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Via Láctea (I)
Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira
IAG/USP
AGA 210 – 1° semestre/2017
www.astro.iag.usp.br/~aga210/
Meio interestelar: nuvens, poeira, extinção, HI Natureza da Galáxia Principais componentes Braços espirais Populações estelares Centro da Galáxia: buraco negro
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Meio Interestelar (MIS) O espaço entre as estrelas não é completamente vazio.
MIS corresponde a ~10% da massa visível da Galáxia. ~99% gás e ~1% poeira (porcentagem da massa do MIS). raios cósmicos, campos magnéticos, radiação eletromagnética.
Onde nascem as estrelas e para onde vai o material sintetizado por elas.
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Nuvem molecular
Ciclo de uma estrela massiva
• Estrelas massivas vêm do meio inter-estelar e terminam como supernova de tipo II, enriquecendo o meio com novos elementos pesados Evolução química das galáxias.
Ciclo de uma estrela massiva
Supergigante vermelha
Supernova tipo II
buraco negro
estrela de nêutrons material reciclado
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Nucleossíntese e enriquecimento • Em estrelas massivas, até a explosão da supernova a estrela sintetiza
elementos até o Ferro no núcleo.
• Pelo processo de captura lenta de nêutrons (chamado processo-s) são sintetizados elementos até o Bismuto (elemento não radioativo mais pesado) fora do núcleo (em baixa quantidade).
• Estrelas de baixa massa (como o Sol) contribuem muito pouco com o enriquecimento do meio, apesar de produzirem C, N e O. uecimento do meio, apesar de prooduzirem C, N ee O.
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Nucleossíntese e enriquecimento • SN II => ejeção de “elementos-alfa”:
– elementos formados pela fusão sucessiva de núcleos de hélio (também conhecido como partícula alfa).
– exemplo: carbono, oxigênio, neônio, silício, enxofre, cálcio. • SN Ia => ejeção de elementos do “grupo do ferro”:
– Níquel e ferro (produzidos durante a explosão da anã branca). • Em supernovas, a captura rápida de nêutrons (chamado processo-r)
sintetiza elementos até o Plutônio fora do núcleo.
Raios cósmicos quebram o carbono do meio interestelar para produzir Li, Be e B.
Resumo da principal origem dos elementos
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Material de supernova ainda chega por aqui https://www.sciencedaily.com/releases/2016/04/160414113425.htm
Baseado na quantidade do isótopo radioativo do ferro, 60Fe. Fimiani et al. 2016, PRL
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Propriedades do meio interestelar Tipo Temperatura (K) Densidade (cm–3)
Meio internuvem mais de 10.000 0,1––1,0
Região de H ionizado ~ 10.000 100
Nuvens difusas 50––150 10––1000
Nuvens escuras (moleculares)
3––20 1000––106
Fonte: J. Lépine, 2009 “A Via Láctea, nossa ilha no universo”; W. Maciel, “O céu que nos envolve”
Região HII, Nebulosa Bolha Nuvem de poeira, Saco de Carvão
Resto de supernova, Cygnus Loop
ar: 2×1019 cm–3
vácuo de laboratório: 1×106 cm–3
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Regiões HII • As jovens estrelas tipo O e B emitem muita radiação
ultravioleta. – espectro de corpo negro, com temperatura > 10.000K.
• Ionizam o hidrogênio que está nas proximidades.
• Criam as chamadas regiões HII
Nomenclatura espectroscópica hidrogênio neutro HI hidrogênio 1 vez ionizado HII hélio neutro HeI hélio 1 vez ionizado HeII hélio 2 vezes ionizado HeIII Fe que perdeu 13 elétrons FeXIV
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Regiões HII
• Regiões HII na galáxia M51
espectro típico de uma região HII
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Propagação da radiação eletromagnética no meio interestelar
Um feixe de luz pode ser absorvido ou espalhado somente por partículas com um diâmetro próximo ou maior que o comprimento de onda da radiação incidente. A absorção ou o espalhamento produzido pelas partículas aumenta com a diminuição do comprimento de onda da radiação.
poeira
Rogelio Bernal Andreo (Deep Sky Colors)
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A poeira muda a cor dos objetos
Opacidade do meio interestelar: as estrelas parecem mais fracas e mais vermelhas do que realmente são.
