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Meio interestelar: nuvens, poeira, extinção, HI Natureza da Galáxia Principais componentes Braços espirais Populações estelares Centro da Galáxia: bur...
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Meio interestelar: nuvens, poeira, extinção, HI Natureza da Galáxia Principais componentes Braços espirais Populações estelares Centro da Galáxia: buraco negro

Via Láctea (I) Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira IAG/USP www.astro.iag.usp.br/~aga210/

AGA 210 – 1° semestre/2017

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.

Ciclo de uma estrela massiva Ciclo de uma estrela massiva

Supergigante vermelha Supernova tipo II

buraco negro Nuvem molecular material reciclado

estrela de nêutrons

•  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.

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 uecimento do meio, apesar de produzirem pro oduzirem C, N e O. enriquecimento

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. Resumo da principal origem dos elementos



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Raios cósmicos quebram o carbono do meio interestelar para produzir Li, Be e B.

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Material de supernova ainda chega por aqui https://www.sciencedaily.com/releases/2016/04/160414113425.htm

Fimiani et al. 2016, PRL

Baseado na quantidade do isótopo radioativo do ferro, 60Fe.

Propriedades do meio interestelar Temperatura (K)

Densidade (cm–3)

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

Tipo Meio internuvem

ar: 2×1019 cm–3 vácuo de laboratório: 1×106 cm–3

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

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

Regiões HII

espectro típico de uma região HII

•  Regiões HII na galáxia M51

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)

A poeira muda a cor dos objetos Opacidade do meio interestelar: as estrelas parecem mais fracas e mais vermelhas do que realmente são.

Poeira interestelar 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. Mas, em 2 kpc, esta quantidade chega a mais de 1 trilhão de partículas com massa de um dedal de areia (~35 g).

poeira

 





 

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Poeira interestelar 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. Exemplo:

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

Tamanho: de algumas moléculas até ~0,01 mm (10 micron).

12 µm

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.

Nebulosa Rosetta

NGC1977 (“running man”)

“Dark River” perto de Antares

Gás neutro do MIS Gás Neutro: Regiões HI: ~ 100 K. detectadas pela linha de 21cm (1,42 GHz) do Hidrogênio atômico.

configuração excitada.



  

configuração de menor energia.

próton elétron orbital n = 1 (nuvem de probabilidade)

spins paralelos

orbital n = 1 (nuvem de probabilidade)

spins antiparalelos

Prevista em 1944, foi observada pela primeira vez em 1951.

A Via Láctea como uma galáxia

http://www.eamesoffice.com/the-work/powers-of-ten/

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.

Descobrindo a Galáxia •  Em 1609, Galileo descobre que a Via Láctea é feita de "um vasto número de estrelas fracas".

Imagem HST

Descobrindo a Galáxia

menos estrelas mais estrelas

•  Em 1750, Thomas Wright sugere que a Via Láctea seja uma casca esférica de estrelas. •  “Universos ilhas” de Immanuel Kant

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?

Descobrindo a Galáxia

~300 milhões de estrelas

Sol 8 mil anos luz (2,5 kpc)

• 

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.

Descobrindo a Galáxia

Sol •  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.

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 Via Láctea muito grande Sol a 15 kpc do centro Nebulosas fazem parte da galáxia

Heber D. Curtis Via Láctea pequena Sol está no centro Nebulosas são “universos ilhas”

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.

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 PeríodoLuminosidade das Cefeidas (Henrietta Leavitt) como indicador de distância.

A Galáxia

Barra

Bojo

Disco com braços espirais

   

Halo

Sol

•  Hoje, como imaginamos que seja a Galáxia.

 

A Galáxia Halo

Sol

Bojo

Disco

•  NGC 4565, como seria nossa Galáxia vista de perfil. •  Note a faixa de poeira no plano do disco.

A Galáxia

Disco

Bojo

imagem de Axel Mellinger

•  Nossa Galáxia vista de dentro (isto é, da Terra). •  Note a faixa de poeira no plano do disco. •  Imagem feita com a luz visível.

A Galáxia

Disco

Bojo

•  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)

A Galáxia em outros comprimentos de onda 360 graus

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

Braços •  A Via Láctea seria uma “nebulosa” espiral?

Easton, 1900. Primeiro esboço dos braços espirais da Via Láctea.

Braços

Aglomerados h e χ Persei

Braço de Perseus

Braço de Sagitário Braço de Orion

• 

Distribuição dos Aglomerados Estelares Abertos (p.ex., Plêiades, Híades...)

Sol

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.

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.

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 ettais + azuis no disco da Galáxia movimento circular

    

   

   

•  População II: –  estrelas pobre em metais etais t i –  + vermelhas –  no bojo e no halo da galáxia –  movimento elíptico,      fora do disco.

   

   

Centro da Galáxia • 

Constelações e estrelas mais brilhantes na região do centro galáctico.

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 •  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°

Centro da Galáxia

Infravermelho, campo de 50°.

• 

Infravermelho, com destaque ao centro Galáctico.

Infravermelho, onde vemos centenas de estrelas próximas de Sagitário A*.

Com infravermelho podemos observar através da poeira.

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.

Componentes da Galáxia Bojo Diâmetro

Halo

2 kpc

30 kpc

~200 kpc

10×109 M

70×109 M

550 ×109 M

3×109 L

18×109 L

1,0×109 L

população II

população I

população II

Massa total Luminosidade Pop. estelar

Disco

•  O Bojo é a componente mais brilhante, as estrelas estão concentradas. •  O Disco é a componente mais luminosa, têm a maior parte das estrelas.

Halo

Bojo

•  O Halo é a de maior massa e o menos luminoso.

Disco