A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko

Apresentação em tema: "A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko"— Transcrição da apresentação:

1 A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko
Profa. Elisabete dal Pino

2 Visão geral da estrutura da Galáxia
Galáxia: composta por estrelas, gás e poeira interestelar - conjunto isolado no espaço e mantido por sua própria gravidade. Nossa Galáxia é chamada Via Láctea (nome devido à aparência de parte do disco galático observável a olho nú). Centro localiza-se na direção da Constelação de Sagitário.

3 Mosaico com muitas fotos
Via Láctea 00 900 1800 2700 3600 Mosaico com muitas fotos

4 Via Láctea = Nossa Galáxia = A Galáxia
Horizonte Via Láctea = Nossa Galáxia = A Galáxia (Latim) (Caminho de Leite) (Grego)

5 Olhando na direção do CG (seta amarela) vemos uma faixa de luz difusa conhecida como Via Láctea. Na direção oposta (seta azul) observa-se uma faixa da Galáxia menos brilhante. Na direção perpendicular (setas vermelhas)  poucas estrelas.

6 Posição do Plano Galáctico
PN 62,4o PNG PNG a = 12h49m d = 27,6o T Plano galáctico g Equador NAG 32,3o NAG a = 18h49m d = 0,0o CG CG a = 17h42,4m d = - 28,9o

7 Região do Centro Galáctico

8 Coordenadas Galácticas
Útil para estudos da Via Láctea l = longitude galáctica (-90 graus, +90 graus) b = latitude galáctica (0 CG, 360 graus) Adotado em 1959.

9 Nossa Galáxia

10 Via Láctea vista em diferentes cores
Rádio Infravermelho Visível Raio X Via Láctea vista em diferentes cores Raios Gama

11 A Via Láctea vista sob diversos olhos

12 Nossa Galáxia Braço Sol Núcleo Visão Frontal Braço de Perseu
Sub-Braço de Orion 3.000 a.l. a.l. Braço de Sagitário a.l.

13 Nossa Galáxia Aglomerados Halo globulares Poeira Disco Galáctico
Visão de Perfil Aglomerados globulares Halo Bojo galáctico Disco Galáctico Poeira 300 a.l. 3.000 a.l. a.l. a.l.

14 Estrutura da Galáxia

15 A estrutura da nossa Galáxia
Disco galáctico: estima-se uma espessura de 300 pc (fino: 1/100 do diâmetro). Extensão do bojo: ~6kpc no plano do disco e ~4kpc na direção perpendicular. Maiores quantidades de gás e poeira: concentradas no disco e no bojo. Halo é mais rarefeito.

16 Galáxias com estruturas semelhantes à nossa (a) Andrômeda, suas galáxias satélites (as estrelas de campo são da Via Láctea) (b) M83, vista “de cima” (face-on); (c) NGC891, vista “de lado” (edge-on)

17 Estrelas até 250 a.l.

18 Como sabemos a forma da Nossa Galáxia ?

19 “Foto” da Cidade q d

20 Com q e d obtemos esse ponto!
“Foto” da Galáxia Braço de Sagitário Com q e d obtemos esse ponto! Alfa=Tanto e Delta= Tanto a d q , d Com a e d obtemos q e d ! Sol Eis a foto da Galáxia!

21 Limitações Observacionais
Nosso sistema solar encontra-se também no disco (a 8,4 kpc do CG), um pouco acima do plano central. Posição desfavorável para observações no óptico. Para observar estrutura da Galáxia (braços espirais): melhor por rádio-telescópios.

22 ESTRUTURA DA GALÁXIA Primeiras determinações da forma e das dimensões:
Estudo com base na contagem de objetos (Herschell). Estudo dos aglomerados globulares (Shapley).

23 O tamanho e a forma da Galáxia determinados por Shapley
O Sol não coincide com o centro da distribuição de aglomerados globulares. A distribuição dos aglomerados globulares define o halo galáctico.

24 Estrutura espiral Os comprimentos de onda rádio são os mais indicados para se observar a estrutura da Galáxia (não são bloqueados pelos altos níveis de absorção interestelar). Linha de 21 cm e as linhas produzidas por moléculas presentes nas nuvens. Distribuição das nuvens mais densas fornece os indícios de que a Galáxia é espiral.

