Noções de Astronomia e Cosmologia Aula 11 A Via Láctea
Via Láctea: faixa de aparência leitosa Do latim, caminho de leite
Galileu e a luneta Em 1609, Galileu descobre que a Via Láctea é feita de "um vasto número de estrelas fracas" Não conseguimos resolver as estrelas individualmente, por isso a aparência nebulosa Imagem obtida por Roger Smith, do Cerro Tololo Interamerican Observatory
Descobrindo a Galáxia Sua parte mais brilhante fica na direção da constelação de Sagitário, sendo melhor observável no Hemisfério Sul durante as noites de inverno Em 1750, Thomas Wright sugere que a Via Láctea seja uma casca esférica de estrelas Nós estamos aqui Crédtio: Gastão Lima Neto
Kant: Nebulosas inconsistentes com a ideia de distribuição esférica são universos ilha Nuvens de Magalhães
Descobrindo a Galáxia Entre 1758 e 1780, Charles Messier observa e cataloga 110 nebulosas (objetos de aparência difusa, como uma nuvem) Entre 1786 e 1802, William Herschel e família catalogam milhares de nebulosas Universos-ilha de Kant? Crédtio: Gastão Lima Neto
Estrutura de nebulosas 1845: Lord Rosse, na Irlanda, constrói o Leviatã, um telescópio de 1,8 m (o maior até o começo do séc. XX) Descobre a estrutura espiral de algumas nebulosas Estas nebulosas fazem ou não parte da Via Láctea? Grande debate de 1920 http://tectonicablog.com/?p=12143 M99 The Cambridge Illustrated History of Astronomy
http://amazing-space.stsci.edu/resources/explorations/groundup/lesson/basics/g44/ M51 Com telescópios antigos, a imagem vista era difusa M51 com telescópios atuais O Leviatã permitiu a Lord Rosse ver o formato espiral de M51. Ele desenhou as partes mais brilhantes como sendo mais escuras NASA/AURA/STScI
Descobrindo a Galáxia 1785: William Herschel supõe que a magnitude absoluta é a mesma para todas as estrelas e que a densidade de estrelas é ~constante conta o número de estrelas que conseguia observar em diferentes direções conclui que a Galáxia era um sistema achatado, sendo ~5x maior na direção do plano galáctico do que na direção perpendicular a ele Como enxergava o mesmo número de estrelas em qualquer linha de visada ao longo do plano, conclui que o Sol deveria estar próximo ao centro da Galáxia Esta visão da Via Láctea vai predominar até o início do Séc. XX
SOL
Descobrindo a Galáxia Herschel não tinha como saber as distâncias das estrelas primeira medida da paralaxe feita só em 1838 Jacobus Kapteyn (1922): fez a contagem de estrelas registradas em placas fotográficas determinou as distâncias das estrelas próximas medindo suas paralaxes e movimentos próprios Concluiu que a Via Láctea tinha a forma de um disco com 20 kpc de diâmetro com o Sol praticamente no centro (d = 650 pc)
Descobrindo a Galáxia Harlow Shapley (1919): mediu as distâncias de 150 aglomerados a partir das estrelas RR Lyrae neles presentes e assim mapeou a sua localização na Galáxia. aglomerados globulares uniformemente distribuídos acima e abaixo do plano da Via Láctea, mas mais concentrados na direção da constelação de Sagitário Se o centro da distribuição dos aglomerados globulares coincide com o centro da Via Láctea: Sol está a ~15-20 kpc do centro da Via Láctea Via Láctea tem extensão total de 100 kpc
Descobrindo a Galáxia Qual o tamanho da Galáxia e a natureza das nebulosas? Grande Debate de 1920: Crédito: Vera Jatenco
Descobrindo a Galáxia Qual dos dois modelos está correto? NENHUM!!! O Universo de Kapteyn é pequeno demais com o Sol muito próximo ao centro da Galáxia O de Shapley é muito grande Ambos falharam devido aos efeitos de extinção interestelar!
