáveis do ramo horizontal que têm aproximadamente a mesma luminosidade, cerca de 100 L.

8 RR Lyrae em um Aglomerado Globular Na figura são indicadas três variáveis RR Lyrae no aglomerado globular M55. A partir da magnitude aparente média e da luminosidade média (cerca de 100 L ) calculamos que sua distancia é cerca de 6500 pc.

9 A Galáxia em Infravermelho

10 Nossa Galáxia

11 Órbitas Estelares na Nossa Galáxia Estrelas no disco da nossa Galáxia movem-se em órbitas (em amarelo) que permanecem no plano do disco mas estrelas do halo e aglomerados globulares movem-se em órbitas (em vermelho) que são orientadas em ângulos ao plano do disco.

12 Populações Estelares

13 Interações Magnéticas no Átomo de H

14 O céu em 21-cm

15 Uma Técnica para Mapear a Galáxia

16 A galáxia espiral M83

17 Nossa Galáxia vista de cima

18 A Rotação da Nossa Galáxia

19 A Rotação da Nossa Galáxia

20 Curva de Rotação da Galáxia Se não existisse matéria além do raio visível da Galáxia, a velocidade orbital a grandes distâncias do centro deveria decrescer como mostrado pela linha tracejada: Isto não é o que observamos.

21 A Galáxia e seu Halo de Matéria Escura

22 Micro-lente por Matéria Escura no Halo Galáctico Na medida que a anã marrom move-se através da Galáxia (de a para 7), ela passa entre a Terra e a estrela distante Quando uma anã marrom está na linha de visada, ela atua com uma lente gravitacional e faz com que a estrela distante apareça mais brilhante

23 Dilema do enrolar dos braços espirais Imagine 4 estrelas alinhadas ao longo de uma linha ligando ao centro da Galáxia. Imagine que as estrelas tenham a mesma velocidade orbital mas viajam em órbitas de diferentes circunferências Quando a estrela A completa 1/2 de uma órbita, estrelas B, C e D só completaram 1/4 ou menos de uma órbita. Após uma órbita da estrela A, a e s t r e l a B c o m p l e t o u somente 1/2 de uma órbita e estrelas C e D ficaram bem para trás Quando a estrela A completa sua segunda órbita, o padrão espiral continua a enrolar-se mais apertadamente.

Uma Onda de Densidade Uma onda de densidade em uma galáxia espiral é uma região que move-se lentamente, onde estrelas, gás e poeira estão empacotadas mais

24 Uma Onda de Densidade Uma onda de densidade em uma galáxia espiral é uma região que move-se lentamente, onde estrelas, gás e poeira estão empacotadas mais densamente do que no resto da galáxia. Na medida que o material da galáxia passa através de uma onda de densidade, ele é comprimido. Isto aciona a formação estelar.

25 Formação Estelar no Modelo Onda de Densidade Setas Azuis: Movimento lento do braço espiral. Setas Vermelhas: Movimento rápido do gás e poeira interestelar - este material é comprimido dentro de um braço espiral.

26 Esta imagem infravermelho mostra onde a poeira se acumula na medida que o material dentro de M51 passa através de seus braços espirais. Imagens rádio de M51 mostram que o H também acumula na mesma região, assim dando inicio a formação estelar. Formação Estelar em M51

27 Vários Tipos de Espirais

28 Vários Tipos de Espirais

29 Diferentes Populações Estelares são encontradas em diferentes regiões da nossa Galáxia

30 Estrelas orbitando o centro da nossa Galáxia As órbitas foram medidas sobre um período de 8 anos e indicam a presença de um Buraco Negro de massa igual a 3.7 x 10 6 M

Documentos relacionados

A Galáxia. Curso de Extensão Universitária. Introdução à Astronomia e Astrofísica. 19 a 23 de julho de Vera Jatenco - IAG/USP

A Galáxia. Curso de Extensão Universitária. Introdução à Astronomia e Astrofísica. 19 a 23 de julho de Vera Jatenco - IAG/USP A Galáxia Curso de Extensão Universitária Introdução à Astronomia e Astrofísica 19 a 23 de julho de 2010 Vera Jatenco - IAG/USP Conteúdo Histórico da Galáxia Distâncias dentro da Galáxia Componentes da