Sol - Astronomia
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A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino 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 Constelação de Sagitário. direção da Via Láctea 00 900 1800 Mosaico com muitas fotos 2700 3600 Via-Láctea Via Láctea = Nossa Galáxia = A Galáxia (Latim) (Caminho de Leite) (Grego) 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. Posição do Plano Galáctico PN 62,4o PNG a = d = 27,6o 12h49m PNG T Equador NAG g 32,3o CG a = 17h42,4m CG d = - 28,9o a = 18h49m NAG d = 0,0o Região do Centro Galáctico Coordenadas Galácticas Útil para estudos da Via Láctea l = longitude galáctica (-90 graus, +90 graus) b = latitude galáctica (0 graus @ CG, 360 graus) Adotado em 1959. Nossa Galáxia Rádio Visível Raios Gama Infravermelho Raio X Via Láctea vista em diferentes cores A Via Láctea vista sob diversos olhos Nossa Galáxia Visão Frontal Braço Braço de Perseu Núcleo Sol Sub-Braço de Orion 3.000 a.l. 30.000 a.l. 50.000 a.l. Braço de Sagitário Nossa Galáxia Visão de Perfil Aglomerados globulares Halo Disco Galáctico Bojo galáctico Poeira 3.000 a.l. 30.000 a.l. 50.000 a.l. 300 a.l. Estrutura da Galáxia A estrutura da nossa Galáxia • Disco galáctico: estimase 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. Galáxias com estruturas semelhantes à nossa (a) Andrômeda, suas galáxias satélites (as estrelas de campo são da Via Láctea) (b) M83, vista “de cima” (faceon); (c) NGC891, vista “de lado” (edge-on) Estrelas até 250 a.l. Como sabemos a forma da Nossa Galáxia ? “Foto” da Cidade q d “Foto” da Galáxia Alfa=Tanto e Delta= Tanto Com a e d obtemos q ed! a d Com q e d obtemos esse ponto! Braço de Sagitário Eis a foto da Galáxia! Sol 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 rádiotelescópios. ESTRUTURA DA GALÁXIA Primeiras determinações da forma e das dimensões: • Estudo com base na contagem de objetos (Herschell). • Estudo dos aglomerados globulares (Shapley). O tamanho e a forma da Galáxia determinados por Shapley • O Sol não coincide com o centro da distribuição de aglomerados globulares. • A distribuição dos aglomerados globulares define o halo galáctico. 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. Emissão de 21,1 cm (Prevista em 1940 // Detectada em 1951) Eletrosfera Elétron e próton com spins paralelos (máxima energia) Eletrosfera Elétron e próton com spins anti-paralelos (mínima energia) Átomo de H neutro Na inversão dos spins 21,1 cm Emissão de energia ( 21,1 cm 1.420 MHz ) Radiotelescópio Observando HII Braços da Nossa Galáxia Existem 2 braços principais Mapeamento feito pela MW Spitzer Nossa Galáxia Parece ser Espiral Barrada Região vista a olho nu Nossa Galáxia Representação de Nossa Galáxia vista de “lado” Rotação da Galáxia Vrotação 250 km/s 220 km/s 200 Sol 150 0 Centro 10 20 30 Distância ao centro 40 k a.l. 50 Periferia 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) Sistema Solar & Estelar Local Plu Jup Sat Mer Vên Ter + Lua Ura Net Terra-Sol 150.000.000 km 8m 15s luz Mar Sol - Próxima 40 trilhões de km 4,4 a.l. Sistema Local de Estrelas & Nossa Galáxia Próxima Sol - Próxima 40 trilhões de km 4,4 a.l. Sol 100.000 AL 100 bilhões de estrelas Via Láctea & O Universo Sol 100.000 a.l. 100 bilhões de estrelas Nuvens de Magalhães Andrômeda 2.000.000 a.l. 100 bilhões de galáxias Ser humano A Terra no Universo Terra Terra & Lua Sistema Solar Sistema Local de Estrelas Nossa Galáxia Universo Componentes da Galáxia • Estrelas • Campo de Radiação • Meio interestelar • Campo Magnético galáctico • Raios Cósmicos Componentes da Galáxia • Estrelas • Campo de Radiação • Meio interestelar • Campo Magnético galáctico • Raios Cósmicos Estrelas Corespondem de 80 a 90% da massa da Galáxia • Estrelas isoladas (raras) • Sistemas binários ou múltiplos • Aglomerados Abertos • Aglomerados Globulares Estrela isolada Betelgeuse Rigel Constelação de Orion Aglomerados Abertos 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 Aglomerado Aberto Jovem ( NGC 3293 ) Aglomerados abertos Futuro dos aglomerados abertos Hoje As forças de atração gravitacional entre os componentes não são suficientes para manterem o grupo coeso Futuro Aglomerados Globulares Aglomerado globular • São raros (cerca de 100 na Galáxia) • Contêm de 100.000 a 1.000.000 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 Aglomerados globulares = ~200 Distância = 15.000 a.l. Diâmetro = 150 a.l. 10.000.000 estrelas Ômega Centauro Aglomerado Globular M 13 Diâmetro = 2000 AL Estrelas = 1.000.000 Aglomerado globular Aglomerado globular NGC 6093 Futuro dos aglomerados globulares Hoje As forças de atração gravitacional entre os componentes são suficientes para manterem o grupo coeso Futuro Populações estelares da Galáxia 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) Características das Populações Estelares z Distribuição das populações 50.000 a.l. Halo II Extrema 5.000 a.l. 3000 a.l. 1.500 a.l. II Disco500 a.l. I Velha I Jovem 400 a.l. 0 II Intermediária Disco Bojo galáctico Plano galáctico 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). 