Astronomia Galáctica Semestre: 2016.1

Sergio Scarano Jr 27/08/2016

Shapley mapeou a distribuição 3D de aglomerados globulares no céu. Ele conhecia a distância a esses objetos (usando a relação P-L de Cefeidas...) Resultado: Uma distribuição isotrópica, centrada a ~10 kpc do sol!

A Contribuição de Shapley

Shapley, 1917

Sol

Sol

Shapley, 1919

Com dados modernos de Harris (1997) sobre aglomerados globulares é possível traçar detalhes da nossa Galáxia em grande escala:

Distribuição de Aglomerados Globulares

0 20 40

0 30

60

90

120

150

180

210

240

270

300

330

20 40

-10 0 10 20 30 40 -20

-10

0

10

20

Y [k

pc]

X [kpc]

Verificou que sua distribuição no céu é assimétrica. Conclui que, se eles estiverem distribuídos isotropicamente em torno da Galáxia, o Sol não poderia estar no centro. Assim a Galáxia passaria a ser 5x maior que a de Kapten e seu centro 10kpc do Sol. Ausência de Aglomerados Globulares no plano da Galáxia seria efeito de extinção (zona de “evitação”)

Distribuição de Aglomerados Globulares na Galáxia

Universo de Shapley Com medidas de distâncias de aglomerados globulares foi possível verificar que o Sol não estava no centro da Galáxia.

Universo de Kaptein

Universo de Shapley

Fazendo estatísticas com a distribuições de aglomerados globulares é possível obter informações gerais sobre as dimensões em larga escala da Galáxia.

Quantificando as Dimensões da Galáxia

10 20 30 40 50 -100

-80

-60

-40

-20

0

20

40

60

80

100

Z [k

pc]

Número de Objetos na Direção Z

-80 -60 -40 -20 0 20 40 0

10 20 30 40 50 60

X [kpc]

Núm

ero

de O

bjet

os

na D

ireçã

o X

-100

-80

-60

-40

-20

0

20

40

60

80

100

Z [k

pc]

Ajuste linear Banda de Confiança Banda de Predição

4kpc

Xmed [kpc] Ymed [kpc] Zmed [kpc] 7.361 0.07 0.10

rCG [kpc] = 7.36

30 kpc

< 10 kpc

Sol a 2/3 do centro galáctico

Estrutura e Componentes da Nossa Galáxia

Halo Galáctico

Estrelas O, B

Sol

8 kpc

Bojo Galáctico Disco Galáctico

0.6

- 4 k

pc

30 - 50 kpc

Centro Galáctico

Aglomerado Aberto

Aglomerados Globulares

Nebulosa de Emissão

Gas e Poeira

A estrutura galáctica é a soma dos objetos que a compõe separados em componentes que se distinguem por características físicas comuns.

Espectroscopia para Observar Objetos Nebulosos Primeiramente aplicada em 1864 por William Huggins em NGC6543, em que detectou linhas de emissão de H, N e o “nebulium” (OIII).

Características de Espectros Nebulares A representação dos espectros 1d e 2d e as linhas espectrais observadas tem representação similar às das estrelas, embora linhas sejam em emissão, mais estreitas e em maior número.

Dire

ção

Esp

acia

l

5000 5500 6000 6500 0

20

40

60

80

100

120

140

Inte

nsid

adde

λ [A] 4750 5250 5750 6250 5750

Hα+

[N II

] 65

63+6

583

Hβ

4861

Continuum

[O II

I]500

7 [O

III]

4959

He

II 46

86

He

I 687

6

[Fe

II] 5

443

[S II

I] 63

10

He

I 631

0

[Ar I

V] 4

686

He

I 471

3

[Fe

II] 4

640

[X nnn] #### Elemento químico ou molécula.

Usam-se os colchetes para linhas “proibidas”. Quando ausentes são linhas de recombinação.

Grau de ionização em algarismo romanos. Como I é usado para o elemento neutro, número utilizado é um

a menos que número de elétrons perdidos.

Comprimento de onda em Angstrons.

Linhas de emissão

Exemplo de Linhas Espectrais Típicas e Galáxias Algumas linhas importantes associadas tanto à emissão quanto a absorção em galáxias.

