Via Láctea Nome dados a faixa nebulosa - ppt carregar
PublicouJonathan Mora Alterado mais de 4 anos atrás
Apresentação em tema: "Via Láctea Nome dados a faixa nebulosa"— Transcrição da apresentação:
1 Via Láctea Nome dados a faixa nebulosa
que cruza o céu na direção norte-sul e pode ser observada a olho nu. Esta faixa é parte de um sistema estelar gigantesco, do qual forma parte o sistema Solar, também conhecido como a Galáxia. No século XVII Galileo Galilei descobriu que a Via Láctea era composta por milhões de estrelas. .Em 1900 Jacob Kapteyn estima por primeira vez seu tamanho aproximado ( parsecs ), determinando a densidade de estrelas. O tamanho verdadeiro foi determinado por Harow Shalpey, em1920, mediante a distribuição dos aglomerados Globulares.
2 Determinação do tamanho real da Via Láctea
Em 1920 Harlow Shapley, Observando de estrelas RR Lyrae determinou a distancia dos aglomerados Globulares. Mostrou que a distribuição dos aglomerados é esférica e o Sol dista 15 kpc do centro Miriani Pastoriza
3 Distribuição dos aglomerados No sistema de coordenadas galácticas
Aglomerado Globular , Sistema estelar formado por estrelas velhas, idade anos Distribuição dos aglomerados No sistema de coordenadas galácticas Miriani Pastoriza
4 Miriani Pastoriza
5 Imagem na luz Infravermelha do plano Galáctico
Mosaico da Região de escorpião e Sagitário Centro da Galáxia Miriani Pastoriza
6 Esta vista panorâmica do Céu foi montado com 51 imagens de grande abertura angular. Cada imagem foi transformada para coordenadas cartesianas baseadas em coordenadas galácticas . Miriani Pastoriza
7 Paralaxe trigonométrica
Movimento angular das estrelas próximas ocasionado pela translação da Terra em torno do Sol . - tg p = Unidade Astronômica / d ~ p = UA/ p p < 1 grão - d = UA / p(Rad) distancia medida em UA -Definimos 1 Parsec a distancia de uma estrela que tem a paralaxe de 1" d= UA / p(R) = UA / 4.8 x ( de arco segundos )= UA = x10 16 m Miriani Pastoriza
8 Movimento próprio das estrelas
Movimento espacial das estrelas causado pelo movimento do Sol no espaço. -Vr, velocidade radial componente de V, na direção Sol-Objeto -Vt, Velocidade tangencial -, deslocamento angular medido em segundos de arco / ano < 2" ~  =Vt/d d= Vt/  Miriani Pastoriza
9 Miriani Pastoriza
10 Animação das estrelas de Bernard
11 Movimento proprio das estrelas das estrelas
12 Miriani Pastoriza
13 Estrelas Cefeídas São estrelas que expandem e contraem periodicamente as camadas mais externas de sua atmosfera , o que produz variações de emissão de luz. Mv= log P(dias) -1.4 Curva de luz Miriani Pastoriza
14 Distribuição no plano Galáctico dos aglomerados abertos ,regiões de formação estelar e estrelas jovens (idade < 10 ^7 anos ) Miriani Pastoriza
15 Distribuição dos aglomerados globulares e estrelas velhas ( Idade > 10 ^9 anos )
16 Cinemática das estrelas do Halo e do disco da Galáxia
17 Idade dos aglomerados estelares
18 Evolução das estrelas dos aglomerados de 1 milhão a 10 bilhões de anos
19 Miriani Pastoriza
20 Miriani Pastoriza
21 Rotação da Via Láctea, Constantes de Oort
Velocidade radial Vr =A r sin(2l) Velocidade tangencial Vt= A r cos(2l) + Br A= 15 km/seg/Kpc B=-10 km /seg/kpc A-B= Vo/Ro = o r =distancia estrela ao Sol R= distancia estrela Centro galáctico Ro = distancia Sol ao Centro galáctico l = longitude galáctica da estrela Miriani Pastoriza
