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A Via-Láctea
Explorando o Universo, dos Quarks aos Quasares: FIS2009
Rogério Riffel
Visão histórica
→ Via Láctea: Caminho esbranquiçado como Leite;
→ Galileo a Via-Láctea é composta por uma multitude de estrelas (1610).
→ Nos anos 1700 Immanuel Kant e Thomas Wrigth propuseram que a Via-Láctea deve ser um disco estelar em rotação e que o nosso Sistema Solar é apenas uma componente dentro deste disco.
→ Em 1780 William Herchel produz o primeiro mapa da Via-Láctea. Para tal ele contou estrelas em 683 regiões diferentes do céu. Premissas: i) Todas as estrelas têm a mesma magnitude absoluta ii) A densidade de estrelas no espaço é aproximadamente constante. iii) Não existe NADA entre as estrelas iv) Ele era capaz de observar os limites da distribuição de estrelas.
Visão históricaMapa da Via Láctea William Herschel (1780)
Conclusão: O Sol deve estar muito próximo do centro da distribuição de estrelas e o tamanho do disco é 5 vezes maior que a altura.
Visão histórica
→ Via Láctea: Caminho esbranquiçado como Leite;
→ Galileo a Via-Láctea é composta por uma multitude de estrelas (1610).
→ Nos anos 1700 Immanuel Kant e Thomas Wrigth propuseram que a Via-Láctea deve ser um disco estelar em rotação e que o nosso Sistema Solar é apenas uma componente dentro deste disco.
→ Em 1780 William Herchel produz o primeiro mapa da Via-Láctea. Para tal ele contou estrelas em 683 regiões diferentes do céu. Premissas: i) Todas as estrelas tem a mesma magnitude absoluta ii) A densidade de estrelas no espaço é aproximadamente constante. iii) Não existe NADA entre as estrelas iv) Ele era capaz de observar os limites da distribuição de estrelas.
→ Kapteyn (1915) fez medidas contando a densidade de estrelas e como essa variava. Concluiu que o Sol estava a 38 pc do ao norte do plano do centro Galáctico e a 650 pc do centro e determinou um tamanho de 20 kpc para a Galáxia.
Visão histórica
→ Harlow Shapley (entre 1915 e 1919) fez a medida de estrelas variáveis W-Virgins e mediu a distância de 93 Aglomerados Globulares. Ao analisar a distribuição de distâncias do A.G., Shapley concluiu que:
i) Os aglomerados não estão distribuídos uniformemente. ii) Estão centrados na constelação de Sagittarius, estimou 15 kpc de distância de nós ao centro. iii) A distância estimada para o Aglomerado mais distante foi de 70 kpc (55 kpc além do centro). iv) Assumindo que a distribuição de aglomerados representa o tamanho da Via-Láctea ele concluiu que a VL tem 100 kpc de diâmetro (5 x maior que a proposta de Kapteyn).
Visão histórica
→ Modernamente sabemos que ambos os modelos estavam errados! Kapteyn subestimou e Shapley superestimou.
Qual foi o erro deles?
Visão histórica
→ Modernamente sabemos que ambos os modelos estavam errados! Kapteyn subestimou e Shapley superestimou.
Qual foi o erro deles?
R: Não consideraram o avermelhamento.
Meio Interestelar: Extinção e Avermelhamento
Distância entre partículas
Meio Interestelar: Extinção e Avermelhamento
● É causada pela poeira interestelar concentrada principalmente no plano da Galáxia e que também extingue e avermelha a luz das estrelas.
● A extinção interestelar é dada em magnitudes e é representada pela letra A com um subscrito indicando a banda espectral a que se refere, por exemplo, a extinção interestelar na banda B é AB e na banda V é AV .
● A extinção interestelar no visual é da ordem de 1 magnitude por kiloparsec (na Via-Láctea).
Meio Interestelar: Extinção e Avermelhamento
● Devido a poeira interestelar concentrada principalmente no plano da Galáxia e que também extingue e avermelha a luz das estrelas.
