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

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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 Via Láctea Mosaico com muitas fotos

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

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 PNG CG T Equador Plano galáctico 62,4 o 32,3 o NAG = 18 h 49 m = 0,0 o PNG = 12 h 49 m = 27,6 o CG = 17 h 42,4 m = - 28,9 o

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 Visível Raios Gama Infravermelho Raio X

11 A Via Láctea vista sob diversos olhos

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

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

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 d

20 Foto da Galáxia Braço de Sagitário Alfa=Tanto e Delta= Tanto, d Com e obtemos e d ! Com e d obtemos esse ponto! 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 Sol não coincide com o centro da distribuição de aglomerados globulares. A distribuição dos aglomerados globulares define o halo galáctico. O tamanho e a forma da Galáxia determinados por Shapley

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) Eletrosfera Elétron e próton com spins anti-paralelos (mínima energia) Eletrosfera Na inversão dos spins Emissão de energia ( 21,1 cm MHz ) 21,1 cm Átomo de H neutro

26 Radiotelescópio Observando HII

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

28 Nossa Galáxia Região vista a olho nu

29 Representação de Nossa Galáxia vista de lado

30 Rotação da Galáxia 0 50 Periferia k a.l km/s 200 V rotação Sol 220 km/s Medidas feitas principalmente com radiotelescópios na faixa de = 21 cm Período de rotação = 250 Milhões de anos (Sol deu 20 voltas em torno do centro galáctico) Centro Distância ao centro

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

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

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

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

35 Componentes da Galáxia Estrelas Campo de Radiação Meio interestelar Campo Magnético galáctico Raios Cósmicos 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 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 Constelação de Orion Betelgeuse Rigel

39 Aglomerados Abertos 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 Disco Galáctico

40 Aglomerado Aberto Jovem ( NGC 3293 )

41 Aglomerados abertos

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

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

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

45 Aglomerado Globular M 13 Diâmetro = 2000 AL Estrelas =

46 Aglomerado globular

47 Aglomerado globular NGC 6093

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

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 (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 400 a.l a.l. Plano galáctico 500 a.l a.l a.l a.l. I Jovem I Velha II Disco II Intermediária II Extrema Bojo galáctico Halo Disco z 0

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 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 Estrelas Campo de Radiação Meio interestelar Campo Magnético galáctico Raios Cósmicos

59 Orion visto em duas cores diferentes InfravermelhoVisível

60 Meio interestelar 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) P olarização da luz por reflexão (grãos)

61 Nebulosa Eta Carina

62 Nebulosa Escura ( Barnard 86 ) NGC 6520

63 Constelação e Nebulosa de Orion Nebulosa de Orion

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

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 Luz vermelha transmitida Luz azul refletida Luz azul refletida

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

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 Nuven interestelar Meio interestelar Meio interestelar Meio interestelar Meio Internuvens Meio Internuvens

75 Densidades Meio internuvens ,1 Nuvem interestelar difusa Nuvem interestelar densa Envelope circunstelar Supergigante vermelha Fotosfera solar Atmosfera terrestre Água Sol1, Terra5,5 Anã branca Estrela de nêutrons g/cm 3 partículas/cm 3

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

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

83 Remanescente de Supernova ( Vela )

84 Explosão de estrela Nebulosa da Tarântula

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 Estrelas Campo de Radiação Meio interestelar Campo Magnético galáctico Raios Cósmicos

87 Campos magnéticos Da ordem de 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 Estrelas Campo de Radiação Meio interestelar Campo Magnético galáctico Raios Cósmicos Estrelas Campo de Radiação Meio interestelar Campo Magnético galáctico Raios Cósmicos Partículas relativísticas v ~ c

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 ~10 6 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 Avaliemos a massa na regiao nuclear: Obs. no IV: v (rotação do gás) v= 200 R~10 16 m Se massa esférica (M c ) em rotação mantém-se agregada pela própria gravidade Velocidade de rotação no equador: M c v eq 2 /R = GM c M c /R 2 v eq 2 = GM c /R M c = R v eq 2 /G = (10 16 m) (200x10 3 m/s) 2 / (7x N m 2 /kg 2 ) M c = 6x10 36 kg = 3x 10 6 massas solares O Centro Galáctico

94 Essa massa central: M c = 6x10 36 kg = 3x 10 6 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: R S = 3 (M/M sol ) 10 7 km = m Observações + recentes de gás rodando + rápido a distâncias menores & órbitas de estrelas interpretacao de BN: pode estar correta ! O Centro Galáctico

95 Órbita de S2 M c = 2.3 x 10 6 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

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


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