a nossa galáxia

A Nossa Galáxia

Créditos (slides):Prof. Roberto BoczkoProfa. Elisabete dal Pino

Visão geral da estrutura da Visão geral da estrutura da GaláxiaGaláxia

• 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 direção da Constelação de Sagitário.

Via LácteaVia Láctea

00 36001800900 2700

Mosaico com muitas fotos

Via-Láctea

Horizonte

Via Láctea = Nossa Galáxia = A Galáxia(Latim) (Grego)(Caminho de Leite)

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 GalácticoPosição do Plano GalácticoPN

PNG

CG

T

Equador

Plan

oga

láct

ico

62,4o

32,3o

NAG

NAG= 18h49m

= 0,0o

PNG= 12h49m

= 27,6o

CG= 17h42,4m

= - 28,9o

Região do Região do Centro Centro

GalácticoGaláctico

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 GaláxiaNossa Galáxia

Via Láctea vista em diferentes

cores

Rádio

Visível

Raios Gama

Infravermelho

Raio X

A Via Láctea vista sob diversos olhosA Via Láctea vista sob diversos olhos

Nossa Galáxia

Sol

Braço dePerseu

Braço deSagitário

Núcleo

30.000 a.l.

3.000 a.l.

50.000 a.l.

Visão Frontal

Braço

Sub-Braço de Orion

Nossa Galáxia

Aglomeradosglobulares

Poeira

Halo

DiscoGaláctico

Bojogaláctico

30.000 a.l.

3.000 a.l.

50.000 a.l.

300 a.l.

Visão de Perfil

Estrutura da Galáxia

A estrutura da nossa Galáxia

• Disco galáctico: estima-se 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” (face-on);

(c) NGC891, vista “de lado” (edge-on)

Estrelas até 250

a.l.

Como sabemos a forma da Nossa Galáxia ?

“Foto” da Cidade

d

“Foto” da Galáxia

Braço deSagitário

Alfa=Tantoe

Delta= Tanto

, d

Com e obtemos e d !

Com e d obtemos

esse ponto!

Sol

Eis a foto da Galáxia!

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 rádio-telescópios.

ESTRUTURA DA GALÁXIA

Primeiras determinações da forma e das dimensões:

• Estudo com base na contagem de objetos (Herschell).

• Estudo dos aglomerados globulares (Shapley).

•O Sol não coincide com o centro da distribuição de aglomerados globulares.

•A distribuição dos aglomerados globulares

define o halo galáctico.

O tamanho e a forma da Galáxia determinados por Shapley

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)

Elétron e próton com spins paralelos

(máxima energia)Eletrosfera

Elétron e próton com spins

anti-paralelos(mínima energia)Eletrosfera

Na inversão dos spins

Emissão de energia( 21,1 cm 1.420 MHz )

21,1cm

Átomo de H neutro

Radiotelescópio

Observando HII

Braços da Nossa Galáxia

Braços da Nossa Galáxia

Existem 2 braços principaisNossa Galáxia

Parece ser Espiral Barrada

Mapeamento feito pelaMW Spitzer

NossaGaláxiaNossa

Galáxia

Região vista a olho nu

Representação de Nossa Galáxia vista de “lado”

Rotação da Galáxia

0 50Periferia

30 402010 k a.l.150

250km/s

200

Vrotação

Sol

220km/s

Medidas feitas principalmente com radiotelescópios na faixa de = 21 cm

Período de rotação = 250 Milhões de anos (Sol deu 20 voltas em torno do centro galáctico)

Centro

Distância ao centro

Sistema Solar & Estelar Local

Terra-Sol150.000.000 km

8m 15s luz

Plu

NetUra

Jup

Sat VênMar

Ter + LuaMer

Sol - Próxima40 trilhões de km

4,4 a.l.

Sistema Local de Estrelas & Nossa Galáxia

Sol - Próxima40 trilhões de km

4,4 a.l.Próxima

Sol

100.000 AL100 bilhõesde estrelas

Via Láctea & O UniversoSol

100.000 a.l.

30.000 a.l.

100 bilhõesde estrelas

15 bilhões de a.l.

Andrômeda2.000.000 a.l.

Nuvens deMagalhães

100 bilhõesde galáxias

Universo

Nossa Galáxia

Sistema Local de Estrelas

Sistema Solar

Terra & Lua

A Terra A Terra no no

UniversoUniverso

Serhumano

Terra

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

Constelação de Orion

Betelgeuse

Rigel

Aglomerados Abertos

• 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

DiscoGaláctico

Aglomerado Aberto Jovem( NGC 3293 )

Aglomerados abertos

Futuro dos aglomerados abertos

Hoje Futuro

As forças de atração

gravitacional entre os

componentes não são suficientes

para manterem o grupo coeso

Aglomerados Globulares

• 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

Aglomeradoglobular

Ômega Centauro

Aglomerados globulares = ~200Distância = 15.000 a.l.

