A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.
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A Nossa Galáxia
Créditos (slides):Prof. Roberto BoczkoProfa. Elisabete dal Pino
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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.
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Via LácteaVia Láctea
00 36001800900 2700
Mosaico com muitas fotos
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Via-Láctea
Horizonte
Via Láctea = Nossa Galáxia = A Galáxia(Latim) (Grego)(Caminho de Leite)
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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.
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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
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Região do Região do Centro Centro
GalácticoGaláctico
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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.
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Nossa GaláxiaNossa Galáxia
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Via Láctea vista em diferentes
cores
Rádio
Visível
Raios Gama
Infravermelho
Raio X
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A Via Láctea vista sob diversos olhosA Via Láctea vista sob diversos olhos
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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
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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
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Estrutura da Galáxia
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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.
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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)
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Estrelas até 250
a.l.
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Como sabemos a forma da Nossa Galáxia ?
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“Foto” da Cidade
d
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“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!
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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.
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ESTRUTURA DA GALÁXIA
Primeiras determinações da forma e das dimensões:
• Estudo com base na contagem de objetos (Herschell).
• Estudo dos aglomerados globulares (Shapley).
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•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
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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.
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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
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Radiotelescópio
Observando HII
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Braços da Nossa Galáxia
Braços da Nossa Galáxia
Existem 2 braços principaisNossa Galáxia
Parece ser Espiral Barrada
Mapeamento feito pelaMW Spitzer
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NossaGaláxiaNossa
Galáxia
Região vista a olho nu
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Representação de Nossa Galáxia vista de “lado”
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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
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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.
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Sistema Local de Estrelas & Nossa Galáxia
Sol - Próxima40 trilhões de km
4,4 a.l.Próxima
Sol
100.000 AL100 bilhõesde estrelas
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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
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Universo
Nossa Galáxia
Sistema Local de Estrelas
Sistema Solar
Terra & Lua
A Terra A Terra no no
UniversoUniverso
Serhumano
Terra
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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
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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
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Estrelas
Corespondem de 80 a 90% da massa da Galáxia
• Estrelas isoladas (raras)
• Sistemas binários ou múltiplos
• Aglomerados Abertos
• Aglomerados Globulares
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Estrela isolada
Constelação de Orion
Betelgeuse
Rigel
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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
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Aglomerado Aberto Jovem( NGC 3293 )
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Aglomerados abertos
![Page 42: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/42.jpg)
Futuro dos aglomerados abertos
Hoje Futuro
As forças de atração
gravitacional entre os
componentes não são suficientes
para manterem o grupo coeso
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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
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Ômega Centauro
Aglomerados globulares = ~200Distância = 15.000 a.l.
Diâmetro = 150 a.l.10.000.000 estrelas
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Aglomerado Globular
M 13
Diâmetro = 2000 ALEstrelas = 1.000.000
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Aglomerado globular
![Page 47: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/47.jpg)
Aglomerado globular NGC 6093
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Futuro dos aglomerados globulares
Hoje Futuro
As forças de atração
gravitacional entre os
componentes são suficientes
para manterem o grupo coeso
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Populações estelaresda Galáxia
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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)
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Características das Populações Estelares
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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
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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).
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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.
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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.
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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
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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)
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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
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Orion visto em duas cores diferentes
Infravermelho Visível
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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)
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NebulosaEta Carina
![Page 62: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/62.jpg)
Nebulosa Escura( Barnard 86 )
NGC 6520
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Constelação e Nebulosa
de Orion
Nebulosa de Orion
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Nebulosa Escura daCabeça do Cavalo
Nebulosade Orion
Nebulosade emissão
![Page 65: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/65.jpg)
Orion
![Page 66: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/66.jpg)
Nebulosa de Orion
![Page 67: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/67.jpg)
Nebulosa na Águia
![Page 68: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/68.jpg)
Nebulosas na Nossa Galáxia
![Page 69: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/69.jpg)
Extinção interestelar
![Page 70: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/70.jpg)
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
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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)
![Page 72: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/72.jpg)
Mapa da Galáxia na faixa de 21-cm (Radio Astronomia)
Sistema Solar
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PlêiadesEstrelas Jovens
d = 400 a.l.Constelação do Touro
Aglomerado abertoNome = M45
![Page 74: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/74.jpg)
Nuvens na Galáxia
MeioInternuvens
Nuveninterestelar
Meiointerestelar
Meiointerestelar
Meiointerestelar Meio
Internuvens
MeioInternuvens
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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
![Page 76: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/76.jpg)
Nebulosa da Águia
PoeiraPoeira
Gás aquecidopor UV de estrelas.
Nenulosa de emissão
![Page 77: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/77.jpg)
Detalhes em
Gygnus
![Page 78: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/78.jpg)
Filamentos gasosos em Cygnus
![Page 79: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/79.jpg)
Nebulosa Planetária
![Page 80: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/80.jpg)
Nebulosa Planetária NGC_3132
![Page 81: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/81.jpg)
NGC_6543 a
![Page 82: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/82.jpg)
Remanescente de Supernova
Nebulosa do Caranguejo( Constelação do Touro )
Visão atual dasupernova vistapelos chineses
em 1054
Contém um pulsar deperíodo de 33 milisegundos
![Page 83: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/83.jpg)
RemanescenteRemanescentede Supernovade Supernova
( Vela )( Vela )
![Page 84: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/84.jpg)
Explosão de estrelaExplosão de estrela
Nebulosa da Tarântula
![Page 85: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/85.jpg)
Região de formação de estrelas
Região de formação e morte de estrelasNebulosa NGC 3582Obtida do Chile no
Cerro Tololo Inter-Americam Observatory
![Page 86: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/86.jpg)
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
![Page 87: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/87.jpg)
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
![Page 88: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/88.jpg)
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
Partículas relativísticas
v ~ c
![Page 89: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/89.jpg)
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)
![Page 90: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/90.jpg)
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
![Page 91: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/91.jpg)
![Page 92: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/92.jpg)
(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.
![Page 93: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/93.jpg)
• 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
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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
![Page 95: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/95.jpg)
Órbita de S2
Mc = 2.3 x 106 massas solares
![Page 96: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/96.jpg)
A FORMAÇÃO DA GALÁXIAA FORMAÇÃO DA GALÁXIA
Modelo proposto para a formação da nossa Galáxia (até anos 90)
HOJE: canibalismo galáctico & fusões
![Page 97: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/97.jpg)
FIM
![Page 98: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/98.jpg)
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
![Page 99: A Nossa Galáxia Créditos (slides): Prof. Roberto Boczko Profa. Elisabete dal Pino.](https://reader030.fdocumentos.tips/reader030/viewer/2022013118/552fc10d497959413d8c4b4f/html5/thumbnails/99.jpg)
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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