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Como um meio tão fino e tão esparso pode bloquear a luz das estrelas tão efetivamente? A chave é a extensão: a distância entre as estrelas. A baixa densidade (3x10–7 partículas/metro3) multiplicada pelo grande volume significa muita poeira no caminho óptico. Por exemplo, em um cilindro de 1m2 de base da Terra até α Centauro tem pouco mais de 10 bilhões de partículas de poeira, o que corresponde a cerca de 25 mg.
Poeira interestelar
poeira Mas, em 2 kpc, esta quantidade chega a mais de 1 trilhão de partículas com massa de um dedal de areia (~35 g).
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A baixa densidade (3x10–7 partículas/metro3) multiplicada pelo grande volume significa muita poeira no caminho óptico.
Observações no infravermelho ⇒ poeira é constituída de silicatos, carbono e ferro. A poeira: contém “gelo sujo” ⇒ água congelada contaminada com alguns traços de amônia, metano e outros componentes; ⇒ parecida com a da cauda dos cometas do nosso sistema solar.
0,0001 mm = 0,1 micron 1000 Å
Poeira interestelar
Exemplo:
Tamanho: de algumas moléculas até ~0,01 mm (10 micron).
12 µm
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Regiões de formação estelar • Nebulosas de emissão:
– nuvens brilhantes e quentes (ionizadas) de matéria interestelar.
• Regiões HII : associadas a estrelas jovens de tipo O ou B. • Nebulosas planetárias: associadas a uma anã branca.
– 100x mais denso que o MIS; temperatura ~ 8000 K.
• Nebulosas de reflexão: – Associadas a estrelas que não são quentes o suficiente
para ionizar o gás (Tipo B). Temperatura < 1000 K.
• Nuvens escuras de poeira: – Temperatura ~ 20 K; 1000x mais densas que o MIS. – Associadas a nebulosas de emissão. – Áreas muito obscurecidas.
• Nuvens moleculares: – Frias (~ 20K) mas muito densas, 1 milhão de vezes o MIS. – Tamanho ~10—50 pc, matéria suficiente para formar
milhões de estrelas como o Sol.
NGC1977 (“running man”)
“Dark River” perto de Antares
Nebulosa Rosetta
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Gás neutro do MIS Gás Neutro: Regiões HI: ~ 100 K.
detectadas pela linha de 21cm (1,42 GHz) do Hidrogênio atômico.
configuração de menor energia.
configuração excitada.
spins paralelos spins antiparalelos
orbital n = 1 (nuvem de probabilidade)
próton
elétron
orbital n = 1 (nuvem de probabilidade)
Prevista em 1944, foi observada pela primeira vez em 1951.
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A Via Láctea como uma galáxia
http://www.eamesoffice.com/the-work/powers-of-ten/
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Descobrindo a Galáxia • Via Láctea = caminho de
leite (lactea = leite em latim).
• Do grego, “Galaxias Kyklos” = “círculo leitoso” (γαλαξίας =galaxias = leite).
– Segundo a mitologia grega, leite derramado pela deusa Hera.
• A olho nu, faixa de aparência leitosa que atravessa o céu.
• Para diferenciar a Via Láctea de outras galáxias usa-se “Galáxia”, com “G” maiúsculo.
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Descobrindo a Galáxia • Em 1609, Galileo descobre que a Via Láctea é feita de
"um vasto número de estrelas fracas".
Imagem HST
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Descobrindo a Galáxia
• Em 1750, Thomas Wright sugere que a Via Láctea seja uma casca esférica de estrelas.
• “Universos ilhas” de Immanuel Kant
menos estrelas
mais estrelas
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Descobrindo a Galáxia • Entre 1758 e 1780,
Charles Messier observa e cataloga 110 “nebulosas”.
• Nebulosa = objeto de aparência difusa, como uma nuvem, diferente das estrelas e planetas.
• Entre 1786 e 1802, William Herschel e família catalogam milhares de “nebulosas”.
• Será que estas nebulosas são os “universos-ilhas” de Kant?
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Descobrindo a Galáxia
• Em 1785, William Herschel faz uma contagem de estrelas supondo que a luminosidade é a mesma para todas – pode assim calcular suas distâncias.
• Imagina a Via Láctea como um disco, com o Sol próximo do centro.
• Esta visão da Via Láctea vai predominar até o início do Séc. XX.
Sol 8 mil anos luz (2,5 kpc)
~300 milhões de estrelas
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Descobrindo a Galáxia
• 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....
• A poeira! Nós não podemos ver claramente além de ~2 kpc. – Luz visível é absorvida pela poeira. Brilho diminiu ~2 mag/kpc (até ~ 6 kpc).