25 Emissão de 21,1 cm (Prevista em 1940 // Detectada em 1951)
Elétron e próton com spins paralelos (máxima energia) Átomo de H neutro Eletrosfera Na inversão dos spins Emissão de energia ( 21,1 cm  MHz ) 21,1 cm Elétron e próton com spins anti-paralelos (mínima energia) Eletrosfera

26 Radiotelescópio Observando HII

27 Braços da Nossa Galáxia
Mapeamento feito pela MW Spitzer Nossa Galáxia Parece ser Espiral Barrada Existem 2 braços principais

28 Região vista a olho nu Nossa Galáxia

29 Representação de Nossa Galáxia vista de “lado”

30 Rotação da Galáxia Vrotação 250 km/s 220 km/s 200 Sol 150
Distância ao centro Centro 10 20 30 40 50 Periferia k a.l. Medidas feitas principalmente com radiotelescópios na faixa de l = 21 cm Período de rotação = 250 Milhões de anos (Sol deu 20 voltas em torno do centro galáctico)

31 Sistema Solar & Estelar Local
Terra-Sol km 8m 15s luz Plu Net Ura Jup Sat Vên Mar Ter + Lua Mer Sol - Próxima 40 trilhões de km 4,4 a.l.

32 Sistema Local de Estrelas & Nossa Galáxia
Próxima Sol - Próxima 40 trilhões de km 4,4 a.l. Sol AL 100 bilhões de estrelas

33 Via Láctea & O Universo 100 bilhões de estrelas 100 bilhões
Sol a.l. a.l. 15 bilhões de a.l. Andrômeda a.l. Nuvens de Magalhães 100 bilhões de galáxias 100 bilhões de estrelas

34 Sistema Local de Estrelas
Ser humano Terra A Terra no Universo Terra & Lua Sistema Solar Sistema Local de Estrelas Nossa Galáxia Universo

35 Componentes da Galáxia
Estrelas Campo de Radiação Meio interestelar Campo Magnético galáctico Raios Cósmicos

36 Componentes da Galáxia
Estrelas Campo de Radiação Meio interestelar Campo Magnético galáctico Raios Cósmicos

37 Estrelas Corespondem de 80 a 90% da massa da Galáxia
Estrelas isoladas (raras) Sistemas binários ou múltiplos Aglomerados Abertos Aglomerados Globulares

38 Estrela isolada Betelgeuse Rigel Constelação de Orion

39 Aglomerados Abertos Muito numerosos na Galáxia De 10 a 1000 estrelas
Disco Galáctico Muito numerosos na Galáxia De 10 a 1000 estrelas Diâmetro com dezenas de anos-luz Forma irregular Localizadas no Plano Galáctico Têm abundância normal de elementos químicos Têm idades variadas Vários têm estrelas com material pré-ejetado Estrelas de População I

40 Aglomerado Aberto Jovem ( NGC 3293 )

41 Aglomerados abertos

42 Futuro dos aglomerados abertos
As forças de atração gravitacional entre os componentes não são suficientes para manterem o grupo coeso Hoje

43 Aglomerados Globulares
São raros (cerca de 100 na Galáxia) Contêm de a de ** Têm a forma esférica Aglomerado globular São de estrelas mais velhas Formadas de material primordial da Galáxia Estrelas de População II Menor abundância de elementos pesados na superfície

44 Ômega Centauro Aglomerados globulares = ~200 Distância = 15.000 a.l.
Diâmetro = 150 a.l. estrelas Ômega Centauro

45 Aglomerado Globular M 13 Diâmetro = 2000 AL Estrelas =

46 Aglomerado globular

47 Aglomerado globular NGC 6093

48 Futuro dos aglomerados globulares
As forças de atração gravitacional entre os componentes são suficientes para manterem o grupo coeso Hoje Futuro

49 Populações estelares da Galáxia

50 Populações estelares População I (Alta metalicidade)
Jovem (< 0,1 Bilhões de anos) Gás Poeira Estrelas tipo O e B Estrelas T-Tauri Aglomerados galácticos jovens Regiões H II Velha ( 0,1 a 10 Bilhões de anos) Sol Estrelas tipo A Estrelas Anãs vermelhas Aglomerados galácticos velhos Populações estelares (Proposta de Baade em 1944) População II (Formadas na juventude da Galáxia) Disco ( 3 a 10 Bilhões de anos) Estrelas tipo Novas Estrelas RR Lyrae (de curto período) Intermediária ( 10 Bilhões de anos) Estrelas de alta velocidade Variáveis de longo período Extrema ( > 10 Bilhões de anos) Aglomerados globulares Estrelas sub-anãs Estrelas RR Lyrae (de longo período)

