Nosso Endereço no Universo

Paulo S. PellegriniMCT/Observatório Nacional

Uma breve história da seqüência de descobertas que levou ao conhecimento de

como é o Universo em que vivemos.

Desde a Pré-história

Dentro de Casa,olhando a “Rua”onde moramos

Terra e Céu

Percepçãode Terra e Céu:

estações do ano,movimentos do Sol, da

Lua e das estrelas

A partir de 4000 A.C.

A Descoberta do “Bairro”onde moramos

O Conhecimento do Sistema Solar

Principal ação no período: determinação da forma da Terra e seu mapeamento

Descobrir como estão distribuidos no espaço e como se movimentam:

o Sol ...

a Lua ...

Planetas: objetos celestes que se movimentam em relação a um fundo de estrelas aparentemente fixas.

Movimento dos planetas sobre o fundo de estrelas:a trajetória apresenta trechos com movimento retrógrado (na direção contrária) e, em alguns casos,com um enlace como mostrado na figura

Como explicar isto ?

Sistemas para explicar o movimento dos planetas:

Geocentrismo e Heliocentrismo

Geocentrismo

Aristóteles (350 A.C.) Ptolomeu (150 )

Terra

Lua

Sol

Mercúrio

Marte

Vênus

Júpiter

Saturno

Sistema Geocêntrico

HeliocêntricoOs planetas teriam movimento circular em torno daTerra e movimentos circulares com raios pequenosem torno de nehum outro corpo existente. Osmovimentos retrógrado e de enlace seriam a visão,

que teríamos da Terra, resultante de uma combinaçãodesses dois movimentos . Era necessário assumirmovimentos circulares de raios pequenosmuitodiferentes para cada planeta e ausência destemovimento para o Sol e a Lua . Note-se que nãohavia a idéia da existência de uma força única(gravitacional) que atuasse sobre os corpos.

Heliocentrismo

Aristarco de Samos(200 A.C.)

Copérnico (1543)

TerraLua

Sol

Mercúrio

Marte

Vênus

Júpiter

Saturno

Geocêntrico

Você está aqui

Todos os planetas apresentam movimento emtorno do Sol. A Lua apresenta o mesmo tipo demovimento em torno da Terra. Os planetas maispróximos do Sol orbitam mais rapidamente que osmais distantes. Esse movimento relativo é responsável pelos movimentos aparentes retrógradoe de enlace dos planetas. Este modelo de um únicotipo de movimento foi fundamental para a idéia daexistência da força gravitacional.

Sistema Heliocêntrico

1610 - Galileu GalileiAponta sualuneta para osPlanetas, vêsuas superfíciese descobre suasformas, satélites e fases.

Terra e Planetassão objetossemelhantes

Mercúrio : Imagem obtida em telescópio moderno

Venus : imagem obtida em telescópio moderno

Marte : imagem obtida em telescópio moderno

Júpiter : imagem obtida em telescópio moderno

Saturno: imagem obtida em telescópio moderno

E o que descobre Galileu sobre a faixa, com aparência nebulosa, relativamente estreita, cortando o céu, denominada Via Láctea ?

Ela é formada de estrelas

A partir de 1610

A Descoberta da “Cidade”onde moramos

(inclusive o CEP)

O Conhecimento da Nossa Galáxia

1775 – Immanuel Kant

Por isso, quando olhamos na direção do plano desse disco, vemos mais estrelas do que quando olhamos na direção perpendicular ao plano.

Esquema mais tarde feito por Herschel

Sugere que a Via Láctea seja um

sistema de estrelas, achatado como

um disco.

vemos maisestrelas

vemos menosestrelas

Tendo conhecimento

da observação de

objetos difusos e

nebulosos,

Kant especula que

assim seriam vistos

outros sistemas

estelares, como o

nosso, se estivessem

muito distantes

1785- William HerschelConstrói e utiliza telescópio

de diâmetro 1,2m

Tenta, pela primeira vez, determinar a forma da

Via Láctea, o sistema de estrelas em que vivemos.

Herschel assume que as estrelas têm mesmo brilho e estão distribuídas homogeneamente no espaço.

Herschel argumenta que se o Universo de estrelas tem um limite visível, e sua forma é irregular (ou, achatada) deve-se contar maisestrelas em algumas direções que

em outras.

