A VIA-LÁCTEA PARTE I. a nossa Galáxia

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1 A VIA-LÁCTEA PARTE I a nossa Galáxia

2 Definição: Uma galáxia é um conjunto de matéria estelar e interestelar - estrelas, gás, poeira, estrelas de nêutrons, buracos negros isolado no espaço e mantido junto pela sua própria gravidade. São catalogadas cerca de milhões de galáxias além da nossa no universo. A Galáxia é denominada Via Láctea ou simplesmente Galáxia com G maiúsculo.

3 Localização do sistema solar na Galáxia A Terra localiza-se no disco da Galáxia Como a Galáxia é observada a olho nú da Terra : Seta branca grande número de estrelas contidas numa faixa de luz (VIA LÁCTEA) Seta azul faixa de luz mais tênue (direção oposta ao centro da Galáxia) Setas vermelhas poucas estrelas são vistas

4 Decifrando a forma da Galáxia Vista de um satélite infravermelho do céu ao redor da Terra Faixa mais clara: disco da Galáxia Vista mais brilhante do disco, a radiação infravermelha é emitida por poeira presente em grande quantidade no disco.

5 Decifrando a forma da Galáxia Comparação com outras galáxias distantes A N D R Ô M E D A disco bojo NGC 2997 halo maior galáxia mais próxima à nossa Galáxia 800 kpc (~2.5 milhões de anos-luz) NGC 4565

6 Medindo a Galáxia Contagem de estrelas Willian Herschel (final do século XVIII): - estimativa do tamanho e forma da Galáxia através da contagem de estrelas em diferentes direções no céu - assume que as estrelas tem aproximadamente brilhos iguais sol Sol perto do centro e Galáxia com formato achatado Início do século XX: dimensões da galáxia de 10 kpc de diâmetro e 2 kpc de espessura Hoje : Galáxia a 30 kpc de diâmetro e sol aproximadamente a 8 kpc do centro.

7 Medindo a Galáxia Diferença nas estimativas: Observações de Herschel feitas no visível Não levou em conta a atenuação da luz visível das estrelas pelo meio interestelar (gás e poeira) observações somente de estrelas mais próximas somente em 1930 os astrônomos descobriram a importância da extinção interestelar Zonas onde o obscurecimento é menor

8 Nebulosas espirais e aglomerados globulares No início do século XX: não havia medidas precisas de distância (logo tb de tamanho) além da paralaxe trigonométrica Galáxia com uma distribução achatada, esferoidal e estática de estrelas aglomerados globulares e nebulosas espirais (= galáxias) observados fora ou dentro da distribuição de estrelas? Shapley e Curtis (1920): O grande debate : O que são as "nebulosas espirais" Shapley (esquerda) e Curtis(direita) Harlow Shapley: defendeu a hipótese nebular convencional: são objetos da nossa Galáxia. Heber Curtis: defendeu a hipótese dos universos-ilha: são outras gláxias como a nossa. Principal questão: qual a distância das nebulosas espirais? Debate inconclusivo

9 Edwin Hubble (1923): um universo de galáxias Usa o novo telescópio de 2,5 m de Mt Wilson Encontra Cefeidas em Andromeda Determina suas distâncias através da relação período-luminosidade Comprova que Andromeda está fora da Via-Láctea

10 Um novo estimador de distâncias : ESTRELAS VARIÁVEIS Estrela variável: a sua luminosidade ou brilho varia com o tempo Tipos de variáveis: somente uma pequena fração de estrelas são variáveis 1. Estrelas associadas a um sistema binário: binárias eclipsantes variavéis cataclísmicas novas grandes variações de brilho supernovas de tipo Ia 2. variáveis intrínsecas (não associadas a um sistema binário)

11 VARIÁVEIS INTRÍNSECAS classe importante: Estrelas Variáveis Pulsantes variam o brilho com períodos bem definidos Dois tipos são bons determinadores de distância na Galáxia e em galáxias vizinhas: RR Lyrae Cefeidas

12 Brilho aparente (unidades arbitrárias) Brilho aparente (unidades arbitrárias) RR LYRAE período Curva de luz Períodos observados entre diferentes RR Lyrae: 0.5 a 1 dia Tempo (dias) CEFEIDAS Uma estrela variável pode ser identificada apenas pela variação da luz emitida por ela. Curva de luz período Períodos observados entre diferentes Cefeidas : 1 a 100 dias Tempo (dias)

13 Cefeida no seu mínimo e máximo de brilho duas fotografias da mesma região do céu sobrepostas em posições diferentes

14 Porque as estrelas pulsam? 1 a explicação (Eddington em 1941): Opacidade: o grau no qual o gás obstrui a passagem da luz no interior das estrelas. 1. opacidade cresce no interior da estrela 2. radiação fica retida e pressão interna cresce 3. estrela expande 4. opacidade decresce 5. radiação sai livremente 6. estrela contrai BRILHO AUMENTA BRILHO DIMINUI Dadas certas condições, as estrelas entram nesta fase de instabilidade fazendo com que experimentem variações de tamanho e brilho PULSAÇÕES

