Via Láctea: a nossa galáxia
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Introdução à Astronomia AGA210 Via Láctea: a nossa galáxia Fonte: Astronomia e Astrofísica Kepler de Souza Oliveira Filho e Maria de Fátima Oliveira Saraiva http://astro.if.ufrgs.br/index.html Enos Picazzio IAGUSP/2006 Nossa galáxia Primeiros mapeamentos da Galáxia Via Láctea: faixa nebulosa que atravessa o hemisfério celeste de um horizonte a outro. Em grego significa “caminho leitoso”. Esse foi o nome adotado para a nosssa galáxia. Parte mais brilhante: direção da constelação de Sagitário, sendo melhor observável no Hemisfério Sul durante as noites de inverno. Galileo Galilei (1564-1642): com seu telescópio descobriu que ela consistia de uma multitude de estrelas. William Herschel (1738-1822): descobridor de Urano, mapeou a Via Láctea e descobriu tratar-se de um sistema achatado. • seu modelo: Sol ocupava posição central na galáxia, Enos Picazzio, IAGUSP/2006 Nossa galáxia Primeiros mapeamentos da Galáxia SOL Primeira tentativa de desvendar a estrutura da nossa galáxia, foi feita por William Herschel (1785), baseado em observações ópticas. Acreditava-se que tinha a forma de um rebolo, com o Sol no centro. Jacobus Kapteyn (1851-1922): início do séc. 20, primeira estimativa do tamanho da Via Láctea Enos Picazzio, IAGUSP/2006 Nossa galáxia Harlow Shapley (1885-1972): nos anos de 1920, estudando a distribuição dos aglomerados globulares, determinou o verdadeiro tamanho da Via Láctea e a posição periférica do Sol Como concluiu que o Sol não ocupava o centro? Percebeu que os aglomerados globulares, que formam um halo em torno da Galáxia, estavam concentrados em uma direção específica; não eram vistos na direção oposta. Conclusão: o Sol não está no centro de nossa galáxia. Como determinou a distância? Admitindo que o centro do halo coincide com o centro de nossa galáxia, ele deduziu que estamos a 30 mil anos luz, na direção da constelação do Sagitário. Enos Picazzio, IAGUSP/2006 Morfologia Forma da Via Láctea: determinada através de observações em comprimentos de onda longos (rádio e infravermelho) que podem penetrar a poeira presente no plano galáctico: • disco circular • diâmetro = 30.600 pc = 100.000 anos-luz • espessura = 1500 pc Enos Picazzio, IAGUSP/2006 Visão artística da Via Láctea Baseada nas observações do telescópio espacial Spitzer (NASA) Image credit: NASA/JPL-Caltech/R Enos Picazzio, IAGUSP/2006 A reciclagem da matéria Enos Picazzio, IAGUSP/2006 Galáxia vista em diferentes comprimentos de onda Emissão do hidrogênio atômico em 21 cm Emissão em rádio pelo monóxido de carbono Luz infravermelha (60-100 microns) emitida pela poeira Luz infravermelha (1-4 micr) das estrelas Luz visível emitida pelas estrelas e absorvida pelos grãos Emissão em raio X por gás aquecido (difusa) e binárias (pontuais) Raios gama emitidos da colisão de raios cósmicos com nuvens interestelares Enos Picazzio, IAGUSP/2006 Morfologia • O disco está embebido em um halo esférico • é formado por aglomerados globulares e aparentemente grande quantidade de matéria não luminosa. • o halo está centrado no núcleo da Galáxia, estendese por no mínimo 100.000 pc, bem além dos limites do disco galáctico. Galáxia NGC2997 como uma representação da Via Láctea. • o bojo é uma região esférica de 2.000 pc de raio, envolvendo o núcleo. Enos Picazzio, IAGUSP/2006 Morfologia • O Sol orbita o centro da galáxia a uma distância aproximada de 8500 pc. • Da posição do Sol a Galáxia é vista de perfil, daí a forma de faixa. • As estrelas próximas do Sol apresentam deslocamento Doppler nos seus espectros → então, há movimento relativo entre as estrelas → logo, o disco da Galáxia não gira como corpo rígido e sim com movimento kepleriano (como os dos planetas em torno do Sol): estrelas mais próximas do centro galáctico movem-se mais rápido que as mais distantes. Deslocamento para o vermelho Morfologia • Matéria do disco: estrelas, gás e poeira do meio interestelar (MI) • Gás interestelar: constituído na maior parte por hidrogênio neutro, que não é luminoso. • perto de estrelas muito quentes e massivas, o hidrogênio é ionizado pela radiação ultravioleta das estrelas, e brilha por fluorescência (Processo de absorção e reemissão de energia por um elétron: a energia absorvida aumenta a quantidade de energia do elétron. Ao retornar ao estado anterior esse elétron emite o excesso de energia em forma de luz). • existindo muito hidrogênio ao redor destas estrelas, ele será visível como uma nebulosa gasosa de emissão, muito brrilhante, chamada Região HII. Nebulosa de Órion. Enos Picazzio, IAGUSP/2006 Morfologia Hidrogênio neutro (HI): emite uma linha espectral no comprimento de onda de 21 cm, usada para mapear a distribuição desse gás. A emissão nessa linha teve um papel chave na determinação da estrutura espiral da Galáxia. Por causa da alta abundância de hidrogênio, ela é observada em todas as direções. Messier 83, em Centauro no visível em rádio, 21 cm Enos Picazzio, IAGUSP/2006 Morfologia Origem da linha em 21 cm do átomos de hidrogênio: • elétrons e prótons têm rotação (spins). • os sentidos podem ser iguais ou opostos. • em cada caso os níveis de energias são diferentes • diferença de energia entre estes dois níveis corresponde a uma frequência de 1420,4 MHz, ou comprimento de onda de 21,049 cm • a transição entre estes dois níveis é que dá origem à linha • a previsão foi feita em 1944 pelo dinamarquês Hendrick Christoffel van de Hulst, mas a observação só ocorreu em 1951, pelos americanos Harold Ewen e Edward Mills Purcell. Enos Picazzio, IAGUSP/2006 Estrutura Espiral Estrutura espiral é comum em galáxias. Nossa Galáxia também tem estrutura espiral, mas não é simples visualizá-la pois estamos dentro do próprio disco galáctico, e cercados de poeira interestelar que bloqueia a luz. M31 (Andrômeda) NGC4314 Enos Picazzio, IAGUSP/2006 Estrutura Espiral Podemos mapear os braços espirais usando objetos peculiares da estrutura espiral. Há dois tipos básicos: • mapeadores óticos: objetos brilhantes como estrelas OB, regiões HII e cefeidas variáveis; • mapeadores em rádio: a linha de 21cm do hidrogênio neutro (que é abundante e presente em todas as direções). Enos Picazzio, IAGUSP/2006 Estrutura Espiral Esboço do perfil Enos Picazzio, IAGUSP/2006 Estrutura Espiral • observações no visível e no rádio indicam quatro braços espirais principais: • o Sol está na borda interna de um braço pequeno , "braço de Órion", que contém, entre outros aspectos marcantes, a Nebulosa de Órion. ilustração • internamente ao braço de Órion, encontra-se o braço de Sagitário, • externamente encontra-se o braço de Perseu. • o quarto braço (Norma) parece estar entre o braço de Sagitário e o centro galáctico, mas é muito difícil de detectar por ter sua emissão misturada à emissão do centro da Galáxia. imagem sintetizada Enos Picazzio, IAGUSP/2006 Estrutura Espiral A causa da estrutura espiral ainda não está bem definida. Idéia inicial: os braços espirais são formados pela rotação diferencial. Como o material mais distante do centro tem menor velocidade de rotação do que o mais próximo do centro (movimento kepleriano), uma pequena perturbação no disco naturalmente se espalharia em forma espiral. A falha do modelo: observações de estrelas velhas indicam que a Via Láctea deve ter no mínimo 10 bilhões de anos. Nesse tempo, o material nas vizinhanças do Sol já teria executado cerca de 20 rotações em torno do centro galáctico, e isto implicaria