Exemplo real dediferençasde númerode estrelas

Campo de 20”x20” perpendicular à Via Lactea

Campo de 20”x20” na direção da Via Lactea

A Nossa Galáxia como descrita por Herschel em1785

Herschel mapeia a Via Láctea realizando contagens sistemáticas de estrelas em 683 diferentes direções no céu. Tamanho da Via Láctea numa direção é proporcional à contagem naquela direção

Encontra a seguinte forma para o nosso sistema de estrelas

Sol

Exemplos de “estrelas nebulosas”Herschel, também

ciente da existência

de objetos de aparência

difusa, encontra e

cataloga cerca de 5000

“estrelas nebulosas”.

Varia sua opinião se

são objetos dentro da

Via Láctea ......

ou outros sistemas de

estrelas muito distantes,

como especulado por

Kant

Seeliger

Kapteyn

Kapteyn coordena um esforçointernacional para pesquisar omáximo possível de área do céu.

Assim como Herschel, realizam contagens estelares em diferentes direções no céu, com técnicas einstrumentos mais modernos.

Usam propriedades conhecidas das estrelas mais próximas: distâncias e número relativo por intervalo de brilho

1901–1922 Hugo von Seeliger (Obs Yerkes, EUA)

Jacobus Kapteyn (Obs. Leiden, Holanda)

Distâncias AstronômicasUnidade Ano-luz

• A velocidade de propagação da luz no vácuo é cerca de 300.000 km/s.

• Nesta velocidade, ela percorre uma distância de9.460.000.000.000 km em 1 ano.

• Por isso, a definição da unidade de distância 1 “ano-luz” = 9.460.000.000.000 km.

Distâncias AstronômicasExemplos

---------------------------------------------------------------------Distâncias anos-luz km

---------------------------------------------------------------------Sol - Terra 0,000016 150.000.000

(8 minutos- luz)

Sol – Plutão(Sistema Solar)

0,00062 5.900.000.000(5,5 horas-luz)

Sol – Estrela mais próxima 4,4 42.000.000.000.000

Diâmetro da Galáxia(estimado por Kapteyn) 50.000 473.000.000.000.000.000

Modelo de Kapteyn para a nossa GaláxiaO Universo conhecido, no início do século XX

Sol

Sol situado próximo do centro

Sistema de estrelas achatado, e mais denso no centro, com dimensões aproximadas:

diâmetro ≈ 50.000 anos-luz espessura ≈ 10.000 anos-luz

Para mapear o Universo éfundamental ter-se um método confiável

para medir distâncias a partirapenas da luz emitida pelos objetos

astronômicos e do donhecimentode alguma propriedade física absoluta

do objeto ou do próprio Universo

Um Método Para Medir Distâncias Astronômicas

Usando a diluição do Brilho com a Distância

Para uma estrela situada em diferentes distâncias D

medimos um brilhoaparente Bap

que é igual seubrilho intrínseco Bin

dividido (diluído) pela

distância ao quadrado

BinBap =

D 2

Diluição do Brilho com a Distância

Um telescópiocolhe menosluz de umafonte, se estásituado auma distânciamaior

Um Método Para Medir Distâncias Astronômicas

Descobre relação entre:o tempo de variação (Período)

e o Brilho intrínsecode uma classe de estrelas com variação regular denominadas

Cefeidas

1908 – Henrietta Leavitt (Obs. Harvard, EUA)

Tempo em dias

Período

Brilh

o ap

aren

te

------

Um Método Para Medir Distâncias Astronômicas

Etapas para medir distânciasusando estrelas Cefeidas:

1 - Identificar uma estrela deste tipo

2 - Medir o período de variação de sua luz e seu brilho aparente Bap

3 - Usar a relação Período – Brilho intrín-seco para obter o brilho intrínseco Bin

4 - Usar a expressão Bin

Bap = D2

para obter a distância D

Período

Tempo em dias

Brilh

oap

aren

te

Período (dias)

Brilh

oin

trín

seco

Diferentes Propostas Para o Tamanho da Via Láctea e natureza das nebulosidades

Heber Curtis Tamanho da Via Láctea como estimado por Kapteyn com método estatístico :50.000 x 15.000 anos-luz