22 Miriani Pastoriza
23 Emissão da linha espectral em 21 cm do Hidrogênio
O spin do próton e do eletrôn no estado fundamental do Hidrogênio pode ser paralelo ou antiparalelo A diferença de energia da estrutura hiperfina corresponde a uma freqüência de Mhz. A transição entre as estruturas hiperfina corresponde a emissão da linha espectral em 21. Miriani Pastoriza
24 Velocidade radial das nuvens de Hidrogênio neutro
Vc Miriani Pastoriza
25 Ro distancia Sol – Centro galáctico r distancia Sol- Nuvem de HI
Distancia e velocidade da nuvem de Hidrogênio neutro que órbita em torna do centro galáctico, observada do Sol na posição n4 Ro distancia Sol – Centro galáctico r distancia Sol- Nuvem de HI L longitude galáctica da nuvem Vc Velocidade radial observada da nuvem na linha de 21 cm, na posição n4 V circular = Vc = R (-o) R = Ro sin l Vc = Ro sin l (-o) R = Ro cos l Miriani Pastoriza
26 Distribuição da emissão em 21 cm da Via Láctea
Sol Miriani Pastoriza
27 Emissão de HI observado em outras galáxias
Galáxia NGC6946, imagem ótica ( cor branca) superposta a imagem em 21 cm (azul) Messier 83, imagem de Hidrogenio neutro Miriani Pastoriza
28 Curva de rotação da Galáxia velocidade circular vs distancia ao centro galáctico
29 Curvas de rotação de galáxia espiral comparada:
corpo sólido, a rotação Kepleriana e velocidade constante Miriani Pastoriza
30 Curva da rotação da Galáxia e determinação massa da Galáxia
A Galáxia: Rota ~ como corpo sólido de 2 a 8 Kpc, ~ a curva de Rot, é Kepleriana de 8 a 12 Kpc , e sobe a partir dos 12 Kpc Calculo aproximado da massa assumindo que a curva continua Kepleriana Pela terceira Lei de Kepler 4/ G(M+m)R3 ~ (2 R/Vc ) M>>m M = Vc 2 R / G e V escape = ( 2GM/R ) ½ = V (2)1/2 Para R=8.5 Kpc, Vc=220km/seg M= 1.0 x Massas solares M m R Vc Miriani Pastoriza
31 Centro galáctico Miriani Pastoriza
32 Centro Galáctico Imagem no Infra-vermelho do Centro Galáctico O centro galáctico, observado desde a Terra, é obscurecido pela alta concentração de pó do plano galáctico. Por tanto e necessário observar em ondas de radio ou infravermelho, freqüências que podem penetrar as nuvens de Pó.
33 o centro galáctico hospeda a radio fontes intensas Sagitário A , B, C e E e muitas outras associadas com explosões de supernovas Diâmetro da Galáxia AL
34 Sagitario A : Centro da Galáxia?
Núcleo da Via Láctea esta preenchido por elétrons relativísticos e campos magnéticos, o que produz intensa radio emissão Possui uma fonte brilhante identificada como Sagitário A. Existem outras fontes alguma delas como Sagitário são restos de explosões de Supernovas. Sagitário A é o resto da explosão de uma Hipernova, buraco negro ou explosão de raios  Miriani Pastoriza
35 Movimento das estrelas próximas a Sagitário
As estrelas próximas a Sagitário A, foram observadas mediante uma sucessão de imagens durante vários anos. Isto permitiu determinar o movimento das estrelas a partir da medida de sua posição relativa a de Quasars distantes. Encontrou-se que a velocidade de rotação das estrelas mais próximas a Sagitário A e de 1500 km /seg. A posição de Sagitário A esta marcada com a cruz Com a ajuda da 3a lei de Kepler M= V2 R/G pode-se estimar que 6 milhões de massas solares são necessárias para manter as estrelas em Órbitas circulares a 1 parsec de distancia de Sagitário A Miriani Pastoriza
