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Descobrindo o Universo em 12 passos Carlos Alexandre Wuensche CIAA - 2003 Divisão de Astrofísica - INPE.

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1 Descobrindo o Universo em 12 passos Carlos Alexandre Wuensche CIAA Divisão de Astrofísica - INPE

2 Introdução Radiação eletromagnética: nosso único meio de estudar objetos distantes... Quanto mais distante um objeto, mais fraca é a quantidade de luz que medimos na Terra. Como manter a noção de distâncias, tamanhos e escalas no Universo? Compreensão das escalas hierarquias.

3 Que régua usaremos? A velocidade da luz... Mas como? E, afinal, o que é um ano luz? –1 segundo luz = (3x10 5 ) km –1 minuto luz = (1,8x10 6 ) km –1 hora luz = (1,1x10 9 ) km –1 dia luz = (2,6x10 10 ) km –1 ano luz = (1x10 13 ) km

4 Na nossa cidade...

5 Do estado para o continente...

6 Na órbita da Terra = = um milhão 10 8 = = cem milhões

7 Plutão e a vizinhança solar = = dez bilhões = = um trilhão

8 Os braços da nossa Galáxia = = cem trilhões = = dez quatrilhões

9 O Grupo Local de galáxias = = um quintilhão = = cem quintilhões

10 O Universo visível... O BIG BANG: 1,3x10 10 a. l = = dez sextilhões = = cem sextilhões

11 Alguns fatos para começarmos... A Astronomia depende, de forma crucial, da determinação das escalas de distância! Notação científica: necessária devido ao tamanho dos números envolvidos.

12 A escala de distância cosmológica O estudo da astronomia depende: –do conhecimento da distância ao objeto, –da determinação do seu brilho intrínseco, –do estudo das propriedades da radiação que chega até nós. Necessitamos mapear a estrada cósmica, começando com a nossa vizinhança.

13 Como os astrônomos medem as distâncias aos objetos extragalácticos? Naturalmente, o truque nesse processo é ter certeza que escolhemos um critério adequado para reconhecer que observamos o mesmo tipo de objeto visto na nossa vizinhança A escala de distância cosmológica

14 Com o mapeamento da estrada cósmica surgem algumas questões interessantes... –Por quê o Universo segue uma hierarquia de distribuição de matéria, mas somente até um certo ponto? –Como saber se existe alguém fora da nossa vizinhança cósmica? A escala de distância cosmológica

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16 As escalas de distância no Universo

17 Nossa janela de observação

18 GALÁXIAS Carlos Alexandre Wuensche CIAA Divisão de Astrofísica - INPE

19 Um pouco de história... Há 200 anos distribuição ± uniforme das estrelas no céu Primeira menção ao conceito de galáxia Emmanuel Kant (séc. XVIII) William Herschel disco uniforme de estrelas (séc. XVIII) Harlow Shapley primeiras estimativas corretas do tamanho da nossa Galáxia (séc. XX)

20 Um pouco de história... Desde a antiguidade, a faixa de estrelas destacada no céu recebeu atenção dos povos que observavam o céu regularmente: –Em grego: galaxies kuklos –Em latim: Via Lactea –Em tupi: Caminho da Anta

21 A nossa Galáxias Constituintes: estrelas, gás e poeira Dimensões: anos luz de diâmetro 2000 anos luz de espessura Estrutura espiral, com um núcleo, disco e halo

22 A estrutura da nossa Galáxia Mas... como sabemos que ela é uma espiral?

23 A estrutura da nossa Galáxia

24 A formação dos braços espirais

25 Nossa posição no Grupo Local

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27 As populações estelares PopulaçãoI II ExtremoIntermed.ExtremoIntermed. LocalizaçãoBraços espirais DiscoBojoHalo Metais3%1,6%0,8%< 0,8 % Forma da órbita CircularLigeira// elíptica Moderada // elíptica Extrema// elíptica Idade< 1x10 8 0,2 - 10x x x10 9

