Descobrindo o Universo em 12 passos Carlos Alexandre Wuensche CIAA - 2003 Divisão de Astrofísica -...
Transcript of Descobrindo o Universo em 12 passos Carlos Alexandre Wuensche CIAA - 2003 Divisão de Astrofísica -...
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 estelares
População
I População
II
Extremo Intermed. Extremo Intermed.
Localização Braços espirais
Disco 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 espirais
M51 - 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 – [email protected])
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