36 A matéria escura, no Centro Galáctico?
O que faz aumentar a velocidade das estrelas? A resposta pareceria ser a existência de uma alta concentração de matéria no centro. Caso a massa total seja a massa das estrelas, ela deveria diminuir a medida que nos aproximamos ao centro porque menos e menos estrelas são incluídas. Entretanto verificamos como mostra a figura que a massa permanece constante. Indicando uma grande concentração de massa em uma pequena região. Isto é um Buraco Negro? Miriani Pastoriza
37 Sagitario A : pesado como uma rocha
A matéria escura do centro da Galáxia esta associada com Sagitário A?. Radio observações de Sagitário A com Very Large Base Interferometer (VBLI), mostram que ele se move em linha reta no Céu. Porem, quem realmente se move e o Sol relativo a Sagitário, e nos podemos perceber este movimento, que leva 2 x 108 anos para completar uma volta em torno ao centro galáctico, em apenas umas semanas. As outras estrelas próximas a Sagitário se movem a centos de km/seg entretanto Sagitário A aparece como uma pesada rocha, tão pesada, que não e puxada pela gravidade da matéria escura do centro galáctico ou quem sabe.... ele é a matéria escura. Miriani Pastoriza
38 A alta resolução do VBLI, cresce com o aumento da
Sagitário A : Extremamente Compacto A alta resolução do VBLI, cresce com o aumento da radio freqüência. A imagem mostra a dramática variação do diâmetro da fonte Sagitário A, quando vamos de 5 Ghz para 8 Ghz . A fonte se torna cada vez mais compacta. Miriani Pastoriza
39 Calculando a Massa do BN
Se há um BN no centro da Via Lactea , uma massa m (estrelas ou gás) em equilíbrio virial no seu potencial gravitacional obedece a relação: onde M=massa do BN; v=velocidade da massa m ; R=raio de sua órbita. Miriani Pastoriza
40 O raio de Schwarzschild
Raio de Schwarzschild corresponde ao raio onde a velocidade de escape é igual a velocidade da luz Sol RSch = 3km Miriani Pastoriza
41 Aproximando-nos ao raio de Schwarzschild
A figura mostra como O tamanho de Sagitário Decresce com a freqüência. Os diâmetros são dados em milisegundos de arco, e a distancia da fonte corresponde o menor diâmetro a centos de milhões de kilometros O radio de Schwarszschild do Buraco Negro seria de apenas 40 milhões de Kilometros. Estamos observando uma região próxima mais ainda não o buraco Negro. Rsch = 2 G M / c 2 ~40 X106 km M = Massa c= velocidade da Luz Miriani Pastoriza
42 Tamanho intrínseco de Sagitário A
O tamanho intrínseco de Sagitário A em 43 GHz foi medido em 2004 , o trabalho foi publicado na revista Science . O diâmetro da fonte e de 2 UA . A imagem é uma interpretação artística e compara o diâmetro da fonte com o Sistema Solar. O circulo a direita mostra o tamanho do horizonte de eventos do buraco negro central que é um fator 5 do diâmetro detectado de Sagitário A l Miriani Pastoriza
43 Meio Interestelar Keyhole Nebula, imagem do HST Meio interestellar
Gás atômico ( HI, He, ) Gás Molecular ( H2 , CO, H2O, SiO) Gás Ionizado( HII, HeII, O II, OIII, NeIII) Grãos , poeira , ( H2O , CO2, CH4 , Silicatos ) Observado no plano e braços da Galaxia. Densidade ~1 / cm3 Keyhole Nebula, imagem do HST Miriani Pastoriza
44 Meio Interestelar :Poeira
A luz das estrelas e absorvida nas nuvens de poeira. A luz azul é mais absorvida que a vermelha.A luz absorvida e emitida em freqüências micrométricas ( ) Miriani Pastoriza
45 Meio Interestelar Poeira
A primeira evidencia Da existência da poeira , foi conseqüência dos estudos de aglomerados galácticos realizados por R. Trummpler (1930) Miriani Pastoriza
46 O espaço não é transparente e A mede a extinção em magnitudes