Sol aproximadamente no centro

Não confiava nas distâncias dasCefeidas

Nebulosidades sãogaláxias como a Via Láctea, muito distantes

=

Diferentes Propostas Para o Tamanho da Via Láctea e natureza das nebulosidades

Nebulosidades são objetos pequenos dentro da Via Láctea

------------ 300.000 anos-luz ----------

Harlow Shapley

Sol Centro da Galáxia

Mapeamento usando Cefeidasem aglomerados de estrelas

1920: Debate Curtis x Shapley

Resultado do debate:Inconclusivo

Nenhum dos dois debatedores mostrou argumentos científicos completamente convincentes. Ambos estavam certos sobre alguns ítens, mas erradoscom relação a outros. Em particular, ambos desconheciam a importância da poeira na Via Láctea que, na prática, diminui a luz observada das estrelas e, em algumas regiões, simplesmente bloqueia a totalidade dessa luz

1923 – Edwin Hubble (Obs. Mount Wilson, EUA)

Encontra uma estrela Cefeidanuma das maiores nebulosidades, na constelação de Andrômeda ...

e calcula a distância da nebulosacomo 900.000 anos-luz !

Muito além do maior diâmetro estimado para a nossa Galáxia: são portanto sistemas estelares distantes

Com o aperfeiçoamento dosmétodos para medir distâncias, osurgimento de novos métodos e a

construção de telescópios e instrumentosmedidores com maior capacidade

para obter melhores imagens,foi possível, ao longo do tempo,

mapear a nossa Galáxia, obter umadescrição bastante confiável de

sua forma e da nossa localização eavançar no processo de

mapeamento do Universo.

Um esquema de perfil

100.000 anos-luz

8.000 anos-luz

4.000 anos-luz

poeira

Sol

Você está aqui

Uma descrição atual da nossa Galáxia

Bojo

Disco

28.000 anos-luz

Conteúdo estelar ≈ 100.000.000.000 de estrelas

Um esquema de perfil

100.000 anos-luz

8.000 anos-luz

4.000 anos-luz

poeiraSol

Você está aqui

Uma descrição atual da nossa Galáxia

Bojo

Disco

28.000 anos-luz

e a estimativade Herschel

Um esquema de perfil

100.000 anos-luz

8.000 anos-luz

4.000 anos-luz

poeira

Sol

Você está aqui

Uma descrição atual da nossa Galáxia

Bojo

Disco

28.000 anos-luze a estimativade Kapteyn

Você está aqui

Uma descrição atual da nossa GaláxiaNossa localização no braço de Orion

Uma Descrição da Nossa Galáxiacom 2 Galáxias Semelhantes

Vista de frente Vista de perfil

NGC 4321

Bojo, disco, poeiraBojo, disco, braços espirais

De 1923 até hoje

A Descoberta do “Estado”e do “País” onde moramos

O Conhecimento do Universo

O Universo conhecido em 1923 – 1929

Hubble determina distância para cerca de 20 nebulosas, mostrando que são sistemas de estrelas, como a nossa Galáxia, a milhões de anos-luz de distância.

Para diferenciar das pequenas nuvens de gás, dentro da Via Láctea, esses objetos distantes passam a ser chamados de galáxias

Alguns do objetos catalogados porHerschel como “estrelas nebulosas”e que, com a melhoria da qualidadeda instrumentação astronômica, serevelaram como galáxias de formasmagníficas

NGC 4486 a 60.000.000 anos-luz

NGC 4594 a 50.000.000 anos-luz

NGC 4486 a 3.000.000 anos-luz

NGC 628 a 35.000.000 anos-luz

NGC 3079 a 50.000.000 anos-luz

Grande Nuvem de Magalhães a 179.000 anos-luz

λ

Inte

nsid

adeA luz é uma perturbação

do campo eletromagnéticoque se propaga pelo espaço (radiação eletromagnética)

Alguns Conceitos Importantes Sobre a LuzUm Método Para Medir Distâncias Astronômicas

distânciae que pode ser parcialmente representada por uma onda

Uma onda é completamente caracterizada pela sua intensidade máxima e pela distância entre 2 máximos da sua variação. Essa distância é chamada comprimento de onda (λ)

Uma feixe de radiação pode conter desde apenas um comprimento de onda até uma infinidade de valores de λ.