em braços espirais mais enrolados que o observado. Enos Picazzio, IAGUSP/2006 Estrutura Espiral Ondas de densidade: teoria desenvolvida por Chia Chiao Lin e Frank H. Shu nos anos 1960: • a estrutura espiral é causada pela variação da densidade do disco em forma de onda de compressão. • o padrão espiral gira como um corpo sólido, • com velocidade angular igual a metade da velocidade de rotação galáctica; • as estrelas e o gás giram mais rápido e passam pela onda. • o início da onda pode ser causado pela presença de uma perturbação gravitacional externa (interação com outra galáxia) ou interna (presença de uma barra). Enos Picazzio, IAGUSP/2006 Estrutura Espiral A teoria da onda de densidade explica de maneira natural porque estrelas jovens, nuvens moleculares e regiões HII são encontradas nos braços espirais: • quando o gás passa pela onda, ele é comprimido fortemente até que a gravitação interna cause o colapso e a formação de estrelas. • durante os 107 anos que leva para o material passar pelo braço espiral, as estrelas mais quentes e massivas (O e B) já terminaram sua evolução, e as regiões HII já desapareceram. Enos Picazzio, IAGUSP/2006 Movimento das estrelas Edmund Halley (1718): percebe mudança de posição de estrelas • Arcturus mudou 1 grau em relação à posição medida por Ptolomeu.; Sírius mudou 0,5 grau. Movimento próprio: movimento aparente perpendicular à linha de visada. Chega a 30 e 40 km/s. • Estrela de Barnard (descoberta em 1916 por Edward Emerson Barnard), 1,8 pc de distância, é a estrela com maior movimento próprio conhecida: 10 segundos de arco por ano. Velocidade radial: pelo deslocamento Doppler de linhas espectrais determina- se a na linha de visada. Velocidade verdadeira: Combinação dos dois movimentos Enos Picazzio, IAGUSP/2006 Movimento das estrelas Jan Heindrik Oort: • os movimentos podem ser interpretados em termos do movimento geral das estrelas em torno da galáxia, de acordo com as leis de movimento de Kepler. • os estrelas mais próximas do centro da galáxia movem-se mais rápido do que o Sol. • Oort deduziu que o Sol orbitava o centro galáctico com velocidade de 220 km/s, completando uma volta a cada 250 milhões de anos. Enos Picazzio, IAGUSP/2006 Movimento das estrelas Componentes dos movimentos estelares Velocidade radial [vr (km/s)]: velocidade de aproximação, ou afastamento, na direção da linha de visada. É obtida a partir do deslocamento Doppler das linhas espectrais. Movimento próprio [µ µ (["/ano])]: movimento da estrela no plano da esfera celeste, perpendicular à linha de visada, medido em ["/ano]. Velocidade tangencial [ vt (km/s)]: componente da velocidade verdadeira (V) perpendicular à linha de visada; obtida a partir do movimento próprio e da distância da estrela (obtida a partir da paralaxe) Enos Picazzio, IAGUSP/2006 Movimento das estrelas Formulação matemática Como d (pc) = [1/(p")] Como µ é pequeno ( < 5×10-5rad/ano), sen µ = µ Transformando “parsec” em “km” e “ano” em “segundos” Deslocamento Doppler vr velocidade espacial (km/s): V2 = vt2 + vr2 Enos Picazzio, IAGUSP/2006 Distâncias dentro da Galáxia Paralaxe heliocêntrica: usada para distâncias relativamente pequenas, como de estrelas próximas. Atinge até 500 pc. Paralaxe espectroscópica: Determinando o tipo espectral da estrela por observação, o diagrama HR fornece a magnitude absoluta. Com as magnitudes absoluta e observada obtém-se a distância. Enos Picazzio, IAGUSP/2006 Distâncias dentro da Galáxia Estrelas variáveis: atingem distâncias de até 15 Mpc (15.000.000 pc) 4,6 milh.a.L 3100 a.L 31 a.L Enos Picazzio, IAGUSP/2006 O sistema local de repouso (SLR) Sistema de referência instantaneamente centrado no Sol, que se move em órbita circular em torno do centro