AGA210 Via Láctea: a nossa galáxia - astro.iag.usp.brpicazzio/aga210/apresentacao/via-lactea.pdf · galáxia, ele deduziu que estamosa 30 milanos luz, na direção da constelação

Fonte:

Astronomia e AstrofísicaKepler de Souza Oliveira Filho e Maria de Fátima Oliveira Saraiva

http://astro.if.ufrgs.br/index.html

Introdução à AstronomiaAGA210

Via Láctea: a nossa galáxia

Enos PicazzioIAGUSP/2006

Via Láctea: faixa nebulosa que atravessa o hemisfério celestede um horizonte a outro. Em grego significa “caminho leitoso”. Esse foi o nome adotado para a nosssa galáxia.

Parte mais brilhante: direção da constelação de Sagitário, sendo melhor observável no Hemisfério Sul durante as noites deinverno.

Galileo Galilei (1564-1642): com seu telescópio descobriu que ela consistia de uma multitude de estrelas.

William Herschel (1738-1822): descobridor de Urano, mapeoua Via Láctea e descobriu tratar-se de um sistema achatado. • seu modelo: Sol ocupava posição central na galáxia,

Nossa galáxia

Primeiros mapeamentos da Galáxia

Enos Picazzio, IAGUSP/2006

Primeira tentativa de desvendar a estrutura da nossa galáxia, foi feita por William Herschel (1785), baseado em observações ópticas.

Acreditava-se que tinha a forma de um rebolo, com o Sol no centro.

Jacobus Kapteyn (1851-1922): início do séc. 20, primeira estimativa do tamanho da Via Láctea

Primeiros mapeamentos da Galáxia

Nossa galáxia

SOL


Harlow Shapley (1885-1972): nos anos de 1920, estudando adistribuição dos aglomerados globulares, determinou overdadeiro tamanho da Via Láctea e a posição periférica do Sol

Como concluiu que o Sol não ocupava o centro?

Percebeu que os aglomerados globulares, que formam um haloem torno da Galáxia, estavam concentrados em uma direçãoespecífica; não eram vistos na direção oposta.

Conclusão: o Sol não está no centro de nossa galáxia.

Como determinou a distância?

Admitindo que o centro do halo coincide com o centro de nossa galáxia, ele deduziu que estamos a 30 mil anos luz, na direção da constelação do Sagitário.

Nossa galáxia


Forma da Via Láctea: determinada através de observações em comprimentos de onda longos (rádio e infravermelho) que podem penetrar a poeira presente no plano galáctico:

• disco circular

• diâmetro = 30.600 pc = 100.000 anos-luz• espessura = 1500 pc

Morfologia


Visão artística da Via LácteaBaseada nas observações do telescópio espacial Spitzer (NASA)

Image credit: NASA/JPL-Caltech/R Enos Picazzio, IAGUSP/2006

A reciclagem da matéria


Galáxia vista em diferentes comprimentos de onda

Emissão do hidrogênioatômico em 21 cm

Emissão em rádio pelomonóxido de carbono

Luz infravermelha(60-100 microns) emitida pela poeira

Luz infravermelha(1-4 micr) das estrelas

Luz visível emitida pelas estrelas e absorvida pelos grãos

Emissão em raio X por gás aquecido (difusa) e binárias (pontuais)

Raios gama emitidos da colisão de raios cósmicos com nuvens interestelares


Morfologia• O disco está embebido em um halo esférico • é formado por aglomerados globulares e aparentemente grande quantidade de matéria não luminosa.

• o halo está centrado no

núcleo da Galáxia, estende-se por no mínimo 100.000 pc, bem além dos limites do disco galáctico.

• o bojo é uma região

esférica de 2.000 pc de raio, envolvendo o núcleo.

Galáxia NGC2997 como uma representação da Via Láctea.


Morfologia• O Sol orbita o centro da galáxia a uma distância aproximada de8500 pc.

• Da posição do Sol a Galáxia é vista de perfil,daí a forma de faixa.

• As estrelas próximas do Sol apresentam deslocamento Doppler nos seus espectros → então, há movimento relativo entre as estrelas → logo, o discoda Galáxia não gira como corpo rígido e sim com movimento kepleriano (como os dos planetas em torno do Sol): estrelas mais próximas docentro galáctico movem-se mais rápido que as mais distantes.