Ao atravessar alguns materiais, a radiação pode ser “espalhada” nos seus infinitos comprimentos de onda e vemos o seu espectro

luz brancafenda

prisma

λ crescente λ decrescente

infravermelhoradio visível ultravioleta raios-X Raios γ

λ

O Espectro das Estrelas (e galáxias)

Quando observamos a luz de uma estrela, espalhada nos seus comprimentos de onda (o espectro da estrela), vemos um contínuo de cores e linhas escuras onde há “ausência” de radiação

prisma fenda

estrela

O Espectro das Estrelas (e galáxias)

No interior das estrelas, é produzido um espectro contínuo de cores

Nas atmosferas das estrelas, os vários átomos absorvem a radiação vinda do centro, retirando do espectroalguns comprimentos de onda

Estrela

Cada átomo absorve um conjunto de comprimentos de onda característico

A mesma fonte de luz se afastando

A mesma fonte de luz se aproximando

Espectro de uma fonte de luzestacionária que emite e absorve radiação numa variedade de comprimentos de onda (ex. um estrela ouuma galáxia)

Espectro se desloca para o vermelho

Espectro se desloca para o azul

•

•

•Efeito (Doppler) que acontece com a radiação

comprimentos de onda

Medindo o deslocamento do espectro sabemos a velocidade da fonte

A Lei Descoberta por Hubble (1929)

Vesto Slipher (Observatório Lowell, EUA), em 1914, foi o primeiro a indicar que todas as 14 galáxias, por ele observadas, apresentavam o espectro deslocado para o vermelho

Edwin Hubble (Obs. Mount Wilson, EUA), medindo distâncias com estrelas Cefeidas e deslocamentos dos espectros para o vermelho, encontra uma importante propriedade do Universo

A Lei Descoberta por Hubble

Quanto mais distante estáuma galáxia,

Seu espectro está mais deslocado para o lado vermelho

Como o deslocamento do espectro para o vermelho é maior quanto maior for a velocidade com que a fonte está se afastando, este resultado significa que ...

quanto mais distante está uma galáxia, maior é a velocidade com que ela se afasta da nossa Galáxia

A Lei Descoberta por Hubble

V = H × D

velocidade de afastamento (km/s), medida pelo deslocamento do espectro

distância (em milhõesde anos-luz) de uma Galáxia qualquer à nossa Galáxia

→

500.000.000anos-luz

1.000.000.000anos-luz

⏐500.000.000anos-luz

1.000.000.000anos-luz

⏐

10.000 km/s 10.000 km/s 20.000 km/s

←20.000 km/s

→←

⏐NossaGaláxia

⏐ ⏐

Um estimador de distâncias

≈ 20 km/s/Milhõesanos-luz

Medindo o deslocamento do espectro sabemos avelocidade de afastamento e podemos estimar a distância

O Universo Conhecido no Final do Século XX

Praticamente todas as galáxias, em alguma escala de tamanho, podem ser consideradas como parte de um sistema:

grupos

aglomerados

superaglomerados

grandes estruturas

Mapeando as Galáxias com a Lei de Hubble

pares

Pares de Galáxias

Sistemas de 2 galáxiasligadas pela atraçãogravitacional

São sistemas contendoentre 3 e 50 galáxias

Grupos de Galáxias

O Grupo Local : onde está situada a nossa Galáxia

M33

Andrômeda

Nossa Galáxia

Você está aqui

Galáxias Elípticas anãsGaláxias Irregulares anãs

<----------- 3.000.000 anos-luz ---------->

Aglomerados de galáxias têm dimensões da ordem de 6.000.000 de anos-luz

<---------------------------- 6.000.000 anos-luz ----------------------->

Aglomerados de Galáxias

Aglomerados de Galáxias

e alguns chegam a conter mais de 1000 galáxias

Abell 1689

Distância = 2,2 bilhões de anos-luz

O Superaglomeradoda Virgem

Você está aqui

Aglomerado da Virgem

Aglomerado de Fornax

A Observação do Universo Distante

A presença de poeira ao longo do disco da nossa Galáxia bloqueiaa visão na direção do plano do disco. Na região marcada “Direção oculta pela poeira” existem galáxias mas não as enxergamos.

Sol

A observação óptica de galáxias distantes só pode ser feita em direções perpendiculares ao plano do disco da nossa Galáxia

Nossa GaláxiaDireção

oculta

pela

poeira

Direção

oculta

pela

poeira

Direção

livre

de

poeira

Direção

livre

de

poeira

As Grandes Estruturas do Universo

Aglom. Fornax

filamen

to

vazio

Parede vista de frente

nossa Galáxia

<------------- 500.000.000 anos-luz ------------>

Mapeamento de Galáxiasno Hemisfério Sul~ 5.500 galáxias

Aglom. Virgem

Superaglomerado da Virgem

As galáxias e suas associações se agrupam em estruturas com formas de filamentos e “paredes”, que circundam grandes regiões vazias de material luminoso