Diâmetro = 150 a.l.10.000.000 estrelas

Aglomerado Globular

M 13

Diâmetro = 2000 ALEstrelas = 1.000.000

Aglomerado globular

Aglomerado globular NGC 6093

Futuro dos aglomerados globulares

Hoje Futuro

As forças de atração

gravitacional entre os

componentes são suficientes

para manterem o grupo coeso

Populações estelaresda Galáxia

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

(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

Distribuição das populações

400 a.l.

1.500 a.l.

Plano galáctico

500 a.l.

3000 a.l.

5.000 a.l.

50.000 a.l.

I JovemI Velha

II Disco

II Intermediária

II Extrema

Bojogaláctico

Halo

Disco

z

0

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.

Campo de radiação

Originado pela:

_1_ Geração de energia pelas estrelas duranteas reações de fusão nuclear no seu interior(distribuição igual ao das estrelas)

_ 2_Explosão ´big-bang´ na formação do Universocorrespondente a uma radiação deCorpo Negro a 2,7 K(distribuição isotrópica)

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)

NebulosaEta Carina

Nebulosa Escura( Barnard 86 )

NGC 6520

Constelação e Nebulosa

de Orion

Nebulosa de Orion

Nebulosa Escura daCabeça do Cavalo

Nebulosade Orion

Nebulosade emissão

Nebulosa de Orion

Nebulosa na Águia

Nebulosas na Nossa Galáxia

Extinção interestelar

Absorção, reflexão e transmissão no meio

interestelar

Absorção, reflexão e transmissão no meio

interestelar

Nuvem interestelar

Nuvem interestelar

Luz vermelha transmitida

Luz vermelha transmitida

Luz azulrefletida

Luz azulrefletida

Extinção interestelar

m

m - M = 5 log d - 5

d = 10 (m – M + 5) / 5

Meio interestelar

m´= m+aa = extinção

adisco = 1 mag / kpc d´ = 10 (m + a – M + 5) / 5

d = 10 (m´ - a – M + 5) / 5

d = d´ 10 (- a / 5)

Correção proposta por Struve(1793-1864)

Mapa da Galáxia na faixa de 21-cm (Radio Astronomia)

Sistema Solar

PlêiadesEstrelas Jovens

d = 400 a.l.Constelação do Touro

Aglomerado abertoNome = M45

Nuvens na Galáxia

MeioInternuvens

Nuveninterestelar

Meiointerestelar

Meiointerestelar

Meiointerestelar Meio

Internuvens

MeioInternuvens

DensidadesMeio internuvens 10-25 0,1Nuvem interestelar difusa 10-23 10Nuvem interestelar densa 10-20 104

Envelope circunstelar 10-16 108

Supergigante vermelha 10-8 1016

Fotosfera solar 10-7 1017

Atmosfera terrestre 10-3 1019

Água 1 1022

Sol 1,41 1024

Terra 5,5Anã branca 106 1030

Estrela de nêutrons 1015 1038

g/cm3 partículas/cm3

Nebulosa da Águia

PoeiraPoeira

Gás aquecidopor UV de estrelas.

Nenulosa de emissão

Detalhes em

Gygnus

Filamentos gasosos em Cygnus

Nebulosa Planetária

Nebulosa Planetária NGC_3132

NGC_6543 a

Remanescente de Supernova

Nebulosa do Caranguejo( Constelação do Touro )

Visão atual dasupernova vistapelos chineses

em 1054

Contém um pulsar deperíodo de 33 milisegundos

RemanescenteRemanescentede Supernovade Supernova

( Vela )( Vela )

Explosão de estrelaExplosão de estrela

Nebulosa da Tarântula

Região de formação de estrelas

Região de formação e morte de estrelasNebulosa NGC 3582Obtida do Chile no

Cerro Tololo Inter-Americam Observatory

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




Partículas relativísticas

v ~ c

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.

• 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 !

O Centro Galáctico

Órbita de S2

Mc = 2.3 x 106 massas solares

A FORMAÇÃO DA GALÁXIAA FORMAÇÃO DA GALÁXIA

Modelo proposto para a formação da nossa Galáxia (até anos 90)

HOJE: canibalismo galáctico & fusões

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

Nuvens de Magalhães

Grande NuvemGrande Nuvem Irregular Diâmetro = 30.000 a.l. Distância =160.000 a.l. 10 bilhões de estrelas Magnitude aparente = 0,1

Pequena NuvemPequena Nuvem Irregular Diâmetro = 14.000 a.l. Distância = 190.000 a.l. 2 bilhões de estrelas Magnitude aparente = 2,4

a nossa galáxia

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