Para o Sol

Astronomia Galáctica
Semestre: 2016.1
Sergio Scarano Jr
10/10/2016
Via Láctea
Galáxia espiral barrada do tipo SBc (ou
SBbc), seu bojo é “boxy” e pode conter
uma estrutura em “X”
O problema da distância! MW é a única
galáxia onde podemos estudar as
populações estelares com bastante
detalhe
O problema de estar dentro! Difícil de
conseguir uma visão completa como
numa galáxia externa
Populações estelares na Via Láctea em
termos das componentes Galácticas:
Bojo, incluindo a barra central
Halo, completando a componente esfeirodal
Disco, sub-dividido em disco fino e disco espesso
Olhando para Direção do Núcleo Galáctico
Como no exercício da avaliação:
Comparação Entre Modelos e Observações
Combinação de populações:
Besançon:
Trilegal:
Comparação Entre Modelos e Observações
Combinação de populações:
Perfil de Brilho Combinado do Bojo e do Disco
Conhecidas as distâncias ao centro da galáxia, pode-se verificar o
comportamento radial do brilho superficial que segue uma lei de potência
do tipo que se verifica valer também para outras galáxias:
I (R) = I (0) exp [ -R / hR]
Escala de comprimento (scale length)
1 kpc ≤ hR ≤ 10 kpc
(depende do comprimento de onda, poeira, idade, etc)
Para outra galáxia:
Centro
(R=0)
emite ~
10,000 x
Que as regiões
externas
do
disco R=300"
10000
100
1
Hier: I (R) =
µ
Brilho superficial central
II (0) = 15 mag arcsec-2
Disco: lei de potência
Com hR = 55"
hR
R25 = 315”
Expressões para os Discos
Pela contagem de estrelas notamos que o número de estrelas decai
radialmente com a distância ao centro.
𝒏(𝒓) ∝ 𝒆−𝑹/𝒉𝒓
onde hr é a escala de comprimento do disco. Para
direção perpendicular ao disco algo equivalente
acontece (o que pode ser constatado observando
galáxias do tipo edge-on)
𝒏(𝒛) ∝ 𝒏𝟎 𝒆−𝑹/𝒉𝒛
neste caso hz é a escala de altura, que
corresponde a distância ao plano em que a
densidade de estrelas decai para 1/e.
velocidade de dispersão  escala de altura
Disco Fino e Disco Espesso
Diferentes populações do disco:
Escala de Altura e Disco Fino e Espesso
Segundo Bahcall e Sonera (1980) estrelas jovens (círculos preenchidos), se
encontram em um disco mais próximas do plano médio, enquanto estrelas
mas velhas (círculos abertos) se encontram mais afastadas da mesma
referência.
Olhando para Direção Perpendicular ao Disco
Revela diferentes populações:
Disco Fino e Disco Espesso
Usando paralaxes fotométricas em estrelas perpendiculares ao disco.
Quase todas as estrelas do tipo anãs (Seq. Principal) de G a K com
magnitudes inferiores a mV < 14. Poeira afeta pouco a fotometria.
Sparke &
Gallagher
Contrastes de Velocidades com Idades
Estrelas velhas apresentam maiores escalas de altura.
Velocidade ⊥ ao
disco
𝝈𝟐 = 𝒗𝟐𝒛 − 𝒗𝟐𝒛
Velocidade ⊥ ao
disco cresce com a
idade da estrela e
estrelas massivas de
curto tempo de vida
não tem grande σz.
Escalas de Altura e Dispersões de Velocidades
O que Ocorre em Nossa Galáxia
Lindblad e Oort identificaram as mudanças nas direções dos vetores
velocidades para raios menores e maiores do que o solar como uma
conseqüência da rotação do Sol em torno da galáxia. Baade associou os
tipos de estrelas à sua cinemática (população I e II) observando outras
galáxias.
População II (Disco)

