nossa galáxia r. boczko iag - usp 02 06. via-láctea horizonte via láctea = nossa galáxia = a...

Nossa Galáxia

R. BoczkoIAG - USP

020206

Via-Láctea

Horizonte

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

Via Láctea

GaláxiaGalileu (1610) descobriu a composição estelar

Nuvem de estrelas em Sagitarius

Nossa Galáxia

Via Láctea vista por Via Láctea vista por “olhos” diferentes“olhos” diferentes

Espectro Eletromagnético e a transparência da atmosfera

Raios Raios X UV Infra_vermelho

IR

Ondas rádio

Vis

ível

Solo

Topo daatmosfera(300 km)Opaco

Transparente

10-4 Å 1 Å 1 1 cm 100 m 1 m

10-4 Å 1 Å 1 1 cm 100 m 1 m

Via Láctea vista em diferentes

cores

Rádio

Visível

Raios Gama

Infravermelho

Raio X

Céu fotografado pelo IRASSatélite Astronômico no Infravermelho

Tamanhoscomparados

Tamanhoscomparados

Sol

Lua

Terra

Distânciascomparadas

Distâncias comparadasTerraD= 1 cm

LuaD = 0,4 cm

SolD = 109 cm

30 c

m

100 m

Sistema Terra - Lua

384.000 km~ 1 s.l.

Sistema Terra-Lua & Sistema Solar

384.000 km

~ 1 s.l.

Plu

NetUra

Jup

Sat VênMar

Ter + LuaMer

Terra-Sol150.000.000 km

8m 15s luz

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

Nosso Universo

100 bilhõesde galáxias

15 bilhões de a.l.

Andrômeda2.000.000 a.l.

Nuvens deMagalhães

Universo

Nossa Galáxia

Sistema Local de Estrelas

Sistema Solar

Terra & Lua

A Terra A Terra no no

UniversoUniverso

Serhumano

Terra

Nossa Galáxia

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

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

Ta-ta-ta-tchin! Eis a foto da

Galáxia!

Nossa Galáxia

Região vista a olho nu

Braços da Galáxia nas proximidades do Sol

Braço de Perseu

Braço de Órion

Braço de Sagitário

Sol

Centro daGaláxia

Esquema da Galáxia

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

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

Padrão Local de RepousoLSR = Local Standard of Rest

Braço

Núcleo

SolLSR

Ponto que, num instante, está

centrado no Sol e move-se com

movimento circular uniforme em torno

do Centro Galáctico

Período orbital do Sol em torno do centro

galáctico:~250 milhões de anos

Velocidade peculiar do Sol:

16,5 km/sem direção do Ápex Solar, na constelação de

Hércules

Componentes da Galáxia

• Estrelas• Campo de Radiação• Meio interestelar• Campo Magnético galáctico• Raios Cósmicos

• Estrelas• Campo de Radiação• Meio interestelar• Campo Magnético galáctico• Raios Cósmicos

Estrelas

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

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

Aglomerado Globular

M 13

Diâmetro = 2000 ALEstrelas = 1.000.000

Aglomerado globular

Aglomerado globular NGC 6093

Aglomerado globular

Populações estelares

Notação deionização dos

elementosE I

E II

E III

E IIII

ÁtomoNeutro

Ionizado1 vez

Ionizado2 vezes

Ionizado3 vezes

Indicativos de Composição química

X = mHidrogênio / mTotal

Y = mHélio / mTotal

Z = mMetais / mTotal

Baixa metalicidade

Z = 0,001

Alta metalicidade

Z = 0,02

Metal = tudo que não é H ou He

(definição usada, mas errada!)

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)

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

Paradoxo!