Deslocamento para o vermelho

Morfologia

• Matéria do disco: estrelas, gás e poeira do meio interestelar (MI)

• Gás interestelar: constituído na maior parte por hidrogênio neutro, que não éluminoso.

• perto de estrelas muito quentes e massivas, o hidrogênio é ionizado pela radiação ultravioleta das estrelas, e brilhapor fluorescência (Processo de absorção e reemissão de energia por um elétron: a energia absorvida aumenta aquantidade de energia do elétron. Ao retornar ao estado anterior esse elétron emite o excesso de energia em forma de luz).

• existindo muito hidrogênio ao redor destas estrelas, ele serávisível como uma nebulosa gasosa de emissão, muito brrilhante, chamada Região HII.

Nebulosa de Órion. Nebulosa de Órion. Enos Picazzio, IAGUSP/2006

Hidrogênio neutro (HI):

emite uma linha espectral no comprimento de onda de 21 cm, usada para mapear a distribuição desse gás. A emissão nessa linha teve umpapel chave na determinação da estrutura espiral da Galáxia.

Por causa da alta abundância de hidrogênio, ela é observada em todas as direções.

Morfologia


Messier 83, em Centauro

no visível em rádio, 21 cm

Origem da linha em 21 cm do átomos de hidrogênio:

• elétrons e prótons têm rotação (spins).

• os sentidos podem ser iguais ou opostos.

• em cada caso os níveis de energias são diferentes

• diferença de energia entre estes dois níveis corresponde a uma frequênciade 1420,4 MHz, ou comprimento de onda de 21,049 cm

• a transição entre estes dois níveis é que dá origem à linha

• a previsão foi feita em 1944 pelo dinamarquês Hendrick Christoffel van de Hulst, mas a observação só ocorreu em 1951, pelos americanos Harold Ewen e Edward Mills Purcell.

Morfologia


Estrutura Espiral

Estrutura espiral é comum em galáxias.

Nossa Galáxia tambémtem estrutura espiral,

mas não é simples visualizá-la pois

estamos dentro dopróprio disco galáctico,

e cercados de poeira interestelar que bloqueia a luz.

M31 (Andrômeda)M31 (Andrômeda)

NGC4314NGC4314Enos Picazzio, IAGUSP/2006

Podemos mapear os braços espirais usando objetos peculiares da estrutura espiral.

Há dois tipos básicos:

• mapeadores óticos: objetos brilhantes como estrelas OB,regiões HII e cefeidas variáveis;

• mapeadores em rádio: a linhade 21cm do hidrogênio neutro(que é abundante e presente em todas as direções).

Estrutura Espiral


Estrutura Espiral

Esboço do perfil


Estrutura Espiral

• observações no visível e no rádio indicam quatro braços espirais principais:


• o Sol está na borda interna de um braço pequeno , "braço de Órion", que contém, entre outros aspectos marcantes, aNebulosa de Órion.

• internamente ao braço de Órion, encontra-se obraço de Sagitário,

• externamente encontra-se o braço de Perseu.

• o quarto braço (Norma) parece estar entre obraço de Sagitário e o centro galáctico, mas émuito difícil de detectar por ter sua emissão misturada à emissão do centro da Galáxia.

ilustração

imagem sintetizada

Estrutura Espiral

A causa da estrutura espiral ainda não está bem definida.

Idéia inicial: os braços espirais são formados pela rotação

A falha do modelo: observações de estrelas velhas indicam que a Via Láctea deve ter no mínimo 10 bilhões de anos.Nesse tempo, o material nas vizinhanças do Sol já teriaexecutado cerca de 20 rotações em torno do centro galáctico, e isto implicaria em braços espirais mais enrolados que o observado.

diferencial. Como o material mais distante do centro tem menor velocidadede rotação do que o mais próximo docentro (movimento kepleriano), uma pequena perturbação no disconaturalmente se espalharia em formaespiral.