Espectroscopia para Observar Objetos Nebulosos Entre 1912 e 1917 Slipher obteve os primeiros espectros de espirais (80 horas!). Registrou as primeiras determinação do desvio espectral. Descobriu a rotação das galáxias espirais.

Slipher (1914 )

Espectro p/ NGC3512

Em 1868: 70 nebulosas: 1/3 linhas de emissão (como M42) 2/3 espectro estelar (como M31)

Distribuição de 14650 galáxias dos catálogos UGC, ESO and MCG

http://www.eso.org/~mhilker/Gallery/gallery_lect.html

Constatação que “Nebulosas Espirais” evitavam o Plano da Galáxia

Leis de Kirchhoff Kirchoff e Bunsen conectaram a ideia das linhas de emissão observadas na química com as linhas espectrais em objetos astronômicos por 3 leis.

1ª: Um objeto que esteja no estado sólido, líquido ou gasoso, e sob alta pressão, produzirá um espectro contínuo de emissão, quando aquecido.

2ª: Um gás a baixa pressão e a uma temperatura suficientemente alta produzirá um espectro de

linhas brilhantes de emissão. 3ª: Um gás a baixas pressão e temperatura,

que se localize entre uma fonte de radiação

contínua e um observador, produzirá um

espectro de linhas de absorção, ou seja, um

conjunto de linhas superpostas ao espectro

contínuo.

Sol e Outras Estrelas emitindo como Corpo Negro

2500 5000 7500 10000 12500 15000 17500 20000 22500 25000 0.0

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

1.2

1.4

1.6

1.8

2.0

Flu

xo [

J/

s/m

2 /Å

]

Comprimento de Onda [Å]

Visível

Mais azul Mais vermelho

NM mmIC −=

4TF σ=

mT µλ 6,2897max =

112

)/(5

2

−= kThce

hcB λλ λ

Sem

ani

maç

ão

Filtro

Fotômetro

A Física Estatística e a Irradiação Estelar

http://www.falstad.com/gas/

Breve História do Conceito de Átomo Desde a antiguidade se conhecia propriedades elétricas. Mas como elas se conjugavam na matéria foi um longo processo .

Experimento de Thomson Casal Curie e a descoberta da radiatividade

Modelo de “Pudim de Passas” de Thomsom

-

-

- -

-

- -

-

-

+

+ +

+

+ +

+

+

+ +

+

+

+

+

+

+

α α

α

α

Experimento de espalhamento de Rutherford (uma a cada 10.000 partículas ricoticheava => núcleo de 10-14m)

α α

α

α +

-

-

-

-

-

Hill, Petrucci, General Chemistry An Integrated Approach 2nd Edition, page 294

Radiação de Cargas Ligadas e Livres De acordo com o eletromagnetismo clássico, cargas emitem energia eletromagnética (perdendo energia) ao serem submetidas a uma aceleração. Isso somente poderia valer para cargas livres, como no plasma estelar.

Bang

Johann J. Balmer (1825-1898) Um obscuro matemático de Basel, fascinado por numerologia. Vários pesquisadores estavam estudando o espectro do hidrogênio. Os números mais recentes na época eram os de Ångstrom.

e notou que eram equivalentes a:

hhhh3236 ,

2125 ,

1216 ,

59

Começou a estudar as quatro linhas do espectro do hidrogênio em 1884 por sugestão de um amigo. Encontrou a relação empírica para n > 3:

42

2

−⋅=n

nhλ onde h = 3646 Å

hhhh89 ,

2125 ,

34 ,

59

Balmer escreveu as quatro linhas conhecidas na forma:

6563

Å

4861

Å

4341

Å

4102

Å

3646

Å

A Equação de Rydberg Foi possível fazer uma generalização da fórmula de Balmer a linhas de Hidrogênio que foram descobertas em outros comprimentos de onda .