Hidrogênio+

Elementos pesados

Hidrogênio

EstrelaJovem

EstrelaVelhaComposição

superficial

Reações de fusão nuclear:

Leve + Leve Pesado

Numa estrela:

Mudanças na composição química do Sol

100%

75

50

25

0 %Centro Superfície

Composição inicial de Hidrogênio

Composição inicial de Hélio

O C N Ne Si Fe

Composição atual de Hélio

Composição atual de Hidrogênio

Formação contínuade estrelas

H

AnãBranca

Super-nova

Buraconegro

Matériaejetada

Estrela

Mei

o i

nte

rest

elar

Estrela denêutrons

Leve

Média

Pesada

Composiçãoestelar

Estrela Velha

Hidrogênio

Hidrogênio

Elementospesados

Hidrogênio

HidrogênioNo

nascimento

Hidrogênio+

Elementos Pesados

Hidrogênio+

Elementos Pesados

Estrela Jovem

PrimeiraGeração

SegundaGeração

15

1

0

5

0

-

5

-1

0H_R de Aglomerados Abertos

O_______B________A________F________G________K________M______

TipoEspectral

50.000 25.000 11.000 7.500 6.000 5.000 3.500 K

Ma

gn

itu

de

ab

so

luta

M

0,0

00

1

0,0

1

1

100

10.

000

1.0

00

.00

0

Lu

min

os

idad

e (

LS

ol=

1)

M*

Aglomerado [3] é bem velho. A falta do fosso (´gap´)

sugere evolução bem lenta (talvez por ter estrelas de

massa pequena)

Como ainda existem estrelas de grande massa na Seqüência

Principal, o aglomerado [1] é jovem

Aglomerado [2] é moderadamente velho, pois

as estrelas muito massivas já acabaram seu combustível

nuclear e sairam da Seqüência Principal

11

22

3

15

1

0

5

0

-

5

-1

0H_R de Aglomerados Globulares

O_______B________A________F________G________K________M______

TipoEspectral

50.000 25.000 11.000 7.500 6.000 5.000 3.500 K

Ma

gn

itu

de

ab

so

luta

M

0,0

00

1

0,0

1

1

100

10.

000

1.0

00

.00

0

Lu

min

os

idad

e (

LS

ol=

1)

Temperatura superficial

RR Lyrae

Aglomerado velho, pois as estrelas de grande massa já puderam evoluir

e sair da Seqüência Principal

Determinação de distâncias de aglomerados por comparação

Módulo de distância de aglomerados

O_______B________A________F________G________K________M______

TipoEspectral

50.000 25.000 11.000 7.500 6.000 5.000 3.500 K

Ma

gn

itu

de

ab

so

luta

M

0,0

00

1

0,0

1

1

100

10.

000

1.0

00

.00

0

Lu

min

os

idad

e (

LS

ol=

1)

15

1

0

5

0

-

5

-1

0

Hyades(Curva bem conhecida e

calibrada trigonometricamente para cerca de 200 estrelas)

d = 46 +/- 2 pcAglomeradoem estudo observado

com magnitude aparente m

m - M

m – M = 5 log d - 5

Campo de radiação

• Estrelas• Campo de Radiação• Meio interestelar• Campo Magnético galáctico• Raios Cósmicos

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)

Meio interestelar

• 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)

NebulosaEta Carina

Nebulosa Escura( Barnard 86 )

NGC 6520

Nebulosa Escura daCabeça do Cavalo

Nebulosade Orion

Nebulosade emissão

Orion

Nebulosa de Orion

Extinção interestelar

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)

Onde nascem as estrelas?

Proto-estrelas( NGC 2237 )

Aglomerado EstelarNuvem

Inicial

Glóbulosde Bok

Aglomerado Estelar

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

Berçário de estrelas

Detalhes em

Gygnus

Filamentos gasosos em Cygnus

Onde morrem as estrelas?

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 estrela

Nebulosa da Tarântula

Campo magnético

• 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

Raios cósmicos

Partículas relativísticas

v ~ c

• 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)

Composição relativa dos raios cósmicos

Elementos químicosRaios

cósmicosMédia no Universo

H 1.000,0 1.000,0

He 68,0 152,0

Li Be B 1,5 0,000.001.5

C N O F 4,4 1,5

Outros: Ne Fe Mg Si S Al Ni Ca

1,9 0,15

Fissão de núcleos por

colisão

H

H

H

H H

H

v<<c

v ~ c

Fim