Descobrindo a Galáxia Kapteyn: observou predominantemente no disco da Galáxia grande extinção Tamanho subestimado Shapley: estudo de objetos fora do plano da Galáxia pouca extinção mas... A poeira não nos deixa observar claramente além de ~2 kpc! Erros na curva de calibração período-luminosidade para estrelas variáveis fizeram com que superestimasse a distância aos aglomerados Os erros de calibração eram devido à extinção! O papel da poeira só fica bem estabelecido no início da década de 1930
Descobrindo a Galáxia Edwin Hubble (1926): nebulosas espirais estão muito além da Via Láctea a natureza da Galáxia fica estabelecida Forma da Via Láctea determinada através de observações em comprimentos de onda longos, como rádio e infravermelho, que podem penetrar a poeira presente no plano da galáxia
Estrutura da Galáxia A Galáxia tem a forma de um disco circular (ou levemente elíptico), com diâmetro de cerca de 50 kpc e espessura de ~300-1000 pc O disco está embebido em um halo esférico formado pelos aglomerados globulares e provavelmente grande quantidade de matéria não luminosa, que se estende por no mínimo 100 kpc O bojo é uma região esférica de ~2 kpc de raio, envolvendo o núcleo da Galáxia
Vista da Terra (imagem no visível) Da posição do Sol, onde estamos, a Galáxia é vista de perfil, daí a forma de faixa. Muita poeira no plano do disco
Observações em vários comprimentos de onda Infravermelho próximo: estrelas frias Visível: estrelas próximas Infravermelho médio e distante: poeira e moléculas Crédito: Vera Jatenco
Estrutura da Galáxia Duas componentes morfológicas principais: componente esferoidal (halo+bojo) componente achatada (disco + braços espirais). massa do disco: 2 a 13% massa do bojo: 1 a 6% massa do halo: 81 a 97% O disco da Galáxia: Concentra grande parte do gás e poeira Apresenta estrutura de braços espirais
Disco Braços espirais: estruturas associadas à formação estelar O Sol está na borda interna de um braço, chamado "braço de Órion", que contém, por exemplo, a Nebulosa de Órion. Crédito: Vera Jatenco
Disco Difícil visualizar a estrutura espiral pois estamos dentro do próprio disco galáctico e cercados de poeira interestelar Crédito: Vera Jatenco
Disco Mapeadores da estrutura espiral: mapeadores óticos: objetos brilhantes como estrelas OB, regiões HII e estrelas cefeidas variáveis mapeadores em rádio: principal = linha de 21cm do H neutro
Deslocamento Doppler Christian Doppler (1842): uma fonte que se move ao longo da linha de visada do observador tem todos os comprimentos de onda de seu espectro deslocados comprimentos de onda deslocados para valores maiores se a fonte se afasta menores se a fonte se aproxima NASA/JPL-Caltech
Disco O disco da Galáxia tem uma rotação diferencial que lembra a dos planetas: estrelas mais próximas da centro galáctico se movem mais rápido do que as mais distantes O Sol revolve em torno do centro da nossa galáxia com uma velocidade de ~220 km/s, completando uma volta a cada ~233 milhões de anos
Sol na Galáxia Localizado 30 pc acima do plano galáctico e 8 kpc do centro Linha de visada para a centro da Galáxia: ~30 magnitudes de extinção! Possui uma velocidade perpendicular ao plano galáctico alta (~7,2 km/s) Em 15 milhões de anos, estará ~85 pc acima do plano galáctico ficará acima da maior parte da poeira! Na vizinhança solar: densidade do gás é 0,04 3 MSol/pc (H atômico ~77%, moléculas ~17% e íons ~6%)
Bojo e o centro da Galáxia Densidade de estrelas de 106 MSol/pc3 (106x mais densa do que nas proximidades do Sol) A fonte brilhante de rádio Sagitário A* coincide com o centro da Via Láctea O núcleo da Galáxia apresenta: flares diários Presença de um buraco negro central supermassivo grande quantidade de gás ionizado centenas de anãs brancas, estrelas de nêutrons, buracos negros, restos de supernovas
Crédito: Vera Jatenco
Centro da Galáxia Imagem no visível Vários aglomerados abertos e globulares indicados Janela de Baade: região com pouca poeira por onde observamos melhor o bojo Crédito: Vera Jatenco
Buraco negro no centro da Galáxia M = 3,7 (2) x 106 MSol Rsch = 0.08 AU = 16 RTerra
Halo Componente menos luminosa da Galáxia Contém aglomerados globulares e estrelas com alta velocidade perpendicular ao plano galáctico Pelo menos 150 aglomerados globulares distantes de 500 pc a 120 kpc do centro da Galáxia Duas populações de aglomerados: Aglomerados velhos, com metalicidade baixa e distribuição extensa e esférica Aglomerados jovens, de alta metalicidade, com distribuição mais achatada e próxima ao disco
