Galáxias: Via – Láctea

Galáxias: Via – Láctea
1a parte: propriedades gerais
Histórico: Modelos da Galáxia
Estrutura, Forma e Dimensões da Via-Láctea
- Bojo, Disco, Halo e Barra
- A Região Central
Sandra dos Anjos
IAGUSP
www.astro.iag.usp.br/aga210/
Agradecimentos: Prof. Gastão Bierrenback
e Prof. Vera Jatenco
Vimos na aula passada que entre as estrelas da nossa Galáxia, existe um meio,
o Meio Interestelar-MIS, constituído por gás e poeira, além de raios cósmicos,
partículas de altas energias e fótons.
Vimos, em particular, o gás e a poeira, e a transformação que a luz sofre ao
atravessar nuvens do MIS, a produção da linha de 21cm do hidrogenio - que nos
permite inferir sobre a estrutura dos braços da Galáxia, e também como as
“linhas proibidas”, fenômeno possível somente no MIS, são formadas.
Nesta aula veremos como se consolidou o conhecimento sobre a estrutura,
forma, dimensões, conteúdo estelar, e o movimento das estrelas na Galáxia, além
de importantes fenômenos dinâmicos, recentemente explicados, que podem
justificar a formação de braços no disco da Via-Láctea.
Veremos que a informação sobre o comportamento da velocidade das estrelas
no disco da Galáxia nos leva a um problema, ainda em aberto, conhecido como
"Matéria Escura”
Origem do nome - Galáxias
...aparência nebulosa, esbranquiçada…!
Romano, Via - Láctea (caminho de leite)
Grego, Galáxia (leite)
Desta visão.........chegamos a esta..!
Como ?
O conhecimento e a
estimativa do tamanho e da
estrutura
da
Galáxia
dependem da determinação
da “Distância de Estrelas".
d1
d2
d3
d4
PS: Durante todo o curso vários métodos de determinação de distância foram
apresentados e enfatizou-se, que, apesar de não ser uma grandeza física é fundamental
para se obter grandezas físicas como fluxo, e outras informações como a que apresentamos
neste Roteiro...
Nas 3 primeiras décadas do século XX astrônomos gradualmente deduziram o tamanho
e estrutura da Galáxia utilizando o número de estrelas em função da distância.
Um tipo de estrelas conveniente para estas medidas são as estrelas variáveis do tipo
Cefeida, cuja variabilidade é da ordem de 50-100 dias. Vimos especificamente este tema
no “Roteiro 17- Estrelas Variáveis".
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•
•
A causa da variabilidade deste tipo de estrela é devido a contração e expansão física das
camadas externas do envelope, causada por “oscilações de relaxação térmica”.
Neste tipo de estrela é possível utilizar a equação do Módulo de Distância para inferir a
distância das estrelas, como descrito a seguir.
Se conheço o período P, observando uma estrela variável, posso obter a L ou magnitude
absoluta (M) , via relação bem estabelecida do Período-Luminosidade de estrelas Cefeidas
(figura abaixo). A distância pode ser então calculada observando-se o brilho aparente...
m(ap) – M(abs) = 5log d (pc) – 5 (expressão “quase correta”)
observada
Obtida via Relação Período-Luminosidade
P-L
...a partir de medidas de distâncias de estrelas, foi possível obter o
primeiro modelo da forma da Galáxia, como veremos a seguir...
Primeiras Concepções sobre a Forma da Via-Láctea
menos estrelas
mais
estrelas
Em 1750 Thomas Wright sugere que a Via
Láctea seja uma casca esférica de estrelas.
...os “Universos ilhas” de Immanuel Kant.
Acreditavam que a Via-Láctea era um, entre
outros “Universos ]Ilhas"
Descobrindo
Galáxia sobre a Forma da Via-Láctea
PrimeirasaConcepções
~300 milhões de estrelas
Sol
8 mil anos luz (2,5 kpc)
Em 1785, William Herschel inicia estudos quantitativos realizando contagens de estrelas supondo
que a luminosidade é a mesma para todas –> usa as estrelas como traçadores de distância...
Imagina a Via-Láctea como um disco, com o Sol próximo do centro, resultando na concepção
desenhada acima.
Esta visão da Via-Láctea vai predominar até o início do Séc. XX.
Descobrindo
a Galáxia sobre a Forma da Via-Láctea
Primeiras Concepções
Sol
Se contarmos o número de estrelas em direções opostas, o número é mais ou menos o
mesmo.
A conclusão lógica é de que estaríamos no centro da distribuição das estrelas.
Mas falta um elemento neste raciocínio....considerar os efeitos que a poeira povoca na luz,
modificando-a, e que só foram bem estabelecidos no início da década de 1930
Nós não podemos ver claramente além de ~2 kpc.
- Luz visível é absorvida pela poeira.
Um passo a mais.... : modelos de Kapteyn e Shapley
Kapteyn – aumenta a estatística, e assume que as estrelas tem L diferentes
- encontra uma forma onde o Sol está quase no centro
Shapley – utiliza como traçador de distância aglomerados globulares
Herschel, Kapteyn
- Erraram porque não consideram obscuração (A) ou absorção (A)
galáctica devido aos efeitos sobre a luz no MIS.
m – M = 5log d(pc) – 5 + A (absorção)
Shapley (ver próxima figura)
- Usa Cefeidas em aglomerados globulares, cuja distribuição espacial destes é quase
esferica no halo da Galáxia, e percebe que o Sol não se encontra no centro desta
distribuição. Obtem um modelo bem mais realista.