51 Características das Populações Estelares

52 Distribuição das populações
z a.l. Halo II Extrema 5.000 a.l. 3000 a.l. II Intermediária 1.500 a.l. II Disco I Velha I Jovem 500 a.l. 400 a.l. Disco Bojo galáctico Plano galáctico

53 O disco galáctico Presença de estrelas O e B – dão aspecto azulado para o disco. Encontram-se as estrelas de População I (aglomerados abertos jovens). Encontram-se regiões de formação estelar (grandes quantidades de gás e poeira).

54 O halo galáctico A população II (muito mais velha) (aglomerados globulares): vermelha (pois de estrelas velhas e pouco massivas) A formação estelar terminou há 10 bilhões de anos. No halo não há gás e poeira.

55 Bojo galáctico O bojo contém alta densidade de gás  ocorre ainda formação estelar. Nas periferias do bojo  pouco gás  apenas estrelas mais velhas. O bojo tem características intermediárias entre o disco e o halo.

56 Componentes da Galáxia
Estrelas Campo de Radiação Meio interestelar Campo Magnético galáctico Raios Cósmicos

57 Campo de radiação Originado pela:
_1_ Geração de energia pelas estrelas durante as reações de fusão nuclear no seu interior (distribuição igual ao das estrelas) _ 2_Explosão ´big-bang´ na formação do Universo correspondente a uma radiação de Corpo Negro a 2,7 K (distribuição isotrópica)

58 Componentes da Galáxia
Estrelas Campo de Radiação Meio interestelar Campo Magnético galáctico Raios Cósmicos

59 Orion visto em duas cores diferentes
Infravermelho Visível

60 Meio interestelar Polarização da luz por reflexão (grãos)
Corresponde a cerca de 10 a 20% da massa da Galáxia Formada por: Gás Hidrogênio (emite na faixa de 21 cm [1420 MHz]) Hélio (10%) Traços de outros elementos pesados Poeira Grafite Ferro Silicatos Moléculas orgânicas (hidrocarbonetos aromáticos) Densidades variadas Efeitos na luz: Extinção interestelar (Aumento de 1 magnitude por kpc viajado) Polarização da luz por reflexão (grãos)

61 Nebulosa Eta Carina

62 Nebulosa Escura ( Barnard 86 )
NGC 6520

63 Constelação e Nebulosa de Orion

64 Nebulosa Escura da Cabeça do Cavalo
Nebulosa de Orion Nebulosa de emissão Nebulosa Escura da Cabeça do Cavalo

65 Orion

66 Nebulosa de Orion

67 Nebulosa na Águia

68 Nebulosas na Nossa Galáxia

69 Extinção interestelar

70 Absorção, reflexão e transmissão no meio interestelar
Nuvem interestelar Nuvem interestelar Luz vermelha transmitida Luz vermelha transmitida Luz azul refletida Luz azul refletida

71 Extinção interestelar
Meio interestelar m´= m+a a = extinção adisco = 1 mag / kpc Correção proposta por Struve ( ) m - M = 5 log d - 5 m d´ = 10 (m + a – M + 5) / 5 d = 10 (m´ - a – M + 5) / 5 d = d´ 10 (- a / 5) d = 10 (m – M + 5) / 5

72 Mapa da Galáxia na faixa de 21-cm (Radio Astronomia)
Sistema Solar

73 Plêiades Estrelas Jovens
d = 400 a.l. Constelação do Touro Aglomerado aberto Nome = M45

74 Nuvens na Galáxia Meio Internuvens Meio Internuvens Meio Internuvens
interestelar Nuven interestelar Meio Internuvens Meio Internuvens Meio interestelar Meio interestelar Meio Internuvens

75 Densidades Meio internuvens 10-25 0,1
g/cm3 partículas/cm3 Meio internuvens ,1 Nuvem interestelar difusa Nuvem interestelar densa Envelope circunstelar Supergigante vermelha Fotosfera solar Atmosfera terrestre Água Sol , Terra ,5 Anã branca Estrela de nêutrons