Estrutura Espiral Ondas de densidade: teoria desenvolvida por Chia Chiao Lin e Frank H. Shu nos anos 1960:

• a estrutura espiral é causada pela variação da densidade do disco em forma de onda de compressão. • o padrão espiral gira como um corpo sólido, • com velocidade angular igual a metade da velocidade de rotação galáctica;• as estrelas e o gás giram mais rápido e passam pela onda. • o início da onda pode ser causado pela presença de uma perturbação gravitacional externa (interação com outra galáxia) ou interna (presença de uma barra). Enos Picazzio, IAGUSP/2006


Estrutura Espiral

A teoria da onda de densidade explica de maneira natural porque estrelas jovens, nuvens moleculares e regiões HII são encontradas nos braços espirais:

• quando o gás passa pela onda, ele é comprimido fortemente até que a gravitação interna cause o colapso e aformação de estrelas.

• durante os 107 anos que leva para o material passar pelo braço espiral, as estrelas mais quentes e massivas(O e B) já terminaram sua evolução, e as regiões HII já desapareceram.

Edmund Halley (1718): percebe mudança de posição de estrelas• Arcturus mudou 1 grau em relação à posição medida por Ptolomeu.; Sírius mudou 0,5 grau.

Movimento próprio: movimento aparente perpendicular à linhade visada. Chega a 30 e 40 km/s.

• Estrela de Barnard (descoberta em 1916 por Edward Emerson Barnard), 1,8 pc de distância, é a estrela com maior movimento próprio conhecida: 10 segundos de arco por ano.

Movimento das estrelas

Velocidade radial: pelo deslocamento Doppler de linhas espectrais determina- se a na linha de visada.

Velocidade verdadeira: Combinação dos dois movimentos


Jan Heindrik Oort:

• os movimentos podem ser interpretados em termos domovimento geral das estrelas em torno da galáxia, de acordo com as leis de movimento de Kepler.

• os estrelas mais próximas do centro da galáxia movem-se mais rápido do que o Sol.

• Oort deduziu que o Sol orbitava o centro galáctico com velocidade de 220 km/s, completando uma volta a cada 250milhões de anos.



Velocidade radial [vr (km/s)]: velocidade de aproximação, ou afastamento, na direção da linha de visada. É obtida a partir dodeslocamento Doppler das linhas espectrais.

Movimento próprio [µµ (["/ano])]: movimento da estrela noplano da esfera celeste, perpendicular à linha de visada, medido em ["/ano].

Velocidade tangencial [ vt (km/s)]: componente da velocidadeverdadeira (V) perpendicular à linha de visada; obtida a partir domovimento próprio e da distância da estrela (obtida a partir da paralaxe)

Componentes dos movimentos estelares



Formulação matemática

Como d (pc) = [1/(p")]

Como µ é pequeno ( < 5×10-5rad/ano), sen µ = µTransformando “parsec” em “km” e “ano” em “segundos”

velocidade espacial (km/s):

V2 = vt2 + vr

2Deslocamento Doppler vr



Paralaxe espectroscópica:

Distâncias dentro da Galáxia

Paralaxe heliocêntrica: usada para distâncias relativamente pequenas, como de estrelas próximas.

Atinge até 500 pc.


Determinando o tipo espectral da estrela por observação, o diagrama HR fornece a

magnitude absoluta. Com as magnitudes absoluta e observada

obtém-se a distância.

Estrelas variáveis: atingemdistâncias de até 15 Mpc (15.000.000 pc)

Distâncias dentro da Galáxia


31 a.L

3100 a.L

4,6 milh.a.L

Sistema de referência instantaneamente centrado no Sol, que se move em órbitacircular em torno do centro galático, com velocidade igual à média dasvelocidades estelares nas vizinhanças do Sol, de maneira que as estrelas, nas proximidades do Sol, em média, estão em repouso em relação ao SLR.

Como os movimentos das estrelas individuais são diferentes do movimento médio, as estrelas, consideradas individualmente, apresentam movimentos em relação aoSLR, que são detectados como movimentos peculiares.

O movimento do Sol em relação aoSLR é de 19,7 km/s, numa direçãochamada ápex, que fica na constelação de Hércules e tem coordenadas: AR=18h, DEC=+30° (época 1900).

