Descobrindo o Universo em 12 passos

Apresentação em tema: "Descobrindo o Universo em 12 passos"— Transcrição da apresentação:

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 = (3x105) km 1 minuto luz = (1,8x106) km 1 hora luz = (1,1x109) km 1 dia luz = (2,6x1010) km 1 ano luz = (1x1013) km

4 Na nossa cidade...

5 Do estado para o continente...

6 Na órbita da Terra... 106 = 1.000.000 = um milhão
108 = = cem milhões

7 Plutão e a vizinhança solar....
1010 = = dez bilhões 1012 = = um trilhão

8 Os braços da nossa Galáxia
1014 = = cem trilhões 1016 = = dez quatrilhões

9 O Grupo Local de galáxias...
1018 = = um quintilhão 1020 = = cem quintilhões

10 O Universo visível... O BIG BANG: 1,3x1010 a. l.
1022 = = dez sextilhões 1023 = = cem sextilhões O BIG BANG: 1,3x1010 a. l.

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 A escala de distância cosmológica
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

14 A escala de distância cosmológica
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?

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16 As escalas de distância no Universo

17 Nossa janela de observação

18 GALÁXIAS Carlos Alexandre Wuensche CIAA - 2003
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

26 Nossa posição no Grupo Local

27 As populações estelares
População I II Extremo Intermed. Localização Braços espirais Disco Bojo Halo Metais 3% 1,6% 0,8% < 0,8 % Forma da órbita Circular Ligeira// elíptica Moderada// elíptica Extrema// elíptica Idade < 1x108 0,2 - 10x109 2 - 10x109 10-14x109

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 MGAL Diâmetro: 0,2 – 1,5 dGAL Luminosidade: 0,005 – 10 LGAL

31 Galáxias espirais M51 - A galáxia do Redemoinho 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 MGAL Diâmetro: 0,01 – 5 dGAL Luminosidade: 0,00005 – 5 LGAL

34 Galáxias elípticas (gigantes)
M86 M87

35 Galáxias elípticas

36 Galáxias elípticas Parte central do aglomerado de Virgem. M84 M86

37 A classificação das Galáxias
Irregulares Massa: 0,0005 – 0,15 MGAL Diâmetro: 0,05 – 0,25 dGAL Luminosidade: 0,00005 – 0,1 LGAL

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 = 1016 MSol M = 1011 MSol

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
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 3x109 anos Separação inicial: 2x106 anos-luz Interação de um aglomerado t ~ 10x109 anos 100 galáxias espirais 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

57 As hierarquias