• Na direção do centro galáctico, a absorção chega a 30 magnitudes. – O papel da poeira só fica bem estabelecido no início da década de 1930.
Sol
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Descobrindo a Galáxia
• A questão do tamanho da Galáxia e a natureza das nebulosas (principalmente as espirais) é central para a compreensão da Via Láctea.
• “Grande Debate” de 1920:
Harlow Shapley Heber D. Curtis
Via Láctea muito grande Sol a 15 kpc do centro Nebulosas fazem parte da galáxia
Via Láctea pequena Sol está no centro Nebulosas são “universos ilhas”
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Descobrindo a Galáxia
• 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.
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Descobrindo a Galáxia • Em 1926, a natureza da Galáxia fica
estabelecida definitivamente quando Edwin Hubble mostra que as “nebulosas” espirais estão muito além da Via Láctea.
• Hubble utilizou a relação Período-Luminosidade das Cefeidas (Henrietta Leavitt) como indicador de distância.
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A Galáxia
• Hoje, como imaginamos que seja a Galáxia.
Disco com braços espirais
Bojo Halo Barra
Sol
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A Galáxia
• NGC 4565, como seria nossa Galáxia vista de perfil. • Note a faixa de poeira no plano do disco.
Disco Bojo
Sol
Halo
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A Galáxia
• Nossa Galáxia vista de dentro (isto é, da Terra). • Note a faixa de poeira no plano do disco. • Imagem feita com a luz visível.
imagem de Axel Mellinger
Disco
Bojo
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A Galáxia
• Nossa Galáxia vista de dentro (isto é, da Terra). • Note a faixa de poeira no plano do disco. • Infravermelho próximo (1,2–2,2 microns)
Disco
Bojo
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A Galáxia em outros comprimentos de onda
• Infravermelho próximo: estrelas frias • Visível: estrelas próximas • Infravermelho médio e distante:
poeira e moléculas
360 graus
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Braços • A Via Láctea seria uma “nebulosa” espiral?
Easton, 1900. Primeiro esboço dos braços espirais da Via Láctea.
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Braços
Sol
Braço de Orion
Braço de Sagitário
Braço de Perseus
• Distribuição dos Aglomerados Estelares Abertos (p.ex., Plêiades, Híades...)
Aglomerados h e χ Persei
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Braços espirais • Braços espirais no disco
Galáctico.
• São 4 braços, mas em dois deles damos dois nomes pois estão em lados opostos em relação ao bojo.
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Obscurecimento pela poeira
• No visível, é impossível observar o outro lado da Galáxia.
• Isto é feito no infravermelho e em rádio. A poeira é relativamente transparente nestes comprimentos de onda.
• Regiões HII também traçam os braços.
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Populações estelares • No início dos anos 1940, aproveitando os apagões da 2a Guerra
Mundial, Walter Baade descobre que as estrelas se dividem em duas populações:
• População I: – estrelas ricas em metais – + azuis – no disco da Galáxia – movimento circular
• População II: – estrelas pobre em metais – + vermelhas – no bojo e no halo da
galáxia – movimento elíptico,
fora do disco.
eetais t i
ettais
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Centro da Galáxia • Constelações e estrelas mais brilhantes na região do centro galáctico.
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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.
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Centro da Galáxia
• Imagem em rádio em 333 MHz.
• A fonte rádio Sagitário A* coincide com o centro da Via Láctea.
• Observamos vários restos de supernovas.
0,5°
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Centro da Galáxia
• Com infravermelho podemos observar através da poeira.
Infravermelho, campo de 50°.
Infravermelho, com destaque ao centro Galáctico.
Infravermelho, onde vemos centenas de estrelas próximas de Sagitário A*.
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Centro da Galáxia
• Movimento de estrelas próximas do centro da Galáxia, observadas desde 1992. • Massa no interior de ~130 U.A. = 3,4×106 M . Buraco Negro Super Massivo.
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Componentes da Galáxia
• O Bojo é a componente mais brilhante, as estrelas estão concentradas.
• O Disco é a componente mais luminosa, têm a maior parte das estrelas.
• O Halo é a de maior massa e o menos luminoso.
Bojo Disco Halo
Diâmetro 2 kpc 30 kpc ~200 kpc
Massa total 10×109 M 70×109 M 550 ×109 M
Luminosidade 3×109 L 18×109 L 1,0×109 L Pop. estelar população II população I população II
Disco
Bojo
Halo