O sistema local de repouso (SLR)


Veloc. orbital do Sol na Galáxia 220 km/s

Tudo o que faz parte da Galáxia (Sol, planetas, estrelas, nebulosas gasosas, etc.) gira em torno do centro galáctico movido pela atração gravitacional da grande quantidade de estrelas ali concentradas, da mesma forma que os planetas giram em torno do Sol.

Massa da Galáxia

rotação


Sol. Massa da Galáxia


Sendo a rotação diferencial, asvelocidades das estrelas mais internas são maiores do que as das estrelas mais externas (movimento kepleriano).

Então: VSol (Vo) < VA < VB < VC.

Observando o movimento de rotação de uma estrela na periferia da galáxia, podemos determinar aproximadamente a massa da Galáxia, “MG” , desde que saibamos a distância dessa estrela ao centro galáctico.

Exemplo: o próprio Sol. Admitamos que sua órbita seja circular em torno do centro galático, e sua velocidade “v��” .

A força centrípeta do Sol é: ;

que é produzida pela atração gravitacional entre o Sol e Galáxia, dada por:

Massa da Galáxia


Suponhamos que 4 estrelas girem em torno do centro galáctico, em órbitas circulares concêntricas.

Sendo a rotação diferencial, asvelocidades das estrelas mais internas são maiores do que as das estrelas mais externas (movimento kepleriano).

Então: velocidade do Sol (Vo) < velocidade da estrela A < que avelocidade da estrela B < que a velocidade da estrela C.

Obtenção da curva de rotação


Os estudos da rotação galáctica mostram que nas proximidades do Sol a velocidade de rotação é de v�� = 220 km/s.

Sabemos que a distância do Sol ao centro galáctico é de 8500 pc =

2,6 × 1020 m.

A massa da galáxia, MG , pode então ser calculada igualando as equações:

e isolando MG :


• A massa da Galáxia, 1011 M� , é apenas aquela contida dentro da órbita do Sol.

• É preciso conhecer a massa existente além da órbita solar. Como? Medindo o movimentode estrelas e gás localizados a distâncias maioresdo centro galáctico.

• Observações em rádio do movimentodo gás no disco, até distâncias além do limite visível da Galáxia, mostram que sua curva de rotação é função da distância ao centro.

• Essa curva mostra que a massa contida dentro do raio de 15 kpc ( ~ o dobro da distância do Sol ao centro galáctico) é de 2 ×1011 Msol; a 40 kpc, a massa é de 6 ×1011 MSol

Essa matéria é escura


Populações Estelares

Walter Baade (observatório de Monte Wilson): estudandoAndrômeda, conseguiu distinguir claramente as estrelas azuis nos braços espirais das estrelas vermelhas visíveis no núcleo da galáxiaChamou: População I – as estrelas azuis dos braços,

População II – as estrelas vermelhas do núcleo.

Essa classificação foi extendida para a a Via Láctea

Sabemos que: População I são estrelas jovens, como o Sol, com menos de 5 bilhões de anos, ricas em metais, isto é, com conteúdo metálico (qualquer elemento acima do He) de cerca de 3%, População II corresponde a estrelas velhas, com cerca de 10 bilhões de anos, e pobres em metais, isto é, com menos de 1% em metais.


População III: por definição, as primeiras estrelas formadas na galáxia.

Quanto mais antiga for a estrela, menor é a proporção de Fe relativamente ao H:

gigante do halo, com 0,8 MSolar

gigante

I D

A D

E



Movimento das Estrelas:

• disco: movimento circular ordenado, em torno do centro

• halo: órbitas excêntricas com orientação aleatória

• bojo: movimento intermediário entre disco e halo

Branco amareladoAvermelhadoColoração esbranquiçada com braços espirais azuis

Anel de gás e poeira próximo ao centro

Sem estrutura óbivaBraços espirais

Estrelas com órbitas altamente aleatórias, porém girando em torno do centro galático

Estrelas possuem órbitas aleatórias em 3 dimeensões

Gás e estrelas movem-se em órbitas circulares no plano galáctico

A formação estelar ocorre nas regiões internas

Sem formação estelar nos últimos 10 bilhões de anos

Local de formação estelar

Contém gás e poeira, especialmente nas regiões internas

Isento de gás e poeiraContém gás e poeira

Contém estrelas jovens e antigas, as antigas estão mais distantes do centro

Contém apenas estrelas antigasContém estrelas jovens e antigas

Parecido com bola de futebol americano

Quase esféricoAltamente achatado

BojoHaloDisco

Propriedades Genéricas da Galáxia

O centro da Galáxia fica na direção da constelação de Sagitário, numa regiãocom alta concentração de materialinterestelar que impede sua visualizaçãoa olho nu ou usando detectores óticos.