Halo Os aglomerados mais jovens têm ~11 bilhões de anos enquanto os mais velhos, um pouco mais de 13 bilhões de anos Metalicidade baixa Metalicidade alta Carroll & Ostlie
Populações Estelares Estrelas são formadas de matéria do ISM e retornam matéria a ele via ventos estelares, pela ejeção de nebulosas planetárias ou explosões de supernova Esta matéria contém mais metais do que antes 45 http://www.cfa.harvard.edu
Populações Estelares No Big Bang, formado H e He (um pouco de Li) As primeiras estrelas praticamente não continham metais (Z=0) A próxima geração de estrelas formadas era muito pobre em metais (Z pequena mas diferente de zero) Cada geração acumulou mais e mais metais população de estrelas ricas em metais (Z até 0,03) 46
Populações Estelares População III: estrelas formadas logo após o Big Bang (Z=0) População II: estrelas pobres em metais População I: estrelas ricas em metais Classificação veio a partir da cinemática: População I tem velocidades menores em relação ao Sol que População II. População I encontrada predominantemente no disco da Galáxia enquanto que População II encontrada acima e abaixo do disco 47
Populações estelares População III: estrelas formadas logo após o Big Bang (Z=0) População II: estrelas pobres em metais População I: estrelas ricas em metais Bojo: predominam estrelas amarelas e vermelhas frias Halo: predominam estrelas vermelhas frias Disco: predominam estrelas azuis quentes
Populações estelares Halo http://astro.if.ufrgs.br/vialac
Populações estelares Bojo: metalicidade variada (muito pobres a muito ricas em metais) Idades variadas: três grupos (< 200 x 106 anos; 9 9 entre 200 7 x 10 anos; e > 7 x 10 anos) Mais velhas são mais ricas em metais que as mais jovens! Surto de supernovas de colapso muito tempo atrás enriqueceu o meio? Estrelas jovens formadas com material que caiu no bojo (mais homogêneo)?
Canibalismo galáctico As nuvens de Magalhães estão a 52 (grande) e 61 kpc (pequena) da Terra Parecem ter sofrido interação de maré com a Via Láctea ~200 milhões de anos atrás observa-se uma região estreita de linhas de emissão do H I que se estende mais de 180o no céu seguindo as nuvens Evidência de interação gravitacional de outras galáxias satélites também Galáxia anã a 16 kpc do centro galáctico alongada na direção do centro está sendo incorporada à Galáxia
Consequência das colisões Via Láctea + galáxia anã de Sagitário (1995)
Consequência das colisões Via Láctea + Galáxia Anã do Cão Maior (galáxia satélite da Via Láctea mais próxima, apenas 42.000 anos-luz do centro galáctico) Descoberta em 2003 (está localizada atrás do plano da Via Láctea grande extinção) Sofre efeitos de forças de maré da Via Láctea estrutura de anel Alguns aglomerados globulares parecem estar associados com a Galáxia Anã do Cão Maior Crédito: Nicolas Martin & Rodrigo Ibata, Observatoire de Strasbourg, 2003
Curva de Rotação 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 Podemos medir a velocidade para corpos em várias distâncias do centro de rotação Ex: Sistema Solar Crédito: Vera Jatenco
Curva de Rotação Observações em rádio: movimento do gás no disco medido Maior parte da matéria luminosa da Galáxia encontra-se interna à órbita solar (9 x 1010 MSol) A partir desse ponto, a curva de rotação deveria decrescer (da mesma forma que a velocidade dos planetas diminui à medida que aumenta sua distância ao Sol)
Curva de Rotação Mas não é isso que acontece! A curva de rotação aumenta ligeiramente para distâncias maiores a quantidade de massa é maior que aquela vista Carrolll & Ostlie
Curva de Rotação Depende da distribuição de massa Qual a distribuição de massa necessária para se obter uma curva de rotação flat (v(r)=cte)? mm F = G 2 e r R Para a casca esférica:
Curva de Rotação Para uma esfera: F r = Gm Massa interna à esfera de raio r Mr r 2 Supondo que as estrelas girem nos braços em movimento circular 2 mv F =m a = r GM r m r 2 2 V r M r= G
Curva de Rotação Diferenciando em relação à r: Eq. estrutura estelar (conservação da massa) 2 V r = 2 4 Gr dm r V 2 = dr G dm r 2 =4 r dr Para curva de rotação 2 constante r r Contagem de estrelas na Galáxia densidade cai muito mais rapidamente além deste Halo ponto! luminosa r r 3,5
Curva de Rotação http://astro.if.ufrgs.br/vialac
Curva de Rotação Nossa Galáxia contém matéria não-visível que se estende muito além da matéria visível! Constitui até 95% da massa total da Galáxia Distribuída em um halo extenso (pelo menos até 100 kpc) em torno da Galáxia
O que resta saber sobre a Galáxia? Qual a natureza da matéria escura? Quando e como se formou a Galáxia? Histórico de formação estelar: como e a que passo o gás foi convertido em estrelas