Galáxias: Via – Láctea 1a parte: propriedades gerais

Histórico: Modelos da Galáxia

Estrutura, Forma e Dimensões da Via-Láctea - Bojo, Disco, Halo e Barra - A Região Central

Sandra dos Anjos IAGUSP

www.astro.iag.usp.br/aga210/

Agradecimentos: Prof. Gastão Bierrenback e Prof. Vera Jatenco

Vimos na aula passada que entre as estrelas da nossa Galáxia, existe um meio, o Meio Interestelar-MIS, constituído por gás e poeira, além de raios cósmicos, partículas de altas energias e fótons.

Vimos, em particular, o gás e a poeira, e a transformação que a luz sofre ao atravessar nuvens do MIS, a produção da linha de 21cm do hidrogenio - que nos permite inferir sobre a estrutura dos braços da Galáxia, e também como as “linhas proibidas”, fenômeno possível somente no MIS, são formadas.

Nesta aula veremos como se consolidou o conhecimento sobre a estrutura, forma, dimensões, conteúdo estelar, e o movimento das estrelas na Galáxia, além de importantes fenômenos dinâmicos, recentemente explicados, que podem justificar a formação de braços no disco da Via-Láctea.

Veremos que a informação sobre o comportamento da velocidade das estrelas no disco da Galáxia nos leva a um problema, ainda em aberto, conhecido como "Matéria Escura”

Origem do nome - Galáxias ...aparência nebulosa, esbranquiçada…!

Romano, Via - Láctea (caminho de leite)

Grego, Galáxia (leite)

Desta visão.........chegamos a esta..!Como ?

d3

d4

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d1

PS: Durante todo o curso vários métodos de determinação de distância foram apresentados e enfatizou-se, que, apesar de não ser uma grandeza física é fundamental para se obter grandezas físicas como fluxo, e outras informações como a que apresentamos neste Roteiro...

O conhecimento e a estimativa do tamanho e da estrutura da Galáxia dependem da determinação da “Distância de Estrelas".

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Nas 3 primeiras décadas do século XX astrônomos gradualmente deduziram o tamanho e estrutura da Galáxia utilizando o número de estrelas em função da distância.

Um tipo de estrelas conveniente para estas medidas são as estrelas variáveis do tipo Cefeida, cuja variabilidade é da ordem de 50-100 dias. Vimos especificamente este tema no “Roteiro 17- Estrelas Variáveis".

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A causa da variabilidade deste tipo de estrela é devido a contração e expansão física das camadas externas do envelope, causada por “oscilações de relaxação térmica”.

Neste tipo de estrela é possível utilizar a equação do Módulo de Distância para inferir a distância das estrelas, como descrito a seguir.

Se conheço o período P, observando uma estrela variável, posso obter a L ou magnitude absoluta (M) , via relação bem estabelecida do Período-Luminosidade de estrelas Cefeidas (figura abaixo). A distância pode ser então calculada observando-se o brilho aparente...

m(ap) – M(abs) = 5log d (pc) – 5 (expressão “quase correta”)

observada Obtida via Relação Período-Luminosidade P-L

...a partir de medidas de distâncias de estrelas, foi possível obter o primeiro modelo da forma da Galáxia, como veremos a seguir...

Primeiras Concepções sobre a Forma da Via-Láctea

Em 1750 Thomas Wright sugere que a Via Láctea seja uma casca esférica de estrelas.

...os “Universos ilhas” de Immanuel Kant.

Acreditavam que a Via-Láctea era um, entre outros “Universos ]Ilhas"

menos estrelas

maisestrelas

Descobrindo a Galáxia

Em 1785, William Herschel inicia estudos quantitativos realizando contagens de estrelas supondo que a luminosidade é a mesma para todas –> usa as estrelas como traçadores de distância...

Imagina a Via-Láctea como um disco, com o Sol próximo do centro, resultando na concepção desenhada acima.

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

Primeiras Concepções sobre a Forma da Via-Láctea

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....considerar os efeitos que a poeira povoca na luz, modificando-a, e que só foram bem estabelecidos no início da década de 1930

Nós não podemos ver claramente além de ~2 kpc. - Luz visível é absorvida pela poeira.

Sol

Primeiras Concepções sobre a Forma da Via-Láctea

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Um passo a mais.... : modelos de Kapteyn e Shapley

Kapteyn – aumenta a estatística, e assume que as estrelas tem L diferentes - encontra uma forma onde o Sol está quase no centro

Shapley – utiliza como traçador de distância aglomerados globulares

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Herschel, Kapteyn - Erraram porque não consideram obscuração (A) ou absorção (A)

galáctica devido aos efeitos sobre a luz no MIS. m – M = 5log d(pc) – 5 + A (absorção)

Shapley (ver próxima figura) - Usa Cefeidas em aglomerados globulares, cuja distribuição espacial destes é quase

esferica no halo da Galáxia, e percebe que o Sol não se encontra no centro desta distribuição. Obtem um modelo bem mais realista.

