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Nossa Galáxia R. Boczko IAG - USP 02 06
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Via Láctea = Nossa Galáxia = A Galáxia
Horizonte Via Láctea = Nossa Galáxia = A Galáxia (Latim) (Caminho de Leite) (Grego)
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Galileu (1610) descobriu a composição estelar
Via Láctea Galáxia Galileu (1610) descobriu a composição estelar
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Nuvem de estrelas em Sagitarius
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Nossa Galáxia
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Via Láctea vista por “olhos” diferentes
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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
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Via Láctea vista em diferentes cores
Rádio Infravermelho Visível Raio X Via Láctea vista em diferentes cores Raios Gama
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Céu fotografado pelo IRAS
Satélite Astronômico no Infravermelho
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Tamanhos comparados
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Tamanhos comparados Sol
Lua Terra Sol
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Distâncias comparadas
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Distâncias comparadas
Terra D= 1 cm 30 cm Lua D = 0,4 cm 100 m Sol D = 109 cm
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Sistema Terra - Lua km ~ 1 s.l.
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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
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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.
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Sistema Local de Estrelas & Nossa Galáxia
Próxima Sol - Próxima 40 trilhões de km 4,4 a.l. Sol AL 100 bilhões de estrelas
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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
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Nosso Universo 100 bilhões de galáxias 15 bilhões de a.l. Andrômeda
Nuvens de Magalhães Andrômeda a.l. 100 bilhões de galáxias
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Sistema Local de Estrelas
Ser humano Terra A Terra no Universo Terra & Lua Sistema Solar Sistema Local de Estrelas Nossa Galáxia Universo
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Nossa Galáxia
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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.
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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.
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Como sabemos a forma da Nossa Galáxia ?
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“Foto” da Cidade q d
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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!
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Nossa Galáxia
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Região vista a olho nu
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Braços da Galáxia nas proximidades do Sol
Braço de Perseu Braço de Órion Sol Braço de Sagitário Centro da Galáxia
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Esquema da Galáxia
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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
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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)
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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
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Componentes da Galáxia
Estrelas Campo de Radiação Meio interestelar Campo Magnético galáctico Raios Cósmicos
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Estrelas
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Estrelas Corespondem de 80 a 90% da massa da Galáxia
Estrelas isoladas (raras) Sistemas binários ou múltiplos Aglomerados Abertos Aglomerados Globulares
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Estrela isolada Betelgeuse Rigel Constelação de Orion
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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
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Aglomerado Aberto Jovem ( NGC 3293 )
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Aglomerados abertos
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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
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Aglomerado Globular M 13 Diâmetro = 2000 AL Estrelas =
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Aglomerado globular
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Aglomerado globular NGC 6093
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Aglomerado globular
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Populações estelares
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Notação de ionização dos elementos
Átomo Neutro E II Ionizado 1 vez E III Ionizado 2 vezes E IIII Ionizado 3 vezes
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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
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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)
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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
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Reações de fusão nuclear:
Paradoxo! Numa estrela: Reações de fusão nuclear: Leve + Leve Pesado Estrela Velha Estrela Jovem Composição superficial Hidrogênio Hidrogênio + Elementos pesados
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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
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Formação contínua de estrelas
H Anã Branca Leve Média Pesada Estrela Meio interestelar Estrela de nêutrons Super- nova Buraco negro Matéria ejetada
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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
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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______
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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______
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Determinação de distâncias de aglomerados por comparação
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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______
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Campo de radiação Estrelas Campo de Radiação Meio interestelar
Campo Magnético galáctico Raios Cósmicos Campo de radiação
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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)
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Meio interestelar Estrelas Campo de Radiação Meio interestelar
Campo Magnético galáctico Raios Cósmicos Meio interestelar
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Orion visto em duas cores diferentes
Infravermelho Visível
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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)
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Nebulosa Eta Carina
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Nebulosa Escura ( Barnard 86 )
NGC 6520
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Nebulosa Escura da Cabeça do Cavalo
Nebulosa de Orion Nebulosa de emissão Nebulosa Escura da Cabeça do Cavalo
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Orion
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Nebulosa de Orion
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Extinção interestelar
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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
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Onde nascem as estrelas?
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Proto-estrelas ( NGC 2237 )
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Nuvem Inicial Aglomerado Estelar Glóbulos de Bok Aglomerado Estelar
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Plêiades Estrelas Jovens d = 400 a.l. Constelação do Touro
Aglomerado aberto Nome = M45
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Nuvens na Galáxia Meio Internuvens Meio Internuvens Meio Internuvens
interestelar Nuven interestelar Meio Internuvens Meio Internuvens Meio interestelar Meio interestelar Meio Internuvens
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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
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Nebulosa da Águia Gás aquecido por UV de estrelas. Nenulosa de emissão
Poeira Poeira
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Berçário de estrelas
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Detalhes em Gygnus
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Filamentos gasosos em Cygnus
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Onde morrem as estrelas?
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Nebulosa Planetária
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Nebulosa Planetária NGC_3132
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NGC_6543 a
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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
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Remanescente de Supernova ( Vela )
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Nebulosa da Tarântula Explosão de estrela
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Campo magnético Estrelas Campo de Radiação Meio interestelar
Campo Magnético galáctico Raios Cósmicos Campo magnético
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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
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Partículas relativísticas
Estrelas Campo de Radiação Meio interestelar Campo Magnético galáctico Raios Cósmicos Raios cósmicos v ~ c Partículas relativísticas
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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)
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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
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Fim
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