O Centro da Nossa Galáxia

IInfravermelhonfravermelho[[2 Micron All Sky Survey2 Micron All Sky Survey ee

Midcourse SpaceMidcourse Space Experiment)Experiment)Visível

.


O O bojobojo central central pode ser estudado empode ser estudado em comprimentoscomprimentos dede onda mais onda mais longoslongos,, como infravermelhocomo infravermelho e re ráádiodio,, que atravessam mais livrementeque atravessam mais livrementeaa poeirapoeira e oe o gásgás do disco. do disco.

Observações em rádioObservações em rádio indicam que noindicam que no centro da Galáxia existecentro da Galáxia existe um um umum anelanel molecular de 3molecular de 3 kpckpc (~32.000 A.L.) (~32.000 A.L.) de de diâmetrodiâmetro,, envolvendo envolvendo uma fonte brilhanteuma fonte brilhante dede rádiorádio,, SagitárioSagitário AA (que tornou(que tornou--se a referência se a referência ddoo centrocentro))..

EstudosEstudos nono infravermelho indicaminfravermelho indicam aa existênciaexistência de umde um grande grande aglomerado estelaraglomerado estelar, com, com uma densidadeuma densidade dede estrelasestrelas de de 1 milhão de MSol/pc3 ((nas proximidadesnas proximidades do Soldo Sol é 1 é 1 MMSolSol/pc/pc33)). .

O O movimentomovimento dodo gásgás e dase das estrelasestrelas nono núcleo indica que ali existe núcleo indica que ali existe umumobjeto compactoobjeto compacto,, provavelmenteprovavelmente umum buraco negroburaco negro comcom massamassa de 2de 2milhõesmilhões dede massas solaresmassas solares. .

. Observações muito recentes em raio-X

confirmam que o núcleo da Galáxia é um lugar violento onde, além doburaco negro centralsupermassivo, existe

grande quantidade de gás ionizado, e centenas de anãs brancas, estrelas de

nêutrons e buracos negros.


Centro da Galáxia no infravermelho(Rainer Schödel, telescópio de 8,2 m do European Southern Observatory, Chile). Setas: centro da Via Láctea, onde uma estrela passou a 17 horas-luz do buraco negro central, que tem cerca de 2 milhõesde massas solares.

O Meio Interestelar

^

A maior parte da massa da nossa galáxia está concentrada em estrelas, mas o meio interestelar não é completamente vazio.

Composição: • gás e poeira, na forma de nuvens individuais, em um meio difuso. • gás composto principalmente dehidrogênio, • poeira é composta principalmentede grafite, silicatos e gelo de água,em grãos de vários tamanhos, mas muito pequenos (~ 1 micrômetro)

Densidade típica: 1 átomo H / cm3

e ~ 100 grãos de poeira por km3

• ~10% da massa da Via Láctea está na forma de gás interestelar• menos de 1% está na forma poeira. • Raios cósmicos, partículas (principalmente prótons) altamente energéticas, estão misturados com o gás e a poeira. • Existe também um campo magnético galático, fraco (10 µG, menor

que 20 milionésimos do terrestre).

O Meio Interestelar

Telescópio EspacialTelescópio Espacial Hubble Hubble Nebulosa escura da Cabeça de CavaloNebulosa escura da Cabeça de Cavalo

Detalhes da Nebulosa de Órion. Regiãode formação estelar, a 1500 A.L., com25 A.L. de diâmetro, densidade de 600átomos/cm3 e temperatura de 70K.

Detalhes da Nebulosa de Órion. Regiãode formação estelar, a 1500 A.L., com25 A.L. de diâmetro, densidade de 600átomos/cm3 e temperatura de 70K.