Meio Interestelar: Extinção e Avermelhamento
http://english.shao.cas.cn/ns/es/201503/t20150320_145542.html
Exemplo “visual” da extinção
Nossa visão da Galáxia no Início de 1900
Tudo antes de 1923 focava em duas perguntas
i) O que é a Via Láctea?a) inicialmente: forma, tamanho e onde está o Sol.b) qual o seu tamanho e quais os movimentos internos (se existem).
ii) O que são as grandes nebulosas?a) Primeiro – Catalogá-las e descrevê-las com os “grandes” telescópios.b) Segundo – São “grupos” estelares não resolvidos ou nebulosas gasosasc) Finalmente: Elas pertence à Via Láctea ou são externas (Universos Ilhas)
Nossa visão da Galáxia no Início de 1900
Para responder essas questões, faz-se fundamental ter métodos precisos de medidas para grandes distâncias
Distâncias dentro da galáxia
Para responder essas questões, faz-se fundamental ter métodos precisos de medidas para grandes distâncias
Métodos:
- Radar: Planetas Internos e outros objetos próximos da Terra (não disponível na época)
- Paralaxe heliocêntrica: Planetas externos e estrelas próximas (até 500 pc);
- Paralaxe espectroscópica: Estrelas a distâncias de até 10 000 pc.
Tamanho da galáxia: ~25 000 pc (100 000 AL)Como medir distâncias maiores do que 10 000 pc?
Distâncias dentro da galáxia
Para responder essas questões, faz-se fundamental ter métodos precisos de medidas para grandes distâncias
Métodos:
- Radar: Planetas Internos e outros objetos próximos da Terra (não disponível na época)
- Paralaxe heliocêntrica: Planetas externos e estrelas próximas (até 500 pc);
- Paralaxe espectroscópica: Estrelas a distâncias de até 10 000 pc.
Tamanho da galáxia: ~25 000 pcComo medir distâncias maiores do que 10 000 pc?
R: Relação Período-Luminosidade de estrelas variáveis pulsantes.
Distâncias dentro da galáxia: Hubble
Distâncias dentro da galáxia
Imagem do artigo original de Hubble, analisando as estrelas variáveis da galáxia de Andrômeda.
Fonte: http://adsabs.harvard.edu/abs/1925CMWCI.304....1H
A Via-Láctea
A evolução dos métodos para medir a distância e da tecnologia permitiu coletar melhores dados (imagens e espectros); o que nos permitiu determinar melhor as dimensões e a estrutura da Via-Láctea.
The Milky Way Galaxy.
Serge Brunier
Como é a Nossa Galáxia?
Forma
Via-láctea
The Milky Way Galaxy.
Serge Brunier
Outra galáxia vista de perfil (NGC 4565)
www.eso.org
ID: eso0225a
A Via-Láctea é rica em Meio Interestelar
•Gás e poeira entre as estrelas•Gás :
•domina em massa•H e He dominam•Ionizado, neutro, molecular
•Poeira:•Partículas minúsculas•poeira = 1% da massa do gás•Formadas principalmente de:
•Carbono•Silício•Gelo•Outros materiais (Fe, Mg, …)
•Absorve a luz visível e reemite no infravermelho
A Via-Láctea é rica em Meio Interestelar
Por comparação com outras galáxias...
Andrômeda (M31) NGC 4314
Em outras galáxias: Nebulosas gasosas geralmente se encontram distribuídas em uma estrutura espiral.
É razoável supor que nossa Galáxia também tem uma estrutura espiral.
É difícil visualizar a estrutura espiral pois estamos dentro do disco galáctico, e cercados de poeira interestelar, que bloqueia a luz.
Qual o tipo da nossa Galáxia?
Telescópio COBE (micro-ondas)
Mosaico
Estrutura e Dimensões
https://wmap.gsfc.nasa.gov/universe/rel_milkyway.html
Resposta: uma espiral, com o Sol no plano do disco
Escalas da Galáxia
Escalas da Galáxia
Escalas da Galáxia
Concepção artística: https://www.universetoday.com/22285/facts-about-the-milky-way/
Estrutura da Galáxia: Componentes
https://en.wikipedia.org/wiki/Thin_disk
Halo Estelar•Formato esferoidal, envolvendo a Galáxia•Baixa densidade•Composto dominantemente por aglomerados globulares
•A população de estrelas é antiga (População II), com estrelas avermelhadas/amareladas (mais frias) dominando
A massa luminosa do Halo não é muito grande (~109 Msol), 1% disso são os aglomerados e o resto estrelas de campo. Em suma, não há muita “coisa no Halo”, mas as estrelas ali contidas contém muita informação sobre a história inicial da Galáxia.
