Descobrindo o Universo em 12 passos

Carlos Alexandre WuenscheCIAA - 2003

Divisão de Astrofísica - INPE

Introdução• Radiação eletromagnética: nosso único

meio de estudar objetos distantes...• Quanto mais distante um objeto, “mais

fraca” é a quantidade de luz que medimos na Terra.

• Como manter a noção de distâncias, tamanhos e escalas no Universo?

• Compreensão das escalas hierarquias.

Que régua usaremos?

•A velocidade da luz... Mas como? •E, afinal, o que é um ano luz?

– 1 segundo luz = 300.000 (3x105) km– 1 minuto luz = 18.000.000 (1,8x106) km– 1 hora luz = 1.080.000.000 (1,1x109) km– 1 dia luz = 25.920.000.000 (2,6x1010) km– 1 ano luz = 9.460.800.000.000 (1x1013) km

Na nossa cidade...

Do estado para o continente...

Na órbita da Terra...106 = 1.000.000 = um milhão108 = 100.000.000 = cem milhões

Plutão e a vizinhança solar....1010 = 10.000.000.000 = dez bilhões1012 = 1.000.000.000.000 = um trilhão

Os braços da nossa Galáxia1014 = 100.000.000.000.000 = cem trilhões1016 = 10.000.000.000.000.000 = dez quatrilhões

O Grupo Local de galáxias...

1018 = 1.000.000.000.000.000.000 = um quintilhão1020 = 100.000.000.000.000.000.000 = cem quintilhões

O Universo visível...

O BIG BANG: 1,3x1010 a. l.

1022 = 10.000.000.000.000.000.000.000 = dez sextilhões1023 = 100.000.000.000.000.000.000.000 = cem sextilhões

Alguns fatos para começarmos ...

•A Astronomia depende, de forma crucial, da determinação das escalas de distância!

•Notação científica: necessária devido ao tamanho dos números envolvidos.

A escala de distância cosmológica

•O estudo da astronomia depende: – do conhecimento da distância ao

objeto,– da determinação do seu brilho

intrínseco,– do estudo das propriedades da

radiação que chega até nós. •Necessitamos “mapear a estrada

cósmica”, começando com a nossa vizinhança.

•Como os astrônomos medem as distâncias aos objetos extragalácticos?

•Naturalmente, o truque nesse processo é ter certeza que escolhemos um critério adequado para reconhecer que observamos o mesmo tipo de objeto visto na nossa vizinhança

A escala de distância cosmológica

• Com o “mapeamento da estrada cósmica” surgem algumas questões interessantes...

– Por quê o Universo segue uma hierarquia de distribuição de matéria, mas somente até um certo ponto?

– Como saber se existe alguém fora da nossa vizinhança cósmica?

A escala de distância cosmológica

OBJ ETO MÉTODO Estrelas próximas Paralaxe trigonométrica Aglomerado aberto

(Híades) Método de velocidade dos aglomerados

Aglomerados abertos diversos

Ajuste da seqüência principal às Híades

Cefeidas Clássicas Relação período-luminosidade calibrado a partir das Cefeidas em aglomerados

abertos Estrelas RR Lirae Métodos estatísticos de calibração da

luminosidade Aglomerados globulares Estrelas RR Lirae como calibradores

padrão Cefeidas tipo I I Relação período-luminosidade calibrado

a partir das Cefeidas em aglomerados globulares

As escalas

de distância

no Universo

RAIO (METROS)

OBJETOS CARACTERÍSTICOS

1026 Universo observável 1024 Superaglomerados de galáxias 1023 Aglomerados de galáxias 1022 Grupos de galáxias 1021 Nossa Galáxia (Via Láctea) 1018 Nebulosas gigantes 1012 Sistema Solar 1011 Atmosfera exterior das estrelas gigantes

vermelhas 109 Sol 108 Planetas gigantes (Júpiter, p. ex.) 107 Estrelas anãs, planetas como a Terra 105 Asteróides, núcleos de cometas 104 Estrelas de nêutrons 1 Seres humanos

10-2 Molécula de DNA (eixo longo) 10-5 Células vivas 10-9 Molécula de DNA (eixo curto) 10-10 Átomos 10-14 Núcleos dos átomos pesados 10-15 Prótons e nêutrons 10-35 Escala de Planck; quantum de espaço

Nossa janela de observação

GALÁXIAS

Carlos Alexandre WuenscheCIAA - 2003

Divisão de Astrofísica - INPE

Um pouco de história...•Há 200 anos distribuição ± uniforme

das estrelas no céu•Primeira menção ao conceito de

galáxia Emmanuel Kant (séc. XVIII)•William Herschel disco uniforme de

estrelas (séc. XVIII)•Harlow Shapley primeiras

estimativas corretas do tamanho da nossa Galáxia (séc. XX)

Um pouco de história...•Desde a antiguidade, a faixa de

estrelas destacada no céu recebeu atenção dos povos que observavam o céu regularmente:

– Em grego: galaxies kuklos– Em latim: Via Lactea– Em tupi: Caminho da Anta

A nossa Galáxias

•Constituintes: estrelas, gás e poeira•Dimensões:

100000 anos luz de diâmetro2000 anos luz de espessura

•Estrutura espiral, com um núcleo, disco e halo

A estrutura da nossa Galáxia

Mas... como sabemos que ela é uma espiral? Mas... como sabemos que ela é uma espiral?