Oort, Lindblad - Paralelamente, já sabiam pelos estudos dinâmicos que o Sol não está

no centro da VL.

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.

Primeiras Concepções sobre a Forma da Via-Láctea

Grande debate: escala do Universo

A questão do tamanho da Galáxia e a natureza das “nebulosas” (principalmente as espirais) é central para a compreensão da escala do Universo.

Premissas do “Grande Debate” de 1920:

Harlow Shapley acreditava que: Heber D. Curtis acreditava que:- Via Láctea muito grande e única

- Sol a 20 kpc do centro

- Nebulosas fazem parte da galáxia

- Via Láctea pequena

- Sol está no centro

- Nebulosas são “universos ilhas”

Veremos no próximo roteiro que foi Hubble quem esclareceu esta questão....Algumas nebulosas NÃO fazem parte da VL, são objetos extragalácticos

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Via-Láctea: visão hojeObservações em rádio (gás) e IR (poeira) complementam a visão mais detalhada da estrutura da VL, além da comparação que podemos fazer com galáxias externas

observadas

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Visão atual da estrutura da Via Láctea vista de perfil e de face…

Estrutura - disco fino - disco espesso - halo - barra - bojo: componente brilhante na região central, onde estrelas de população velha e pobre em metais estão concentradas (?!) abriga núcleo denso de estrelas, radiofonte e BH (MBH ~ 4x106Msol. )Conteúdo: gás, poeira e estrelas, essencialmente…

Face Perfil

~ 120.000 al

Regiões HII Nuvens moleculares

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Visão atual da estrutura da Via Láctea vista de perfil e de face…

Estrutura

- disco fino - disco espesso - bojo: abriga núcleo denso de estrelas, radiofonte e BH (MBH ~ 4x106Msol ) - halo - barra

Conteúdo: gás, poeira e estrelas, essencialmente…

Face Perfil

A Galáxia em outros comprimentos de onda

• Infravermelho próximo: estrelas frias• Visível: estrelas próximas• Infravermelho médio e distante: poeira e moléculas

360 graus

Constituintes das Componentes da GaláxiaDisco- Estrelas jovens e ricas em metais (população I – veremos adiante porque....)

- Aglomerados abertos- Regiões HII- Nuvens moleculares, gás e poeira

Bojo- Estrelas velhas e pobres em metais (população II)Halo

- Aglomerados globulares

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Vejamos com um pouco mais de detalhes o que sabemos sobre as Componentes Estruturais

BOJO Clássico: componente brilhante central onde as estrelas estão concentradas.

Recentes estudos tem indicado a presença de um pseudo-bojo, um bojo formado porprocessos de evolução secular (veremos adiante o significado deste processo)

-Região brilhante confinada na região central da galáxia e mais espessa que o disco, com forma quase sempre elipsoidal

-Constituído basicamente de estrelas velhas, de população II

Contêm o núcleo ou centro galáctico Galáxia vista de Face

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Núcleo na região central do Bojo

Galáxia vista de Perfil

Centro da Galáxia

Constelações e estrelas mais brilhantes na região do centro galáctico.

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CENTRO...conjunto de observações em diferentes comprimentos de onda

- Obs radio mostram um grupo de pequenos objetos conhecido como Sagitarius A (Sgr A)

- Não se sabe exatamente o tamanho

- Sítio de forte emissão X (fonte é Sgr A*) e mais recentemente obs em Infra vermelho (IR)

- Muitas nuvens com alta velocidade indicando grande quantidade de massa

- Segmento de braço se afastando do centro sugerindo evento explosivo

→ BN Supermassivo ou aglomerado denso? ---> BN com (M~1.000.000 Msol)

Centro da Galáxia

Movimento de estrelas próximas do centro da Galáxia, observadas desde 1992.

Massa no interior de ~130 U.A. = 3,4 x 106 Mo. Buraco Negro Super Massivo.

Centro da Galáxia

• Massa no interior de ~130 U.A. = 3,4x106 Msol → Buraco Negro.

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.

Centro da Galáxia...com infravermelho podemos observar através da poeira.

Infravermelho, campo de 50°.

Infravermelho, com destaque ao centro Galáctico.

Zoom centrado em Sg A*, uma fonte de rádio bem no centro da VL, onde se obs centenas de estrelas próximas de Sagitário A* dentro de 1 al ou 0,3 pc.

- Imagem em rádio em 333 MHz.- A fonte rádio Sagitário A* coincide com o centro da Via Láctea.- Observa-se vários restos de supernovas.

0,5°

- Binárias com anãs brancas, estrelas de nêutrons e/ou buracos negros.- Restos de supernovas.- Emissão associada a Sagitário A*.

Imagem de Sgr A* em raios-X

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Veremos no próximo Roteiro-20 a 2a etapa de temas da Galáxia,

ou seja, fenômenos relacionados com a cinemática do disco abordando o que chamamos de rotação diferencial e formação dos braços espirais.