O Átomo de Bohr Para conciliar contradições observacionais a um modelo físico, Niels Bohr assumiu alguns postulados:

1-) O elétron apenas pode estar ligado ao átomo em certas órbitas;

2-) Elétrons apenas emitem ao transitarem entre órbitas, sendo a sendo as energias de emissão múltiplas das frequências, como esperado pela quantização de Planck, de modo que: 𝚫𝚫𝚫𝚫 = 𝚫𝚫𝟏𝟏 − 𝚫𝚫𝟐𝟐 = 𝐡𝐡𝝂𝝂

3-) O momento angular é quantizada em unidades de momento angular fundamental ℏ = 𝒉𝒉/𝟐𝟐𝟐𝟐. Assim:

π2hnrvm =

onde m é a massa do elétron, r o raio do movimento circular com velocidade v em torno do núcleo.

O Átomo de Bohr Igualando a força centrípeta com a força coloumbiana:

2

22

reZ

rvm

=

rmeZv

22 =⇒

π2hnrvm =

, onde Z é o número atômico do átomo

22

22

eZmπ4hnr =

A energia cinética total do sistema é a somada da energia cinética e potencial. Assim, em elétron-volts (1.602x10-19 J):

eVnZ6,13

reZ

2vmE 2

222

−=−=

De forma que a diferença de energia é:

−+=

∆= 2

221

2

n1

n1Z

h6,13

hEν

Energia e Transições Eletrônicas Tipos de transição tomando o exemplo um atomo de H:

1-) Espectros de absorção tendem a ser menos “ricos” que os de emissão, pois elétrons podem cascatear entre camadas eletrônicas de acordo com as probabilidades de transição;

2-) Tempo de vida médio de um átomo excitado é da ordem de 10-8s, mas quando esses tempos são maiores que 1s, são denominados estados metaestáveis.

Linhas proibidas ocorrem em gás rarefeito ao se desexcitar atomos com elétrons em estado excitado.

Modelos para Emissão dos Átomos Emissão de energia é ditada pela energia potencial do elétron em relação ao núcleo. A descrição de como se dá essa emissão marca o rompimento com a mecânica clássica.

𝝂𝝂 =𝑬𝑬𝒉𝒉

Quantização da Energia:

𝝀𝝀 =𝒉𝒉𝒑𝒑

Quantização da momento:

http://www.falstad.com/qmatom/

Átomo de Hidrogênio (Schrödinger):

Emissão de Diferentes Átomos Respeitando o mesmos princípios outros elementos podem emitir de acordo com o número de elétrons livres. Soluções analíticas são estudadas para átomos hidrogenóides (com apenas um elétron). Para outros átomos são utilizados códigos que avaliam diversas possibilidades de acordo com princípios quânticos:

Largura Equivalente Em espectros bidimensionais a largura da linha espectral é mais evidente do que o fluxo, de forma que para manter coerência com referências anteriores se define para dados modernos a largura equivalente, a qual se associa o conceito de “força da linha”:

Existe uma correlação entre a largura equivalente das linhas de Balmer e a Temperatura, permitindo um meio independente para calcular a temperatura do meio interestelar.

Termômetro Balmer

Alargamento das Linhas Diversos processos podem se sobrepor:

1-) Alargamento Natural: A energia de um elétron que se encontra num determinado nível atômico é dada, pelo princípio da incerteza:

t1

hE

∆∝

∆=∆ν

2-) Alargamento Doppler Térmico: Esse processo depende da temperatura e da composição química do gás. As partículas em um gás movem-se aleatoriamente, e os movimentos dos átomos ao longo da linha de visada resultam em deslocamentos Doppler na radiação emitida ou absorvida;

cv

≈∆λλ

3-) Alargamento Colisional:Os níveis de energia de um átomo são perturbados (ou seja, deslocados) por partículas vizinhas, principalmente as carregadas, como íons e elétrons;

4-) Efeito Zeeman: Quando um átomo se desloca sob a ação de um campo magnético, cada nível atômico de energia se divide em três ou mais subníveis (números quânticos extras);

5-) Povoamento eletrônico: A força de uma linha depende diretamente do número de átomos que estejam no estado de energia a partir do qual ocorrem as transições. A equação de Boltzmann está relacionada com o equilíbrio de excitação;

−

= kT)2(E)1(E

e)1(g)2(g

)1(N)2(N onde N é a densidade numérica,

g a multiplicidade, e E a energia do nível.

Simuladora de Paralaxe Espectroscópica

http://astro.unl.edu/classaction/animations/stellarprops/spectroparallax.html