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)
d3
d4
d2
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 das “Distâncias 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 medindo-se o brilho aparente...
m(ap) – M(abs) = 5log d (pc) – 5 (expressão “quase correta”)
medida 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.
Acreditavam que a Via-Láctea era um, entre outros, “Universos ]Ilhas"
menos estrelas
maisestrelas
Os “Universos ilhas” de Immanuel Kant
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
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 dos 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
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 Galáxia...visão clássica
Disco
- 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 (pop. II)
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Vejamos com um pouco mais de detalhes o que sabemos hoje sobre as Componentes Estruturais
Bojo Clássico: componente elipsoidal 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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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 no Infra vermelho (IR)
- Muitas nuvens em 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
- 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...em 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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