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16 Luminosidade (L ) Todas as estrelas passam por esta fase de instabilidade (pulsação) num tempo muito curto de sua evolução. RR Lyrae Cefeidas pulsações ocorrem sempre após a estrela deixar a sequência principal Cefeida : estrela de alta massa que evolui para a faixa de instabilidade Temperatura da superfície (K) RR Lyrae : estrela de baixa massa que evolui para a faixa de instabilidade Classificação espectral

17 Luminosidade (L ) Localização na Galáxia RR Lyrae Cefeidas RR Lyrae (período de horas): gigantes velhas encontradas no halo ou em aglomerados globulares Temperatura da superfície (K) Classificação espectral Cefeidas (período de dias) supergigantes jovens em braços de espirais: aglom. abertos e associações OB velhas em aglom. Globulares (mais raras)

18 IMPORTÂNCIA DAS VARIÁVEIS NA DETERMINAÇÃO DE DISTÂNCIAS Identificando uma estrela como sendo Cefeida ou RR Lyrae pode-se inferir sua luminosidade e portanto sua distância brilho aparente luminosidade 2 distância

19 Luminosidade (L ) COMO A LUMINOSIDADE É DETERMINADA RR Lyrae tem luminosidade ~ constante (~100L ) RR Lyrae Cefeidas Período de pulsação (dias) Obs: relações determinadas usando estrelas próximas cuja distância pode ser estimada por paralaxe trigonométrica Cefeidas tem o período de pulsação diretamente proporcional a luminosidade relação luminosidade-período M M Θ = -2.5log(L/L Θ ) m M = 5logD-5

20 Com as variáveis pode-se medir distâncias de até 25 Mpc (80 milhões de anos-luz)

21 A forma e o tamanho da Galáxia Muitas RR Lyrae são encontradas em aglomerados globulares H. Shapley (começo do século XX) usando as RR Lyrae fez 2 importantes descobertas: 1. A maior parte dos aglomerados globulares está a grande distância do Sol (centenas de pc) 2. Os aglomerados ocupam um volume grande e aproximadamente esférico (diâmetro de ~ 30 Kpc) a distribuição dos aglomerados representa a máxima extensão da distribuição das estrelas na Galáxia halo da Galáxia

22 O centro da distribuição dos aglomerados globulares não está no nosso sistema solar! aglomerados globulares 30 kpc ~ 100 mil anos-luz 8 kpc = 26 mil anos-luz Centro da Galáxia Sol plano galáctico

23 ESTRUTURA EM LARGA ESCALA DA GALÁXIA Baseado em observações no óptico, infravermelho e rádio de estrelas, gás e poeira. halo disco bojo centro aglomerados globulares estrelas O, B componentes: Halo Disco bojo sol gás e poeira aglomerado aberto nebulosa de emissão

24 HALO halo PROPRIEDADES Formado por estrelas velhas isoladas ou pertencentes a aglomerados globulares não contém gás ou poeira

25 M104 Galáxia sombreiro halo

26 DISCO PROPRIEDADES disco Formado por estrelas velhas (menor proporção) e jovens. As estrelas jovens podem estar isoladas ou em aglomerados abertos. Contém gás e poeira regiões de formação estelar Contém braços de espirais

27 BOJO PROPRIEDADES bojo Formado por estrelas velhas e jovens (menor proporção ). Contém gás e poeira na região mais interna. Centro da Galáxia: Buraco negro ou outro objeto massivo

28 A DINÂMICA DA NOSSA GALÁXIA Movimento das estrelas, gás e poeira Estrelas e gás na vizinhança do Sol apresentam movimentos Doppler sistemáticos em qualquer direção região se afasta do Sol região se aproxima do Sol Disco da Galáxia está movendo-se de maneira ordenada região se aproxima do Sol região se afasta do Sol

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30 Conclusão: o disco está rotando ao redor do centro da Galáxia Na vizinhança do Sol a velocidade orbital é de 220 km/s Em 8 kpc do centro (distância do Sol) o material leva ~ 225 milhões de anos para dar 1 volta completa = 1 ANO GALÁCTICO

31 Em outras distâncias em relação ao centro o período orbital é diferente! centro período menor Disco rota diferencialmente! (não é um corpo sólido) período maior

32 Somente o disco possui movimento orbital ordenado HALO: componente randômica muito maior do que componente ordenada alta excentricidade BOJO: Componente randômica menor do que a do halo Mas ainda muito maior do que a componente ordenada

33 RESUMO DAS PROPRIEDADES OBSERVADAS DAS GALÁXIAS DISCO Bastante achatado Estrelas velhas e jovens Gás e poeira Sítio de formação estelar atual Gás e estrelas movem-se em órbitas ~ elípticas ao longo do plano galáctico Braços de espirais Coloração branca com braços de espirais azuis HALO ~ esférico Somente estrelas velhas Não contém gás ou poeira Não forma estrelas atualmente Estrelas possuem órbitas randômicas em 3 dimensões Não contém subestrutura evidente Coloração avermelhada BOJO Um pouco achatado e elongado no plano do disco Estrelas velhas e jovens (jovens na região + interna) Gás e poeira nas regiões mais internas Formação estelar nas regiões mais internas Estrelas possuem órbitas randômicas mas com alguma rotação em relação ao centro da Galáxia Anel de gás e poeira perto do centro; núcleo central Coloração amarela e branca