O Halo da Via-Láctea: Aglomerados Globulares e estrelas de campo
Bojo
•Região central da Galáxia•Forma esferoidal•Estrelas amareladas e avermelhadas → mais frias
•A população de estrelas é
predominantemente velha (a chamada População II)
•Possui gás e poeira•Barra
Disco
•Forma de um disco achatado•Exibe braços espirais•A população dominante em número é de estrelas frias (alaranjadas/avermelhadas)
•Mas possui muitas estrelas azuladas (quentes e jovens) que são tipicamente mais luminosas
•População I (mais jovem)•Aglomerados abertos
Disco fino e disco espesso
Credit: Amanda Smith, IoA graphics officer
Movimento das estrelas na galáxia
https://courses.lumenlearning.com/astronomy/chapter/stellar-populations-in-the-galaxy/
Determinação da Massa e Curva de RotaçãoPara determinar a massa em galáxias espirais podemos considerar a rotação do tipo Kepleriana
Através de observações no óptico e em rádio, os astrônomos mediram o movimento do gás no disco, até distâncias além do limite “visível” da Galáxia, e determinaram, assim, a curva de rotação da Galáxia, que é a velocidade de rotação em função da distância ao centro.
Determinação da Massa e Curva de Rotação
(Wikimedia Commons user Stefania.deluca)
O Sol, as outras estrelas, as nebulosas gasosas, e tudo o que faz parte da galáxia, gira em torno do centro galáctico movido pela atração gravitacional da grande quantidade de matéria localizada no C.G.
A Curva de rotação da Via-Láctea
Órbitas Keplerianas: da mesma forma que os planetas giram em torno do Sol.
ObservadoTeórico
A Curva de rotação da Via-Láctea
Disco em rotação
Terra em torno do Sol
http://astro.if.ufrgs.br/vialac/node5.htm
A curva de rotação da Galáxia
http://astro.if.ufrgs.br/vialac/node5.htm
A curva de rotação da Galáxia
- Como a matéria diminui a curva de rotação deveria cair na periferia da Galáxia.
- Mas não é isso que acontece. Pelo contrário, a curva de rotação aumenta ligeiramente para distâncias maiores, o que implica que a quantidade de massa continua a crescer.
A nossa Galáxia contém matéria não-visível? Sim, 2/3 e se estende muito além da matéria visível.
Como podemos tentar entender isso?
- Quando toda a massa das componentes luminosas da Via-Láctea é combinada a massa da Galáxia é da ordem de 9 x 1010 Msol
- Este valor é um bom valor para distâncias galactocêntricas menores que R0 (distância do centro ao Sol)
- Órbitas além de R0 não são explicadas.
- Aparentemente há uma outra componente crucial que causa distorções no disco de gás HI (Warps)
- O Halo de matéria escura se distribui envelopando o halo estelar se estendendo a ~230Kpc.
- Baseado na influência gravitacional na matéria luminosa pode-se determinar a forma da distribuição de matéria escura.
O Halo da Via-Láctea: Halo de Matéria escura
A forma da distribuição de matéria escura pode ser expressa como:
O Halo da Via-Láctea: Halo de Matéria escura
→ ρ0 e a são escolhido de modo a ajustar a função → Esta função se comporta como 1/r se r << a e 1/r3 se r>>a. Resulta em:MDMhalo = 5.4 x 1011Msol (r = 50 kpc)MDMhalo = 1.9 x 1012Msol (r = 230 kpc)
- 95% da massa da Galáxia é de Matéria Escura
Expressão para a distribuição da matéria escura, proposta por: Navarro–Frenk–White (NFW)
O Centro Galáctico
- A densidade de estrelas no centro galáctico é extremamente alta.