galático, com velocidade igual à média das velocidades estelares nas vizinhanças do Sol, de maneira que as estrelas, nas proximidades do Sol, em média, estão em repouso em relação ao SLR. Como os movimentos das estrelas individuais são diferentes do movimento médio, as estrelas, consideradas individualmente, apresentam movimentos em relação ao SLR, que são detectados como movimentos peculiares. O movimento do Sol em relação ao SLR é de 19,7 km/s, numa direção chamada ápex, que fica na constelação de Hércules e tem coordenadas: AR=18h, DEC=+30° (época 1900). Veloc. orbital do Sol na Galáxia 220 km/s Enos Picazzio, IAGUSP/2006 Massa da Galáxia Tudo o que faz parte da Galáxia (Sol, planetas, estrelas, nebulosas gasosas, etc.) gira em torno do centro galáctico movido pela atração gravitacional da grande quantidade de estrelas ali concentradas, da mesma forma que os planetas giram em torno do Sol. rotação Enos Picazzio, IAGUSP/2006 Sol. Massa da Galáxia Sendo a rotação diferencial, as velocidades das estrelas mais internas são maiores do que as das estrelas mais externas (movimento kepleriano). Então: VSol (Vo) < VA < VB < VC. Enos Picazzio, IAGUSP/2006 Massa da Galáxia Observando o movimento de rotação de uma estrela na periferia da galáxia, podemos determinar aproximadamente a massa da Galáxia, “MG” , desde que saibamos a distância dessa estrela ao centro galáctico. Exemplo: o próprio Sol. Admitamos que sua órbita seja circular em torno do centro galático, e sua velocidade “v” . A força centrípeta do Sol é: ; que é produzida pela atração gravitacional entre o Sol e Galáxia, dada por: Enos Picazzio, IAGUSP/2006 Obtenção da curva de rotação Suponhamos que 4 estrelas girem em torno do centro galáctico, em órbitas circulares concêntricas. Sendo a rotação diferencial, as velocidades das estrelas mais internas são maiores do que as das estrelas mais externas (movimento kepleriano). Então: velocidade do Sol (Vo) < velocidade da estrela A < que a velocidade da estrela B < que a velocidade da estrela C. Enos Picazzio, IAGUSP/2006 Obtenção da curva de rotação Os estudos da rotação galáctica mostram que nas proximidades do Sol a velocidade de rotação é de v = 220 km/s. Sabemos que a distância do Sol ao centro galáctico é de 8500 pc = 2,6 × 1020 m. A massa da galáxia, MG , pode então ser calculada igualando as equações: e isolando MG : Obtenção da curva de rotação • A massa da Galáxia, 1011 M , é apenas aquela contida dentro da órbita do Sol. • É preciso conhecer a massa existente além da órbita solar. Como? Medindo o movimento de estrelas e gás localizados a distâncias maiores do centro galáctico. • Observações em rádio do movimento do gás no disco, até distâncias além do limite visível da Galáxia, mostram que sua curva de rotação é função da distância ao centro. • Essa curva mostra que a massa contida dentro do raio de 15 kpc ( ~ o dobro da distância do Sol ao centro galáctico) é de 2 ×1011 Msol; a 40 kpc, a massa é de 6 ×1011 MSol Essa matéria é escura Populações Estelares Walter Baade (observatório de Monte Wilson): estudando Andrômeda, conseguiu distinguir claramente as estrelas azuis nos braços espirais das estrelas vermelhas visíveis no núcleo da galáxia Chamou: População I – as estrelas azuis dos braços, População II – as estrelas vermelhas do núcleo. Essa classificação foi extendida para a a Via Láctea Sabemos que: População I são estrelas jovens, como o Sol, com menos de 5 bilhões de anos, ricas em metais, isto é, com conteúdo metálico (qualquer elemento acima do He) de cerca de 3%, População II corresponde a estrelas velhas, com cerca de 10 bilhões de anos, e pobres em metais, isto é, com menos de 1% em metais. Populações Estelares Populações Estelares População III: por