Hipótese de Trummpler D~ d x r os aglomerados mais distantes(r) tem menor diâmetro angular (d). A figura (D x r) mostra que os mais distantes aparentam ter maior diâmetro intrínseco (D). Isto porque a distancia ( r ) esta sobre estimada. A distancia foi calculada assumindo que o meio é transparente a Luz . m-M=5 log (r/10 pc) + A O espaço não é transparente e A mede a extinção em magnitudes Caso a extinção fosse a mesma em todas as direções e distribuída uniformemente A = a x r no plano galáctico a = 2mag/ Kpc , e na direção do centro galáctico a extinção no visual Av~18 magnitudes tornando difícil a observação de estrelas na Luz óptica Miriani Pastoriza
47 Partículas sólidos ( silicatos, gelo, carbono) de diâmetros aproximadamente igual ao comprimento da luz ( mícron) absorvem ou dispersam a luz das estrelas. Ao absorver a luz os grãos aquecem ( T~100 K) e e emitem radiação em comprimetos de onda maior . Miriani Pastoriza
48  =  d =  n dl Cext= n Cext r (1)
Partículas esféricas do cilindro: diâmetro (a ) índice de refração (m ) n= numero total de partículas( a) / cm3 Sessão eficaz geométrica da partícula ( a) A sessão eficaz de extinção Cext= Q ext a2 A extinção da luz no cilindro de volumem ( dl x dA ) e proporcional ao numero de partícula é a área coberta d= n dl dA Cext/ dA = n dl Cext A intensidade da radiação(I) e reduzida dI=- I d é a profundidade óptica total entre a estrela e a Terra  =  d =  n dl Cext= n Cext r (1) Miriani Pastoriza
49 A( r )= (2.5 log e) n(medio) Cext r A( r ) = n(medio) Qext a2
F ( R) = [(F (Ro) x R2 ) / r2 ] e -  m= -2.5 log F ( R ) = -2.5 log [(F (Ro) x R2 ) / r2 ]  log e m = mo + (2.5 log e)  A= (2.5 log e)  A( r )= (2.5 log e) n(medio) Cext r A( r ) = n(medio) Qext a2 Qext = Q absorção + Q scattering X= 2  a/  A figura mostra Q(ext) vs X Podemos calcular o numero de partículas n( medio) = A( r ) / Qext a2 r Massa da nuvem esférica de raio R M = 4  R3 n(medio) m/ m= massa do grão. Miriani Pastoriza
50 Lei de extinção Interestelar
A poeira absorve mais a luz azul. Este efeito é conhecido como avermelhamento do espectro. Indice de cor ( B-V)=Mb-Mv+Ab-Av (B-V)=(B-V)o+ E(B-V) E(B-V) excesso de Cor. Da Lei de extinção da Galáxia A x  , ilustrada na figura, verificamos que: Av/(Ab-Av) ~3 Av~3.0 E(B-V Na Via Láctea o pó esta concentrado no plano galáctico, Assumindo a distribuição como a da figura, m a extinção na direção do pólo Galáctico a extinção na latitude galac. b m(b) = m / senb A extinção e maior nas baixas latitudes galácticas Miriani Pastoriza
51 Meio interestelar: gás ionizado, nas Nebulosas associadas com regiões de formação estelar como a Trifida e nas Planetárias o Hidrogênio, Helio e outros elemento pesados são ionizados pela absorção de fótons ultra violeta emitidos pelas estrelas de alta temperatura efetiva > 30000K Trifida Nebula Miriani Pastoriza Planetary Nebulae
52 Espectro de emissão de nebulosas linhas de HI e de Ions pesados O, S, Ne e outros
53 Miriani Pastoriza
54 M42, The Great Orion Nebula
Ionização e recombinação recombinação do HI e He Estrela O,B emite fotons com energia maior E(h) > 13.6 ev HI + h = H+ + e- H+ + e- = HI + h M42, The Great Orion Nebula Miriani Pastoriza
55 Series do Hidrogenio observadas nas nebulosas
56 Niveis de Energia do HI Miriani Pastoriza
57 Luminosidade da linhas de Recombinação
L(H) =  4 J dV , J Coeficiente de emissão da linha H, r ( raio da nebulosa), V volumem da nebulosa Jnn coeficiente de emissão para quaisquer linha de recombinação do HI da transição n para n´ ´ Jnn´=( hnn´/ 4) Nn Ann Nn ( numero de átomos de HI no nível n ) Ann´ (coeficiente de Einstein de transição do nivel n para n´ Jnn´ 4= NpNe hnn n n = coeficiente de recombinação no nível transição n e depende da temperatura (Te) e densidade (Ne) eletrônica do gás A relação do coeficiente de emissão Jnn´ entre duas linhas de HI e constante ( decremento de Balmer H/H= 2.9 Miriani Pastoriza
58 Radiação ionizaste da estrela
Se a nebulosa esta em equilíbrio de ionização o numero de ionizações deve ser igual ao numero de recombinações  (L/h) d =  NpNe  B(H,T )d L/h=  Np Ne   (H,T) dV [L(H)/h(H) ] / [ (L/h) d ] ~  B(H,T )/   (H,T) Radiação ionizaste da estrela [ (L/h) d ] = [L(H)/h(H) ] [ B(H,T )/   (H,T) ] -1 r r o Miriani Pastoriza