76 Nebulosa da Águia Gás aquecido por UV de estrelas. Nenulosa de emissão
Poeira Poeira

77 Detalhes em Gygnus

78 Filamentos gasosos em Cygnus

79 Nebulosa Planetária

80 Nebulosa Planetária NGC_3132

81 NGC_6543 a

82 Remanescente de Supernova
Visão atual da supernova vista pelos chineses em 1054 Nebulosa do Caranguejo ( Constelação do Touro ) Contém um pulsar de período de 33 milisegundos

83 Remanescente de Supernova ( Vela )

84 Nebulosa da Tarântula Explosão de estrela

85 Região de formação de estrelas
Região de formação e morte de estrelas Nebulosa NGC 3582 Obtida do Chile no Cerro Tololo Inter-Americam Observatory

86 Componentes da Galáxia
Estrelas Campo de Radiação Meio interestelar Campo Magnético galáctico Raios Cósmicos

87 Campos magnéticos Da ordem de 10-6 Gauss (na superfície da Terra é de 0,6 G) Detecção feita por: Radiação de pulsares Polarização da luz emitida por estrelas

88 Componentes da Galáxia
v ~ c Partículas relativísticas Estrelas Campo de Radiação Meio interestelar Campo Magnético galáctico Raios Cósmicos

89 Raios cósmicos São partículas de alta energia: Prótons Elétrons
Núcleos leves Têm velocidades próximas à velocidade da luz Origem: explosões de estrelas supernovas Influem na nucleossíntese Colisões com átomos de gás geram elementos leves: Li Be B (processo de espalação)

90 O CENTRO GALÁCTICO O CG contém uma forte fonte rádio Sagitarius A  em pequena escala, notam-se filamentos (~100 pc)  presença de fortes campos magnéticos. Escalas ainda menores: presença de um anel ou disco de gas em rotação: dimensão de < alguns parsecs: sugere CG massivo e compacto

91

92 (a) Imagem infravermelha ao redor do CG  muitas estrelas brilhantes juntas em um pequeno espaço  densidade média ~106 vezes maior que na vizinhança solar. (b) Parte mais central vista em rádio  ~200 pc (o CG esta dentro do quadrado) (c) Padrão espiral a partir da emissão rádio em Sagitarius A. Os dados indicam um anel de matéria em rotação com apenas 5pc.

93  Mc= R veq2/G = (1016 m) (200x103 m/s)2/ (7x10-11 N m2/kg2)
O Centro Galáctico Avaliemos a massa na regiao nuclear: Obs. no IV: v (rotação do gás) v= 200 R~1016 m Se massa esférica (Mc) em rotação mantém-se agregada pela própria gravidade  Velocidade de rotação no equador: Mcveq2/R = GMc Mc/R2  veq2 = GMc/R  Mc= R veq2/G = (1016 m) (200x103 m/s)2/ (7x N m2/kg2)  Mc = 6x1036 kg = 3x 106 massas solares

94 O Centro Galáctico Essa massa central:
Mc = 6x1036 kg = 3x 106 massas solares Pode estar: (i) concentrada em aglomerado bem denso de estrelas (ii) ou acumulada no centro formando BN: Neste ultimo caso o material teria que estar concentrado: RS = 3 (M/Msol) 107 km = 1010 m Observações + recentes de gás rodando + rápido a distâncias menores & órbitas de estrelas  interpretacao de BN: pode estar correta !

95 Órbita de S2 Mc = 2.3 x 106 massas solares

96 A FORMAÇÃO DA GALÁXIA Modelo proposto para a formação da nossa Galáxia (até anos 90) HOJE: canibalismo galáctico & fusões

97 FIM

98 Pequena e Grande Nuvens de Magalhães
Canon EF 35mm f/1.4 L f/2.8 for 15 minutes Kodak EliteChrome 200 pushed 1 stop Kenko Skymemo motor on Tripod Queensland Astrofest August 5, 2005

99

100 Nuvens de Magalhães Pequena Nuvem Irregular Diâmetro = 14.000 a.l.
Distância = a.l. 2 bilhões de estrelas Magnitude aparente = 2,4 Nuvens de Magalhães Grande Nuvem Irregular Diâmetro = a.l. Distância = a.l. 10 bilhões de estrelas Magnitude aparente = 0,1