- Muita poeira e gás na direção do centro.
- Extinção de cerca de 30 magnitudes.
- O Sol está localizado no plano do disco (30pc). O que faz com que praticamente toda a poeira e gás do disco fique na linha de visada.
- Devido a isso as observações do centro Galáctico só podem ser feitas em comprimentos de onda maiores que 1 micron ou em Raios-X ou Raios-Gama.
O Centro Galáctico
- No inicio dos anos 80, medidas de velocidade das estrelas a partir das bandas do CO (2,3μm) revelaram que as velocidades abaixo de 2 pc não obedecem a distribuição isotermica (deveriam ter r -2.7). Ou que deve ter uma massa muito grande ocupando um volume pequeno.
- Observações mais recentes mostram que a estrela S2, muito próxima do centro Galático tem um período orbital de cerca de 15,2 anos.
O Centro Galáctico- No início dos anos 80, medidas de velocidade das estrelas a partir das bandas do CO (2,3μm) revelaram que as velocidades a distâncias menores que 2 pc do centro não obedecem a distribuição isotérmica, o que indica que deve ter uma massa muito grande ocupando um volume pequeno no centro da Galáxia.- Observações mais recentes mostram que a estrela S2, muito próxima do centro Galáctico, tem um período orbital de cerca de 15,2 anos.
O Centro GalácticoÓrbitas das estrelas no Centro Galáctico
O Centro GalácticoMapa das estrelas do Centro Galáctico (Gillesen et all., 2009, ApJ, 707,114)
Massa
Maior erro é a incerteza na determinação de R0
O Centro Galáctico: Rádio Fontes- Na década de 30 Jansky faz as primeiras observações nos comprimentos de onda rádio do centro Galáctico.
- Medidas melhores são feitas depois da Segunda Guerra Mundial (a rádio astronomia cresceu muito com a tecnologia desenvolvida para comunicação).
- Observações rádio mostram lóbulos de gás ionizado na dezena de parsecs centrais da VL.
A Via Láctea sobre o ALMA: https://www.eso.org/public/images/potw1222a/
O Centro Galáctico: Rádio FontesEmissão rádio (20 cm) do centro da nossa Galáxia.
O Centro Galáctico: Radio FonteEmissão rádio (20 cm) do centro da nossa Galáxia.
Imagem rádio feita com o VLA do núcleo do centro Galáctico. Essa imagem ocupa cerca de 8 x o tamanho da Lua.
VLA
O Centro Galáctico: Rádio FonteEmissão rádio (6 cm) do centro da nossa Galáxia revela braços espirais nucleares.
O centro Galáctico: Buraco negro Supermassivo em Sgr A.
- As evidências levantadas até agora dão conta de que há uma grande massa confinada em uma região muito pequena (~2 UA). Logo tudo indica haver um buraco negro supermassivo no centro da Via-Láctea.
Sua massa e raio são dados abaixo.
A emissão oriunda da acresção de matéria por esse buraco negro supermassivo no centro da Via-Láctea deve ser detectada (mais na aula sobre AGNs)
O Centro Galáctico: Rádio Fonte
Emissão em raios gama e raios X foram detectadas em 2015 usando o telescópio Fermi
Veja mais em: http://astronomy.com/news/2017/03/fermi-bubbles
Observações do VLA revelaram a presença de duas nuvens de gás ionizado sendo emitidas em lados opostos de Sgr A.
O Centro Galáctico: Rádio Fonte
O Centro galático: Bolhas (FERMI)
Ao lado uma ilustração do flare em Raios-X observada com o Chandra.
A Galáxia é um Ambiente Dinâmico
•Movimentos: a matéria se move – órbitas, turbulência, …
•Evolução:•Gás e poeira do meio interestelar formam estrelas, planetas, cometas, etc…
•Estrelas evoluem
O que resta saber sobre nossa Galáxia?
• Qual a natureza da matéria escura?
• Quando e como se formou a Galáxia?
• Como e a que passo o gás foi convertido em estrelas (histórico de formação estelar)
• Como o meio interestelar é transformado em estrelas?