Parede vista de perfil

nossa Galáxia

Parede vista de perfil

As grandes paredesde galáxias (que contém algunsSuperaglomerados)têm uma dimensão característicade 200.000.000 anos-luz e espessura15.000.000 anos-luz

<----------------- 800.000.000 anos-luz ------------------>

Mapeamento deGaláxias nos HemisfériosNorte e Sul (anos 1980)

~ 15.000 galáxias

Você está aqui

Superaglomerado da Virgem

As Grandes Estruturas do Universo

Os grandes mapeamentos dos anos 1990forneceram dados para cerca de 100.000galáxias e mostraram que as grandes“paredes” de galáxias são as maioresestruturas do Universo, se interconectame circundam regiões vazias de objetos luminosos

Os próximos mapeamentos dos anos 2000fornecerão dados para cerca de 300.000.000de galáxias !

Você está aqui

As Grandes Estruturas do Universo

Superaglomeradoda Virgem

Uma rede de Superaglomerados

Cada estruturadeste tipo é umsuperaglomerado

Você está aqui

As Grandes Estruturas do Universo

Isto é umaGrande Estrutura

Uma rede de Superaglomerados

Vazios entre asGrandes Estruturas

Imagem mais profundado Universo, na faixa de luz visível .

Galáxias mais distantes na figura estão a cerca de 10 bilhões de anos-luz

Nosso Endereço

“Continente” - Alguma grande estrutura

“Casa (Rua)” - PlanetaTerra

“Bairro” - Sistema Solar“Cidade” - Via Láctea (Braço de Orion)“Estado” - Grupo Local“País” - Superaglomerado da Virgem

Num Universo que contem~ 100 bilhões de galáxias,

≈100.000.000.000 x100.000.000.000de estrelas,

sendo maior que 12.000.000.000 de anos-luz

Parte da localização do Sol, segue caminho dentro da Nossa Galáxia,- sai da Nossa Galáxia e mostra galáxias do Grupo Local,- segue por um caminho através de uma estrutura de galáxias que- vai até o aglomerado de Virgo- termina na galáxia central do aglomerado de Virgo

O trajeto está todo contido na distância indicada pelas setas acima

Estrelas próximas ao Sol e todas as galáxias estão em suas posiçõesreais e são mostradas com imagens obtidas por telescópios na Terra

Principais objetos estão identificados nas fotos a seguir na ordem emque aparecem no filme

Filme: Viagem até o Centrodo Aglomerado da Virgem

~ 100.000.000 de anos-luz

Filme gentilmente cedido por Brent Tully

Nebulosa de Orion (nebulosa gasosa)objeto da Nossa Galáxia; agrupamento de gás iluminado poralgumas estrelas; região de formação estelar

Nebulosa da Cabeça do Cavalo(nebulosa gasosa)objeto da Nossa Galáxia; agrupamento de gás iluminado poralgumas estrelas; região de formação estelar

Nebulosa da Hélice (nebulosa planetária): objeto da Nossa Galáxia; gás ejetado por uma estrela e iluminado

por ela

Regiões de poeira da Nossa Galáxia;

Nebulosa do Caranguejoobjeto da Nossa Galáxia; gás ejetado por uma explosão deuma supernova

Região central da Nossa Galáxia;

Aglomerados estelares (globulares)da Nossa Galáxia

Provável aparência da Nossa Galáxiavista de cima

Imagem da Nossa Galáxia no filme ébaseada em medidas reais dadistribuição de estrelas mas é umacomposição em computador

As duas Nuvens de Magalhães: pequenas galáxias irregulares, satélitesda Nossa Galáxia

Outras pequenas galáxias pertencentes aonosso Grupo Local de galáxias

Galáxias distantes formando umaestrutura ligando o Grupo Local aoaglomerado da Virgem

GaláxiasNGC 224 (Andrômeda, M31) eNGC 598 (M33):duas galáxias Espirais pertencentes aoNosso Grupo Local

Aglomerado da Virgem

Estrutura em forma de filamento

Aglomerado da Virgem

Galáxia Elíptica NGC 4486 (M87)Galáxia central do Aglomerado daVirgem

Da minha aldeia vejoDa minha aldeia vejoquanto da terraquanto da terrase pode ver no Universo...se pode ver no Universo...porque eu souporque eu soudo tamanho do que vejodo tamanho do que vejoe não do tamanhoe não do tamanhoda minha altura...da minha altura...

(Alberto (Alberto CaeiroCaeiro))