definição, as primeiras estrelas formadas na galáxia. gigante gigante do halo, com 0,8 MSolar IDADE Quanto mais antiga for a estrela, menor é a proporção de Fe relativamente ao H: Populações Estelares Movimento das Estrelas: • disco: movimento circular ordenado, em torno do centro • halo: órbitas excêntricas com orientação aleatória • bojo: movimento intermediário entre disco e halo Propriedades Genéricas da Galáxia Disco Halo Bojo Altamente achatado Quase esférico Parecido com bola de futebol americano Contém estrelas jovens e antigas Contém apenas estrelas antigas Contém estrelas jovens e antigas, as antigas estão mais distantes do centro Contém gás e poeira Isento de gás e poeira Contém gás e poeira, especialmente nas regiões internas Local de formação estelar Sem formação estelar nos últimos 10 bilhões de anos A formação estelar ocorre nas regiões internas Gás e estrelas movem-se em órbitas circulares no plano galáctico Estrelas possuem órbitas aleatórias em 3 dimeensões Estrelas com órbitas altamente aleatórias, porém girando em torno do centro galático Braços espirais Sem estrutura óbiva Anel de gás e poeira próximo ao centro Coloração esbranquiçada com braços espirais azuis Avermelhado Branco amarelado O Centro da Nossa Galáxia O centro da Galáxia fica na direção da constelação de Sagitário, numa região com alta concentração de material interestelar que impede sua visualização a olho nu ou usando detectores óticos. Visível Infravermelho [2 Micron All Sky Survey e Midcourse Space Experiment) O Centro da Nossa Galáxia . O bojo central pode ser estudado em comprimentos de onda mais longos, como infravermelho e rádio, que atravessam mais livremente a poeira e o gás do disco. Observações em rádio indicam que no centro da Galáxia existe um um anel molecular de 3 kpc (~32.000 A.L.) de diâmetro, envolvendo uma fonte brilhante de rádio, Sagitário A (que tornou-se a referência do centro). Estudos no infravermelho indicam a existência de um grande aglomerado estelar, com uma densidade de estrelas de 1 milhão de MSol/pc3 (nas proximidades do Sol é 1 MSol/pc3). O movimento do gás e das estrelas no núcleo indica que ali existe um objeto compacto, provavelmente um buraco negro com massa de 2 milhões de massas solares. O Centro da Nossa Galáxia . Centro da Galáxia no infravermelho (Rainer Schödel, telescópio de 8,2 m do European Southern Observatory, Chile). Setas: centro da Via Láctea, onde uma estrela passou a 17 horas-luz do buraco negro central, que tem cerca de 2 milhões de massas solares. Observações muito recentes em raio-X confirmam que o núcleo da Galáxia é um lugar violento onde, além do buraco negro central supermassivo, existe grande quantidade de gás ionizado, e centenas de anãs brancas, estrelas de nêutrons e buracos negros. O Meio Interestelar A maior parte da massa da nossa galáxia está concentrada em estrelas, mas o meio interestelar não é completamente vazio. ^ Composição: • gás e poeira, na forma de nuvens individuais, em um meio difuso. • gás composto principalmente de hidrogênio, • poeira é composta principalmente de grafite, silicatos e gelo de água, em grãos de vários tamanhos, mas muito pequenos (~ 1 micrômetro) Densidade típica: 1 átomo H / cm3 e ~ 100 grãos de poeira por km3 O Meio Interestelar • ~10% da massa da Via Láctea está na forma de gás interestelar • menos de 1% está na forma poeira. • Raios cósmicos, partículas (principalmente prótons) altamente energéticas, estão misturados com o gás e a poeira. • Existe também um campo magnético galático, fraco (10 µG, menor que 20 milionésimos do terrestre). Nebulosa escura da Cabeça de Cavalo Telescópio Espacial Hubble O Meio Interestelar Detalhes da Nebulosa de Órion. Região de formação estelar, a 1500 