Via Láctea (I) Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira IAG/USP AGA 210 – 1° semestre/2017 www.astro.iag.usp.br/~aga210/ Meio interestelar: nuvens, poeira, extinção, HI Natureza da Galáxia Principais componentes Braços espirais Populações estelares Centro da Galáxia: buraco negro
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Via Láctea (I)
Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira
IAG/USP
AGA 210 – 1° semestre/2017
www.astro.iag.usp.br/~aga210/
Meio interestelar: nuvens, poeira, extinção, HI Natureza da Galáxia Principais componentes Braços espirais Populações estelares Centro da Galáxia: buraco negro
Meio Interestelar (MIS) O espaço entre as estrelas não é completamente vazio.
MIS corresponde a ~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.
Nuvem molecular
Ciclo de uma estrela massiva
• Estrelas massivas vêm do meio inter-estelar e terminam como supernova de tipo II, enriquecendo o meio com novos elementos pesados Evolução química das galáxias.
Ciclo de uma estrela massiva
Supergigante vermelha
Supernova tipo II
buraco negro
estrela de nêutrons material reciclado
Nucleossíntese e enriquecimento • Em estrelas massivas, até a explosão da supernova a estrela sintetiza
elementos até o Ferro no núcleo.
• Pelo processo de captura lenta de nêutrons (chamado processo-s) são sintetizados elementos até o Bismuto (elemento não radioativo mais pesado) fora do núcleo (em baixa quantidade).
• Estrelas de baixa massa (como o Sol) contribuem muito pouco com o enriquecimento do meio, apesar de produzirem C, N e O. uecimento do meio, apesar de prooduzirem C, N ee O.
Nucleossíntese e enriquecimento • SN II => ejeção de “elementos-alfa”:
– elementos formados pela fusão sucessiva de núcleos de hélio (também conhecido como partícula alfa).
– exemplo: carbono, oxigênio, neônio, silício, enxofre, cálcio. • SN Ia => ejeção de elementos do “grupo do ferro”:
– Níquel e ferro (produzidos durante a explosão da anã branca). • Em supernovas, a captura rápida de nêutrons (chamado processo-r)
sintetiza elementos até o Plutônio fora do núcleo.
Raios cósmicos quebram o carbono do meio interestelar para produzir Li, Be e B.
Resumo da principal origem dos elementos
Material de supernova ainda chega por aqui https://www.sciencedaily.com/releases/2016/04/160414113425.htm
Baseado na quantidade do isótopo radioativo do ferro, 60Fe. Fimiani et al. 2016, PRL
Propriedades do meio interestelar Tipo Temperatura (K) Densidade (cm–3)
Meio internuvem mais de 10.000 0,1––1,0
Região de H ionizado ~ 10.000 100
Nuvens difusas 50––150 10––1000
Nuvens escuras (moleculares)
3––20 1000––106
Fonte: J. Lépine, 2009 “A Via Láctea, nossa ilha no universo”; W. Maciel, “O céu que nos envolve”
Região HII, Nebulosa Bolha Nuvem de poeira, Saco de Carvão
Resto de supernova, Cygnus Loop
ar: 2×1019 cm–3
vácuo de laboratório: 1×106 cm–3
Regiões HII • As jovens estrelas tipo O e B emitem muita radiação
ultravioleta. – espectro de corpo negro, com temperatura > 10.000K.
• Ionizam o hidrogênio que está nas proximidades.
• Criam as chamadas regiões HII
Nomenclatura espectroscópica hidrogênio neutro HI hidrogênio 1 vez ionizado HII hélio neutro HeI hélio 1 vez ionizado HeII hélio 2 vezes ionizado HeIII Fe que perdeu 13 elétrons FeXIV
Regiões HII
• Regiões HII na galáxia M51
espectro típico de uma região HII
Propagação da radiação eletromagnética no 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)
A poeira muda a cor dos objetos
Opacidade do meio interestelar: as estrelas parecem mais fracas e mais vermelhas do que realmente são.
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 (3x10–7 partículas/metro3) multiplicada pelo grande volume significa muita poeira no caminho óptico. Por exemplo, em um cilindro de 1m2 de base da Terra até α Centauro tem pouco mais de 10 bilhões de partículas de poeira, o que corresponde a cerca de 25 mg.
Poeira interestelar
poeira Mas, em 2 kpc, esta quantidade chega a mais de 1 trilhão de partículas com massa de um dedal de areia (~35 g).
A baixa densidade (3x10–7 partículas/metro3) 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 = 0,1 micron 1000 Å
Poeira interestelar
Exemplo:
Tamanho: de algumas moléculas até ~0,01 mm (10 micron).
12 µm
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. • Nebulosas planetárias: associadas a uma anã branca.
– 100x mais denso que o MIS; temperatura ~ 8000 K.
• Nebulosas de reflexão: – Associadas a estrelas que não são quentes o suficiente
para ionizar o gás (Tipo B). Temperatura < 1000 K.
• Nuvens escuras de poeira: – Temperatura ~ 20 K; 1000x mais densas que o MIS. – Associadas a nebulosas de emissão. – Áreas muito obscurecidas.
• 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.
NGC1977 (“running man”)
“Dark River” perto de Antares
Nebulosa Rosetta
Gás neutro do MIS Gás Neutro: Regiões HI: ~ 100 K.
detectadas pela linha de 21cm (1,42 GHz) do Hidrogênio atômico.
configuração de menor energia.
configuração excitada.
spins paralelos spins antiparalelos
orbital n = 1 (nuvem de probabilidade)
próton
elétron
orbital n = 1 (nuvem de probabilidade)
Prevista em 1944, foi observada pela primeira vez em 1951.
Braços • A Via Láctea seria uma “nebulosa” espiral?
Easton, 1900. Primeiro esboço dos braços espirais da Via Láctea.
Braços
Sol
Braço de Orion
Braço de Sagitário
Braço de Perseus
• Distribuição dos Aglomerados Estelares Abertos (p.ex., Plêiades, Híades...)
Aglomerados h e χ Persei
Braços espirais • Braços espirais no disco
Galáctico.
• São 4 braços, mas em dois deles damos dois nomes pois estão em lados opostos em relação ao bojo.
Obscurecimento pela poeira
• No visível, é impossível observar o outro lado da Galáxia.
• Isto é feito no infravermelho e em rádio. A poeira é relativamente transparente nestes comprimentos de onda.
• Regiões HII também traçam os braços.
Populações estelares • No início dos anos 1940, aproveitando os apagões da 2a 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.
eetais t i
ettais
Centro da Galáxia • Constelações e estrelas mais brilhantes na região do centro galáctico.
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.
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°
Centro da Galáxia
• Com infravermelho podemos observar através da poeira.
Infravermelho, campo de 50°.
Infravermelho, com destaque ao centro Galáctico.
Infravermelho, onde vemos centenas de estrelas próximas de Sagitário A*.
Centro da Galáxia
• Movimento de estrelas próximas do centro da Galáxia, observadas desde 1992. • Massa no interior de ~130 U.A. = 3,4×106 M . Buraco Negro Super Massivo.
Componentes da Galáxia
• O Bojo é a componente mais brilhante, as estrelas estão concentradas.
• O Disco é a componente mais luminosa, têm a maior parte das estrelas.
• O Halo é a de maior massa e o menos luminoso.
Bojo Disco Halo
Diâmetro 2 kpc 30 kpc ~200 kpc
Massa total 10×109 M 70×109 M 550 ×109 M
Luminosidade 3×109 L 18×109 L 1,0×109 L Pop. estelar população II população I população II