Oort, Lindblad
- Paralelamente, já sabiam pelos estudos dinâmicos que o Sol não está
no centro da VL.
Primeiras Concepções sobre a Forma da Via-Láctea
No início do Séc. XX, Harlow
Shapley nota que o Sol não está no
centro da distribuição espacial de
aglomerados globulares.
Conclui
que
o
Sol
não
está
no
centro
da Via-Láctea.
Podemos ver aglomerados distantes.
Grande debate: escala do Universo
A questão do tamanho da Galáxia e a natureza das “nebulosas” (principalmente
as espirais) é central para a compreensão da escala do Universo.
Premissas do “Grande Debate” de 1920:
Harlow Shapley acreditava que:
- Via Láctea muito grande e única
- Sol a 20 kpc do centro
- Nebulosas fazem parte da galáxia
Heber D. Curtis acreditava que:
- Via Láctea pequena
- Sol está no centro
- Nebulosas são “universos ilhas”
Veremos no próximo roteiro que foi Hubble quem esclareceu esta questão....
Algumas nebulosas NÃO fazem parte da VL, são objetos extragalácticos
Via-Láctea: visão hoje
Observações em rádio (gás) e IR (poeira) complementam a visão mais detalhada da
estrutura da VL, além da comparação que podemos fazer com galáxias externas
observadas
Visão atual da estrutura da Via Láctea vista de perfil e de face…
Face
Perfil
Regiões HII
Estrutura
Nuvens moleculares
- disco fino
- disco espesso
~ 120.000 al
- halo
- barra
- bojo: componente brilhante na região central, onde estrelas de população velha e pobre em metais
estão concentradas (?!) abriga núcleo denso de estrelas, radiofonte e BH (MBH ~ 4x10 6Msol. )
Conteúdo: gás, poeira e estrelas, essencialmente…
Visão atual da estrutura da Via Láctea vista de perfil e de face…
Face
Perfil
Estrutura
- disco fino
- disco espesso
- bojo: abriga núcleo denso de estrelas, radiofonte e BH (MBH ~ 4x10 6Msol )
- halo
- barra
Conteúdo: gás, poeira e estrelas, essencialmente…
A Galáxia em outros comprimentos de onda
360 graus
• Infravermelho próximo: estrelas frias
• Visível: estrelas próximas
• Infravermelho médio e distante: poeira e moléculas
Constituintes das Componentes da Galáxia
Disco
- Estrelas jovens e ricas em metais
(população I – veremos adiante porque....)
- Aglomerados abertos
- Regiões HII
- Nuvens moleculares, gás e poeira
Bojo
- Estrelas velhas e pobres em metais
(população II)
Halo
- Aglomerados globulares
Vejamos com um pouco mais de detalhes o que sabemos sobre as
Componentes Estruturais
BOJO Clássico: componente brilhante central onde
as estrelas estão concentradas.
Recentes estudos tem indicado a presença de um pseudo-bojo, um bojo formado por
processos de evolução secular (veremos adiante o significado deste processo)
-Região brilhante confinada na
região central da galáxia e mais
espessa que o disco, com forma
quase sempre elipsoidal
-Constituído basicamente de
estrelas velhas, de população II
Contêm o núcleo ou centro galáctico
Galáxia vista de Face
Núcleo na região central do Bojo
Galáxia vista de Perfil
Centro da Galáxia
Constelações e estrelas mais brilhantes na região do centro galáctico.
CENTRO
...conjunto de observações em diferentes comprimentos de onda
- Obs radio mostram um grupo de pequenos objetos conhecido como Sagitarius A (Sgr A)
- Não se sabe exatamente o tamanho
- Sítio de forte emissão X (fonte é Sgr A*) e mais recentemente obs em Infra vermelho (IR)
- Muitas nuvens com alta velocidade indicando grande quantidade de massa
- Segmento de braço se afastando do centro sugerindo evento explosivo
→ BN Supermassivo ou aglomerado denso?
---> BN com (M~1.000.000 Msol)
Centro da Galáxia
Movimento de estrelas próximas
do centro da Galáxia, observadas
desde 1992.
Massa no interior de ~130 U.A. =
3,4 x 106 Mo.
Buraco Negro Super Massivo.
Centro da Galáxia
• Massa no interior de ~130 U.A. = 3,4x106 Msol → Buraco Negro.
Centro da Galáxia
- Imagem no visível.
- Vários aglomerados abertos e globulares
estão marcados.
- Janela de Baade:
... região com pouca poeira por onde
observamos melhor o bojo.
- A luz difusa vem de muitos milhões de
estrelas.
Centro da Galáxia
...com infravermelho podemos observar através da poeira.
Infravermelho,
campo de 50°.
Infravermelho, com
destaque ao centro
Galáctico.
Zoom centrado em Sg A*, uma fonte de
rádio bem no centro da VL, onde se obs
centenas de estrelas próximas de
Sagitário A* dentro de 1 al ou 0,3 pc.
- Binárias com anãs brancas, estrelas de
nêutrons e/ou buracos negros.
- Restos de supernovas.
- Emissão associada a Sagitário A*.
- Imagem em rádio em 333 MHz.
- A fonte rádio Sagitário A* coincide com o centro
da Via Láctea.
- Observa-se vários restos de supernovas.
0,5°
Imagem de Sgr A* em raios-X
Veremos no próximo Roteiro-20 a 2a etapa de temas da Galáxia,
ou seja, fenômenos relacionados com a cinemática do disco
abordando o que chamamos de rotação diferencial e formação dos
braços espirais.