Nossa Galáxia R. Boczko IAG - USP 02 06.

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1 Nossa Galáxia R. Boczko IAG - USP 02 06

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

3 Galileu (1610) descobriu a composição estelar
Via Láctea Galáxia Galileu (1610) descobriu a composição estelar

4 Nuvem de estrelas em Sagitarius

5 Nossa Galáxia

6 Via Láctea vista por “olhos” diferentes

7 Espectro Eletromagnético e a transparência da atmosfera
10-4 Å 1 Å 1 m 1 cm 1 m 100 m Raios g Raios X UV Infra_ vermelho IR Ondas rádio Visível Topo da atmosfera (300 km) Opaco Transparente Solo l 10-4 Å 1 Å 1 m 1 cm 1 m 100 m

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

9 Céu fotografado pelo IRAS
Satélite Astronômico no Infravermelho

10 Tamanhos comparados

11 Tamanhos comparados Sol
Lua Terra Sol

12 Distâncias comparadas

13 Distâncias comparadas
Terra D= 1 cm 30 cm Lua D = 0,4 cm 100 m Sol D = 109 cm

14 Sistema Terra - Lua km ~ 1 s.l.

15 Sistema Terra-Lua & Sistema Solar
km ~ 1 s.l. Plu Net Ura Jup Sat Vên Mar Ter + Lua Mer Terra-Sol km 8m 15s luz

16 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.

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

18 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

19 Nosso Universo 100 bilhões de galáxias 15 bilhões de a.l. Andrômeda
Nuvens de Magalhães Andrômeda a.l. 100 bilhões de galáxias

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

21 Nossa Galáxia

22 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.

23 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.

24 Como sabemos a forma da Nossa Galáxia ?

25 “Foto” da Cidade q d

26 Com q e d obtemos esse ponto ! Ta-ta-ta-tchin! Eis a 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 Ta-ta-ta-tchin! Eis a foto da Galáxia!

27 Nossa Galáxia

28 Região vista a olho nu

29 Braços da Galáxia nas proximidades do Sol
Braço de Perseu Braço de Órion Sol Braço de Sagitário Centro da Galáxia

30 Esquema da Galáxia

31 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

32 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)

33 Padrão Local de Repouso
LSR = Local Standard of Rest Velocidade peculiar do Sol: 16,5 km/s em direção do Ápex Solar, na constelação de Hércules Braço Núcleo LSR Ponto que, num instante, está centrado no Sol e move-se com movimento circular uniforme em torno do Centro Galáctico Sol Período orbital do Sol em torno do centro galáctico: ~250 milhões de anos

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

35 Estrelas

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

37 Estrela isolada Betelgeuse Rigel Constelação de Orion

38 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

39 Aglomerado Aberto Jovem ( NGC 3293 )

40 Aglomerados abertos

41 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

42 Aglomerado Globular M 13 Diâmetro = 2000 AL Estrelas =

43 Aglomerado globular

44 Aglomerado globular NGC 6093

45 Aglomerado globular

46 Populações estelares

47 Notação de ionização dos elementos
Átomo Neutro E II Ionizado 1 vez E III Ionizado 2 vezes E IIII Ionizado 3 vezes

48 Indicativos de Composição química
X = mHidrogênio / mTotal Y = mHélio / mTotal Z = mMetais / mTotal Metal = tudo que não é H ou He (definição usada, mas errada!) Baixa metalicidade Z = 0,001 Alta metalicidade Z = 0,02

49 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)

50 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

51 Reações de fusão nuclear:
Paradoxo! Numa estrela: Reações de fusão nuclear: Leve + Leve  Pesado Estrela Velha Estrela Jovem Composição superficial Hidrogênio Hidrogênio + Elementos pesados

52 Mudanças na composição química do Sol
100% Composição inicial de Hidrogênio 75 Composição atual de Hidrogênio Composição atual de Hélio 50 25 Composição inicial de Hélio O C N Ne Si Fe 0 % Centro Superfície