Nebulosa da Trifid.

O Meio Interestelar

Nebulosa do Caranguejo: restos de supernova cuja explosão foi observada no ano 1054 e estáa 7000 anos-luz, na constelação do Touro. Noseu centro está o pulsar, girando 30 vezes por segundo.

O Meio Interestelar

A quantidade de gásdo meio interestelar

diminui continuamente com o tempo pois novasgerações de estrelasse formam a partir

do colapso denuvens moleculares

gigantes. Uma nebulosa de reflexão no Órion.

O Meio Interestelar

Nuvem molecular Barnard 68 (está colapsando)Distância: 500 A.L. da Terra,Direção: constelação de Ofiúco, Tamanho: cerca de meio A.L. de diâmetroTemperatura: -263oC.

O Meio Interestelar

Visível ESO, Chile Infravermelho

Nebulosa de Órion: a região HII mais famosa. Imagem cobre 2,5 A.L. da nebulosa (Telescópio Espacial Hubble).

• Regiões HII : nuvens de gás hidrogênio ionizado, ocorrem principalmente em volta deestrelas O e B. • Fótons ultravioletas comenergia acima de 13,6 eV(comprimento de onda menor que 912Å). Quando os átomos dehidrogênio a absorvem, os elétrons se desprendem do núcleo e o hidrogênio torna-se ionizado.• Estas regiões portanto têm muitos íons de hidrogênio(prótons) e elétrons livres.• HI – neutro HII - ionizado

O Meio Interestelar

Região do Trapézio na Nebulosa de Órion (Telescópio EspacialHubble), mostrando pelo menos 300 estrelas e 50 anãs marrons*em formação e recém formadas. A imagem cobre um ano-luz.

O Meio Interestelar

visívelvisível infravermelhoinfravermelho

* Estrela com até 0,08 Msolar, insuficiente para promover fusão nuclear. Temperatura superficial daordem de 1000K. Brilha por conversão de energia gravitacional (contração) em térmica.

Moléculas interestelares: descobertas em 1937-1938, na forma de metilidina

(CH, CH+) e cianogênio (CN).

Hidrogênio molecular (H2) e monóxido de carbono (CO) foram descobertos noinício dos anos 1970.

Como o H2 não emite ondas de rádio, o CO é usado para mapeá-lo.

Várias moléculas têm sido encontradas , de amônia (NH3) às mais complexas como etanol (C2H5OH).

Observações de CO, mostram moléculas concentradas em nuvens moleculares, com até um milhão de massas solares, extendendo-se até cerca de 600 anos-luz.

As estrelas formam-se nas partes mais densas destas nuvens.

O gás e a poeira das nuvens moleculares torna a extinção ultravioleta muito grande, dificultando a medida do H2.

O Meio Interestelar

O Meio InterestelarRaios CósmicosDescobertos pelo físico austríacoVictor Franz Hessem 1911.

• Partículas (principalmente prótons) carregadas altamente energéticas espaciais que atingem a Terra.• São produzidos de alguma forma pelos processos mais energéticos no Universo, (trilhões de vezes maiores que as obtidas em laboratórios, e muito maiores que as estrelas podem gerar). • As partículas do vento solar que produzem as auroras têm energia muito menor.• A origem dos raios cósmicos ainda não é bem conhecida. • Ao atingirem a atmosfera estas partículas muitas vezes se desintegram em dezenas deoutras partículas, causando os chuveiros departículas. • Hess, que fez medidas em balões que alcançaram 5000 metros de altura, recebeu oprêmio Nobel de 1936 por sua descoberta.

A Formação da Galáxia(a) Processo exato ainda é desconhecido. Possivelmente foi formada pela

aglomeração de sistemas menores

(b) No início era irregular com gás distribuido por todo o volume. As estrelas se formaram sem um movimento preferencial ou local específico.

(c) A rotação crescente fez com que gás e poeira se dirigissem para o plano, formando o disco.

As estrelas que já estavam formadas ficaram para trás, contituindo o halo.

(d) Novas estrelas formaram-se no disco, já girando ao redor do centrocom órbitas circulares

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