Via Láctea (I)

Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira

IAG/USP

AGA 210 – 1° semestre/2017

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

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

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.

Nuvem molecular

Ciclo de uma estrela massiva

•  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.

Ciclo de uma estrela massiva

Supergigante vermelha

Supernova tipo II

buraco negro

estrela de nêutrons material reciclado

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 enriquecimento do meio, apesar de produzirem C, N e O. uecimento do meio, apesar de prooduzirem C, N ee O.

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.

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

Resumo da principal origem dos elementos

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

Baseado na quantidade do isótopo radioativo do ferro, 60Fe. Fimiani et al. 2016, PRL

Propriedades do meio interestelar Tipo Temperatura (K) Densidade (cm–3)

Meio internuvem 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

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

ar: 2×1019 cm–3

vácuo de laboratório: 1×106 cm–3

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

•  Regiões HII na galáxia M51

espectro típico de uma região HII

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.

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.

Poeira interestelar

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

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. 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

Poeira interestelar

Exemplo:

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.

NGC1977 (“running man”)

“Dark River” perto de Antares

Nebulosa Rosetta

Gás neutro do MIS Gás Neutro: Regiões HI: ~ 100 K.

detectadas pela linha de 21cm (1,42 GHz) do Hidrogênio atômico.

configuração de menor energia.

configuração excitada.

spins paralelos spins antiparalelos

orbital n = 1 (nuvem de probabilidade)

próton

elétron

orbital n = 1 (nuvem de probabilidade)

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

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

•  “Universos ilhas” de Immanuel Kant

menos estrelas

mais estrelas

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

•  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.

Sol 8 mil anos luz (2,5 kpc)

~300 milhões de estrelas

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....

•  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.

Sol

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 Heber D. Curtis

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

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 Período-Luminosidade das Cefeidas (Henrietta Leavitt) como indicador de distância.

A Galáxia

•  Hoje, como imaginamos que seja a Galáxia.

Disco com braços espirais

Bojo Halo Barra

Sol

A Galáxia

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

Disco Bojo

Sol

Halo

A Galáxia

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

imagem de Axel Mellinger

Disco

Bojo

A Galáxia

•  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)

Disco

Bojo

A Galáxia em outros comprimentos de onda

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

poeira e moléculas

360 graus

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

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

Braços

Sol

Braço de Orion

Braço de Sagitário

Braço de Perseus

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

Aglomerados h e χ Persei

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 –  + azuis –  no disco da Galáxia –  movimento circular

•  População II: –  estrelas pobre em metais –  + vermelhas –  no bojo e no halo da

galáxia –  movimento elíptico,

fora do disco.

eetais t i

ettais

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

•  Com infravermelho podemos observar através da poeira.

Infravermelho, campo de 50°.

Infravermelho, com destaque ao centro Galáctico.

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

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

•  O Bojo é a componente mais brilhante, as estrelas estão concentradas.

•  O Disco é a componente mais luminosa, têm a maior parte das estrelas.

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

Bojo Disco Halo

Diâmetro 2 kpc 30 kpc ~200 kpc

Massa total 10×109 M 70×109 M 550 ×109 M

Luminosidade 3×109 L 18×109 L 1,0×109 L Pop. estelar população II população I população II

Disco

Bojo

Halo