28 A produção dos elementos

29 Nossa Galáxia em diferentes comprimentos de onda

30 A classificação das Galáxias Espirais –Estrelas jovens e poeira no disco, estrelas velhas no halo. –Subdivisão em espirais normais e barradas. –Constituem cerca de 30% da população observada e 2/3 das espirais são barradas –Não se conhece com precisão a origem dos braços. –Massa: 0,005 – 2 M GAL –Diâmetro: 0,2 – 1,5 d GAL –Luminosidade: 0,005 – 10 L GAL

31 Galáxias espirais n M51 - A galáxia do Redemoinho n M31 - Andrômeda

32 Galáxias espirais

33 A classificação das Galáxias Elípticas –Estrelas mais velhas, pouca poeira. –Não possuem uma fronteira bem definida. –Constitui cerca de 60% da população conhecida –Possui uma grande variedade de massas e tamanhos. –Massa: 0,0001 – 50 M GAL –Diâmetro: 0,01 – 5 d GAL –Luminosidade: 0,00005 – 5 L GAL

34 Galáxias elípticas (gigantes) M86 M87

35 Galáxias elípticas

36 n Parte central do aglomerado de Virgem. n M84 M86

37 A classificação das Galáxias Irregulares –Massa: 0,0005 – 0,15 M GAL –Diâmetro: 0,05 – 0,25 d GAL –Luminosidade: 0,00005 – 0,1 L GAL

38 Galáxias Irregulares Grande Nuvem de Magalhães Pequena Nuvem de Magalhães

39 Tipos peculiares: as galáxias S0

40 O diagrama de Hubble

41 A formação e a evolução Quando? Uns 800 milhões de anos depois da criação do Universo (corresponde aos quasares mais distantes observados, em redshifts da ordem de 6). Participação principal da força gravitacional. Formação a partir de uma nuvem de hidrogênio e hélio Após a formação, observa-se colisões dos mais diversos tipos, fusão e destruição da estrutura estável em grupos ou sistemas binários.

42 O esquema de formação M = M Sol M = M Sol

43 Radiogaláxias e quasares Início das observações em rádio: década de 30 Grande maioria delas associada a um objeto também visível no óptico. A maior parte das radiofontes muito intensas também visíveis no ótico são galáxias e emitem milhões de vezes mais energia em rádio que a nossa galáxia. O mecanismo responsável por essa enorme geração de energia é chamado de emissão sincrotron.

44 Uma imagem em rádio... Forma geral: estrutura dupla com a emissão localizada principalmente nas extremidades, separadas por centenas de milhares de anos- luz. Freqüentemente a região central é também uma radiofonte que contém duas componentes emissoras separadas por algumas centenas de anos luz. Divisão: –extensas (as estruturas externas) –compactas (as regiões na própria radiogaláxia).

45 Mapa em rádio de Cignus A, uma radiofonte clássica. A imagem central representa o centro da emissão óptica da galáxia peculiar associada a ela.

46 A associação óptica x rádio... As regiões amarela e vermelha são os jatos emitidos na faixa de rádio (sincrotron). O objeto óptico encontra-se no centro da figura

47 Quasares e AGNs Abreviações de Quasi-Stellar Object e Active Galactic Nucleus Descobertos na década de 60, a partir da análise espectral de objetos semelhantes à estrelas Grande deslocamento das linhas espectrais

48 Representação de um AGN

49 Mecanismo de emissão

50 Linhas de emissão deslocadas Posições originais

51 Hospedeiros de quasares

52 Imagem do HUBBLE DEEP FIELD

53 Simulações de interação InteraçãoVia-Lactea e Andromeda –Início dentro de 3x10 9 anos –Separação inicial: 2x10 6 anos-luz Interação de um aglomerado – t ~ 10x10 9 anos –100 galáxias espirais Interação de um aglomerado –Visão interna (viajante) –Intersecção de 20 galáxias Cortesia: J. Dubinski (CITA –

54 A relação redshift x distância As flechas à direita indicam o deslocamento para as linhas H e K do cálcio.

55 As hierarquias Estrutura do Universo é hierárquica Distribuição em pares, grupos, aglomerados e superaglomerados Última estrutura: parede de galáxias a mais de 2 bilhões de anos-luz Além da parede, provavelmente estamos olhando para uma época em que as galáxias ainda não haviam se formado.

56 As hierarquias

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