Carney in Lépine (2008)
Menor dispersão
de velocidades no
disco

Movimento
ordenado no Disco
Associado a Curva
de Rotação
População I (Bojo)
Menos metais
Mais velho
Mais vermelho
Mais metais
Mais novo
Mais azul
Órbitas Estelares na Via Láctea
Vista de lado:
Vista por cima:
O Bojo Galáctico
Via Láctea:
Pequeno Bojo
Exponencial típico de
galáxias de tipo late-type
(mais jovens).
(Não como bojo que decai com
r1/4 de M31)
2
Launhardt
2002
Bojo (a População II de
Baade):
Alta
densidade
de
estrelas
e
fortemente obscurecido no óptico.
Acessível através de observações em
comprimentos de onda maiores
Geometricamente
e
quimicamente
complexo (boxy, possível forma de X, e
diferentes populações)
Luminosidade de ~1010Lsol, r~3 kpc
Corpo principal é barrado, pobre em
gás e contém estrelas velhas,
evoluídas, espalhadas numa larga faixa
em metalicidade.
Parte interna (R<400pc) é rica em gás
e local de formação estelar. r=400pc
marca a posição do “anel molecular”
Bojo
Estrelas
anãs
e
subgigantes
possuem distribuição bimodal de
metalidade
Pobre em metal: componente
clássica do bojo (esfeirodal), antiga,
formada em curta escala de tempo,
cinemática
corresponde
ao
esfeirodal antigo
Pop. rica em metal: cinemática da
barra, originada de um gás pré
enriquecido, ou pelo material mais
rico em metal da parte interna do
disco.
Grieco+
2012
Bojo
Pop. rica em metal: cinemática da barra, originada de um gás pré enriquecido,
ou pelo material mais rico em metal da parte interna do disco.
Bojo
Gradientes de metalicidade em
função da longitude Galáctica (b)
sugerem também a existência de
mais de duas populações
Ou seja: do ponto de vista da
composição química é possível a
coexistência de duas (ou mais)
populações distintas no bojo
Ainda sem um bom modelo que
explique as observações!
Surveys espectroscópicos: ApogeeSouth & Gaia
Modelos
Trilegal
Sintéticos:
Besançon
&
Zocalli+ 2008-12
Rotação do Bojo Galáctico
O bojo gira! Isso Acontece também com outras galáxias.
Rotação (Beaulieu et al.
2000) usando gigantes K de
diversas fontes e
nebulosas planetárias.
Dispersão de Velocidades
Muito parecida entre disco
e bojo – não é fácil separar
as componentes de disco
e bojo cinematicamente
Bojo termina em |l| ~ 12o
O Centro da Galáxia
AS 2001
Galactic Astronomy
Os 70 parscecs Mais Próximos do Centro
Observações no contínuo do rádio (1.4GHz):
• Imagem com
0.5o de lado.
•Estrutura Filamentar
•30 pc de comprimento
•1 pc de largura
• perpendicular ao plano galáctico
• emissão não térmica (synchrotron )
• acompanha o campo magnético
determinado para o centro da galáxia.
• Sagittarius A*
Estrutura de Sagitário A
Radio (6 cm)
8
pc
• “Mini-espiral”
de gás
ionizedo
• Aglomerados estelares
em IR
• Anel Molecular
mm
2 pc
IR
AS 2001
0.5
pc
Galactic Astronomy
Buracos Negro no Centro da Nossa Gáláxia
“Fácil” de resolver angularmente, de modo que se pode usar a 3a. Lei de
Kepler para determinação da massa.
Quando o objeto está passando próximo do periastro:
aS2 = 1,4x1014m
TS2 = 15,2 yr
e = 0,87
rp = 1,8x1013
= 120 UA
= 17 horas-luz
Usando a 3a. Lei de Kepler:
 2 aS3 2
36
6
M

7

10
kg

3
,
5

10
M sol
2
GP
Raio de Schwarzschild
Usando a relatividade geral, Schwarzschild verificou que uma dada massa
comprimida a um certo extremo geraria um potencial gravitacional tão
intenso que nem a luz poderia escapar.
c = velocidade da luz
vesc 
2GM
R
RS 
2GM
c2
Relatividade
Geral
Para o Sol (M = 1 Msol): RS  3 km
Como a expressão revela uma dependência linear entre raio e massa,
pode-se escrever:
RS [km]  3  M M sol 