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. 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. Componentes da Galáxia • Estrelas • Campo de Radiação • Meio interestelar • Campo Magnético galáctico • Raios Cósmicos 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) Componentes da Galáxia • Estrelas • Campo de Radiação • Meio interestelar • Campo Magnético galáctico • Raios Cósmicos Orion visto em duas cores diferentes Infravermelho Visível 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) • Polarização da luz por reflexão (grãos) Nebulosa Eta Carina Nebulosa Escura ( Barnard 86 ) NGC 6520 Constelação e Nebulosa de Orion Nebulosa de Orion Nebulosa de Orion Nebulosa de emissão Nebulosa Escura da Cabeça do Cavalo Orion Nebulosa de Orion Nebulosa na Águia Nebulosas na Nossa Galáxia Extinção interestelar Absorção, reflexão e transmissão no meio interestelar Nuvem interestelar Nuvem interestelar Luz vermelha transmitida Luz azul refletida Luz vermelha transmitida Luz azul refletida Extinção interestelar Correção proposta por Struve (1793-1864) m - M = 5 log d - 5 a = extinção m´= m+a m adisco = 1 mag / kpc Meio interestelar d´ = 10 (m + a – M + 5) / 5 d = 10 (m´ - a – M + 5) / 5 d = 10 (m – M + 5) / 5 d = d´ 10 (- a / 5) Mapa da Galáxia na faixa de 21-cm (Radio Astronomia) Sistema Solar Plêiades Estrelas Jovens d = 400 a.l. Constelação do Touro Aglomerado aberto Nome = M45 Nuvens na Galáxia Meio interestelar Nuven interestelar Meio Internuvens Meio Internuvens Meio interestelar Meio Internuvens Meio interestelar Densidades g/cm3 Meio internuvens Nuvem interestelar difusa Nuvem interestelar densa Envelope circunstelar Supergigante vermelha Fotosfera solar Atmosfera terrestre Água Sol Terra Anã branca Estrela de nêutrons 10-25 10-23 10-20 10-16 10-8 10-7 10-3 1 1,41 5,5 106 1015 partículas/cm3 0,1 10 104 108 1016 1017 1019 1022 1024 1030 1038 Nebulosa da Águia Gás aquecido por UV de estrelas. Nenulosa de emissão Poeira Poeira Detalhes em Gygnus Filamentos gasosos em Cygnus Nebulosa Planetária Nebulosa Planetária NGC_3132 NGC_6543 a Remanescente de Supernova Visão atual da supernova vista pelos chineses em 1054 Contém um pulsar de período de 33 milisegundos Nebulosa do Caranguejo ( Constelação do Touro ) Remanescente de Supernova ( Vela ) Nebulosa da Tarântula Explosão de estrela Região de formação de estrelas Região de formação e morte de estrelas Nebulosa NGC 3582 Obtida do Chile no Cerro Tololo Inter-Americam Observatory Componentes da Galáxia • Estrelas • Campo de Radiação • Meio interestelar • Campo Magnético galáctico • Raios Cósmicos 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 Componentes da Galáxia v~c Partículas relativísticas • Estrelas • Campo de Radiação • Meio interestelar • Campo Magnético galáctico • Raios Cósmicos 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) 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 (a) Imagem infravermelha ao redor do CG muitas estrelas brilhantes juntas em um pequeno espaço densidade média ~106 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. O Centro Galáctico • Avaliemos a massa na regiao nuclear: • Obs. no IV: v (rotação do gás) v= 200 km/s @ R~1016 m • Se massa esférica (Mc) em rotação mantém-se agregada pela própria gravidade Velocidade de rotação no equador: Mcveq2/R = GMc Mc/R2 veq2 = GMc/R Mc= R veq2/G = (1016 m) (200x103 m/s)2/ (7x10-11 N m2/kg2) Mc = 6x1036 kg = 3x 106 massas solares O Centro Galáctico Essa massa central: Mc = 6x1036 kg = 3x 106 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: RS = 3 (M/Msol) km @ 107 km = 1010 m • Observações + recentes de gás rodando + rápido a distâncias menores & órbitas de estrelas interpretacao de BN: pode estar correta ! Órbita de S2 Mc = 2.3 x 106 massas solares A FORMAÇÃO DA GALÁXIA Modelo proposto para a formação da nossa Galáxia (até anos 90) HOJE: canibalismo galáctico & fusões FIM Pequena e Grande Nuvens de Magalhães Canon EF 35mm f/1.4 L lens @ f/2.8 for 15 minutes Kodak EliteChrome 200 pushed 1 stop Kenko Skymemo motor on Tripod Queensland Astrofest August 5, 2005 Pequena Nuvem Irregular Diâmetro = 14.000 a.l. Distância = 190.000 a.l. 2 bilhões de estrelas Magnitude aparente = 2,4 Nuvens de Magalhães Grande Nuvem Irregular Diâmetro = 30.000 a.l. Distância =160.000 a.l. 10 bilhões de estrelas Magnitude aparente = 0,1