A.L., com 25 A.L. de diâmetro, densidade de 600 átomos/cm3 e temperatura de 70K. Nebulosa da Trifid. O Meio Interestelar Nebulosa do Caranguejo: restos de supernova cuja explosão foi observada no ano 1054 e está a 7000 anos-luz, na constelação do Touro. No seu centro está o pulsar, girando 30 vezes por segundo. O Meio Interestelar A quantidade de gás do meio interestelar diminui continuamente com o tempo pois novas gerações de estrelas se formam a partir do colapso de nuvens moleculares gigantes. Uma nebulosa de reflexão no Órion. O Meio Interestelar Visível ESO, Chile Infravermelho Nuvem molecular Barnard 68 (está colapsando) Distância: 500 A.L. da Terra, Direção: constelação de Ofiúco, Tamanho: cerca de meio A.L. de diâmetro Temperatura: -263oC. O Meio Interestelar Nebulosa de Órion: a região HII mais famosa. Imagem cobre 2,5 A.L. da nebulosa (Telescópio Espacial Hubble). • Regiões HII : nuvens de gás hidrogênio ionizado, ocorrem principalmente em volta de estrelas O e B. • Fótons ultravioletas com energia acima de 13,6 eV (comprimento de onda menor que 912Å). Quando os átomos de hidrogênio a absorvem, os elétrons se desprendem do núcleo e o hidrogênio torna-se ionizado. • Estas regiões portanto têm muitos íons de hidrogênio (prótons) e elétrons livres. • HI – neutro HII - ionizado O Meio Interestelar visível infravermelho Região do Trapézio na Nebulosa de Órion (Telescópio Espacial Hubble), mostrando pelo menos 300 estrelas e 50 anãs marrons* em formação e recém formadas. A imagem cobre um ano-luz. * Estrela com até 0,08 Msolar, insuficiente para promover fusão nuclear. Temperatura superficial da ordem de 1000K. Brilha por conversão de energia gravitacional (contração) em térmica. O Meio Interestelar Moléculas interestelares: descobertas em 1937-1938, na forma de metilidina (CH, CH+) e cianogênio (CN). Hidrogênio molecular (H2) e monóxido de carbono (CO) foram descobertos no início dos anos 1970. Como o H2 não emite ondas de rádio, o CO é usado para mapeá-lo. Várias moléculas têm sido encontradas , de amônia (NH3) às mais complexas como etanol (C2H5OH). Observações de CO, mostram moléculas concentradas em nuvens moleculares, com até um milhão de massas solares, extendendo-se até cerca de 600 anos-luz. As estrelas formam-se nas partes mais densas destas nuvens. O gás e a poeira das nuvens moleculares torna a extinção ultravioleta muito grande, dificultando a medida do H2. O Meio Interestelar Raios Cósmicos Descobertos pelo físico austríaco Victor Franz Hess em 1911. • Partículas (principalmente prótons) carregadas altamente energéticas espaciais que atingem a Terra. • São produzidos de alguma forma pelos processos mais energéticos no Universo, (trilhões de vezes maiores que as obtidas em laboratórios, e muito maiores que as estrelas podem gerar). • As partículas do vento solar que produzem as auroras têm energia muito menor. • A origem dos raios cósmicos ainda não é bem conhecida. • Ao atingirem a atmosfera estas partículas muitas vezes se desintegram em dezenas de outras partículas, causando os chuveiros de partículas. • Hess, que fez medidas em balões que alcançaram 5000 metros de altura, recebeu o prêmio Nobel de 1936 por sua descoberta. A Formação da Galáxia (a) Processo exato ainda é desconhecido. Possivelmente foi formada pela aglomeração de sistemas menores (b) No início era irregular com gás distribuido por todo o volume. As estrelas se formaram sem um movimento preferencial ou local específico. (c) A rotação crescente fez com que gás e poeira se dirigissem para o plano, formando o disco. As estrelas que já estavam formadas ficaram para trás, contituindo o halo. (d) Novas estrelas formaram-se no disco, já girando ao redor do centro com órbitas circulares