A estrutura da nossa Galáxia

A formação dos braços espirais

Nossa posição no Grupo Local

Nossa posição no Grupo Local

As populações estelaresPopulação

I População

II

Extremo Intermed. Extremo Intermed.Localização Braços

espiraisDisco Bojo Halo

Metais 3% 1,6% 0,8% < 0,8 %Forma da órbita

Circular Ligeira// elíptica

Moderada// elíptica

Extrema// elíptica

Idade < 1x108 0,2 - 10x109

2 - 10x109

10-14x109

A produção dos elementos

Nossa Galáxia em diferentes comprimentos de onda

A classificação das Galáxias•Espirais

– Estrelas jovens e poeira no disco, estrelas velhas no halo.

– Subdivisão em espirais normais e barradas. – Constituem cerca de 30% da população

observada e 2/3 das espirais são barradas– Não se conhece com precisão a origem dos

braços.– Massa: 0,005 – 2 MGAL

– Diâmetro: 0,2 – 1,5 dGAL

– Luminosidade: 0,005 – 10 LGAL

Galáxias espiraisM51 - A galáxia do Redemoinho

M31 - Andrômeda

Galáxias espirais

A classificação das Galáxias•Elípticas

– Estrelas mais velhas, pouca poeira. – Não possuem uma “fronteira” bem definida. – Constitui cerca de 60% da população

conhecida– Possui uma grande variedade de massas e

tamanhos.– Massa: 0,0001 – 50 MGAL

– Diâmetro: 0,01 – 5 dGAL

– Luminosidade: 0,00005 – 5 LGAL

Galáxias elípticas (gigantes)

M86

M87

Galáxias elípticas

Galáxias elípticas Parte central do aglomerado de Virgem.

M84

M86

A classificação das Galáxias•Irregulares

– Massa: 0,0005 – 0,15 MGAL

– Diâmetro: 0,05 – 0,25 dGAL

– Luminosidade: 0,00005 – 0,1 LGAL

Galáxias Irregulares

Grande Nuvem de Magalhães

Pequena Nuvem de Magalhães

Tipos peculiares: as galáxias S0

O diagrama de Hubble

A formação e a evolução• Quando? Uns 800 milhões de anos depois da

criação do Universo (corresponde aos quasares mais distantes observados, em redshifts da ordem de 6).

• Participação principal da força gravitacional. • Formação a partir de uma nuvem de

hidrogênio e hélio• Após a formação, observa-se colisões dos mais

diversos tipos, fusão e destruição da estrutura estável em grupos ou sistemas binários.

O esquema de formação

M = 1016 MSol

M = 1011 MSol

Radiogaláxias e quasares• Início das observações em rádio: década

de 30• Grande maioria delas associada a um

objeto também visível no óptico. • A maior parte das radiofontes muito

intensas também visíveis no ótico são galáxias e emitem milhões de vezes mais energia em rádio que a nossa galáxia.

• O mecanismo responsável por essa enorme geração de energia é chamado de emissão sincrotron.

Uma “imagem” em rádio...

• Forma geral: estrutura “dupla” com a emissão localizada principalmente nas extremidades, separadas por centenas de milhares de anos- luz.

• Freqüentemente a região central é também uma radiofonte que contém duas componentes emissoras separadas por algumas centenas de anos luz.

• Divisão: – extensas (as estruturas externas) – compactas (as regiões na própria

radiogaláxia).

Mapa em rádio de Cignus A, uma radiofonte clássica. A imagem central representa o centro da emissão óptica da galáxia peculiar associada a ela.

A associação óptica x rádio...

• As regiões amarela e vermelha são os jatos emitidos na faixa de rádio (sincrotron). O objeto óptico encontra-se no centro da figura

Quasares e AGNs• Abreviações de “Quasi-Stellar Object” e

“Active Galactic Nucleus”

• Descobertos na década de 60, a partir da análise espectral de objetos semelhantes à estrelas

• Grande deslocamento das linhas espectrais

Representação de um AGN

Mecanismo de emissão

Linhas de emissão deslocadas

Posições originais

Hospedeiros de quasares

Imagem do HUBBLE DEEP FIELD

Simulações de interação• InteraçãoVia-Lactea e Andromeda

– Início dentro de 3x109 anos– Separação inicial: 2x106 anos-luz

• Interação de um aglomerado t ~ 10x109 anos– 100 galáxias espirais

• Interação de um aglomerado– Visão interna (viajante)– Intersecção de 20 galáxias

Cortesia: J. Dubinski (CITA – dubinski@astro.utoronto.ca)

A relação redshift

xdistância

As flechas à direita indicam o deslocamento para as linhas H e K do cálcio.

As hierarquias• Estrutura do Universo é

“hierárquica”• Distribuição em pares,

grupos, aglomerados e superaglomerados

• Última estrutura: parede de galáxias a mais de 2 bilhões de anos-luz

• Além da “parede”, provavelmente estamos olhando para uma época em que as galáxias ainda não haviam se formado.

As hierarquias

As hierarquias