53 Formação contínua de estrelas
H Anã Branca Leve Média Pesada Estrela Meio interestelar Estrela de nêutrons Super- nova Buraco negro Matéria ejetada

54 Composição estelar Primeira Geração Segunda Geração Estrela Jovem
No nascimento Hidrogênio Estrela Jovem Estrela Velha Hidrogênio Hidrogênio + Elementos Pesados Elementos pesados Hidrogênio + Elementos Pesados Hidrogênio Hidrogênio

55 H_R de Aglomerados Abertos
K 1 Aglomerado [2] é moderadamente velho, pois as estrelas muito massivas já acabaram seu combustível nuclear e sairam da Seqüência Principal 2 Magnitude absoluta M Luminosidade (LSol=1) 3 Aglomerado [3] é bem velho. A falta do fosso (´gap´) sugere evolução bem lenta (talvez por ter estrelas de massa pequena) 0, , Como ainda existem estrelas de grande massa na Seqüência Principal, o aglomerado [1] é jovem M* Tipo Espectral O_______B________A________F________G________K________M______

56 H_R de Aglomerados Globulares
K Temperatura superficial Luminosidade (LSol=1) 0, , Aglomerado velho, pois as estrelas de grande massa já puderam evoluir e sair da Seqüência Principal Magnitude absoluta M RR Lyrae Tipo Espectral O_______B________A________F________G________K________M______

57 Determinação de distâncias de aglomerados por comparação

58 Módulo de distância de aglomerados
K Magnitude absoluta M Luminosidade (LSol=1) Hyades (Curva bem conhecida e calibrada trigonometricamente para cerca de 200 estrelas) d = 46 +/- 2 pc 0, , m - M Aglomerado em estudo observado com magnitude aparente m m – M = 5 log d - 5 Tipo Espectral O_______B________A________F________G________K________M______

59 Campo de radiação Estrelas Campo de Radiação Meio interestelar
Campo Magnético galáctico Raios Cósmicos Campo de radiação

60 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)

61 Meio interestelar Estrelas Campo de Radiação Meio interestelar
Campo Magnético galáctico Raios Cósmicos Meio interestelar

62 Orion visto em duas cores diferentes
Infravermelho Visível

63 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)

64 Nebulosa Eta Carina

65 Nebulosa Escura ( Barnard 86 )
NGC 6520

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

67 Orion

68 Nebulosa de Orion

69 Extinção interestelar

70 Extinção interestelar
Meio interestelar m´= m+a a = extinção adisco = 1 mag / kpc 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

71 Onde nascem as estrelas?

72 Proto-estrelas ( NGC 2237 )

73 Nuvem Inicial Aglomerado Estelar Glóbulos de Bok Aglomerado Estelar

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

75 Nuvens na Galáxia Meio Internuvens Meio Internuvens Meio Internuvens
interestelar Nuven interestelar Meio Internuvens Meio Internuvens Meio interestelar Meio interestelar Meio Internuvens

76 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

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

78 Berçário de estrelas

79 Detalhes em Gygnus

80 Filamentos gasosos em Cygnus

81 Onde morrem as estrelas?

82 Nebulosa Planetária

83 Nebulosa Planetária NGC_3132

84 NGC_6543 a

85 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

86 Remanescente de Supernova ( Vela )

87 Nebulosa da Tarântula Explosão de estrela

88 Campo magnético Estrelas Campo de Radiação Meio interestelar
Campo Magnético galáctico Raios Cósmicos Campo magnético

89 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

90 Partículas relativísticas
Estrelas Campo de Radiação Meio interestelar Campo Magnético galáctico Raios Cósmicos Raios cósmicos v ~ c Partículas relativísticas

91 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)

92 Composição relativa dos raios cósmicos
H v<<c H H v ~ c H H H Elementos químicos Raios cósmicos Média no Universo H 1.000,0 He 68,0 152,0 Li Be B 1,5 0, C N O F 4,4 Outros: Ne Fe Mg Si S Al Ni Ca 1,9 0,15 Fissão de núcleos por colisão

93 Fim