OVL111_23m_2014

Prévia do material em texto

Introdução à Astronomia
Aula 23
OVL 111
Paulo Lopes 
 
 
I.I. Grupos e Aglomerados de GaláxiasGrupos e Aglomerados de Galáxias
II.II. Estrutura em Grande Escala do Estrutura em Grande Escala do 
UniversoUniverso
III.III. Matéria EscuraMatéria Escura
IV.IV. Lentes GravitacionaisLentes Gravitacionais
V.V. CosmologiaCosmologia
RESUMO:RESUMO:
4
 
 
Grupos e Aglomerados de Galáxias
● Galáxias são também encontradas em grupos e aglomerados de 
galáxias. 
● Estes sistemas representam conjuntos de galáxias mantidas próximas 
umas das outras por sua atração gravitacional. 
● Grupos tem poucas galáxias, enquanto aglomerados podem ter várias 
dezenas, centenas e até milhares de galáxias.
● O tamanho típico de aglomerados é de vários milhões de anos-luz.
5
 
 
Grupos e Aglomerados de Galáxias
● Aglomerados de Galáxias 
representam regiões de alta 
densidade de matéria no 
Universo.
● Galáxias mais isoladas (que 
não pertencem a grupos ou 
aglomerados) estão em regiões 
de baixa densidade, também 
conhecidas por “campo”. 
● A população típica de galáxias 
de grupos e aglomerados é de 
elípticas e S0; enquanto que no 
campo encontramos mais 
galáxias espirais e irregulares.
● Ou seja, o ambiente onde as 
galáxias residem influencia o 
tipo das galáxias.
● Galáxias com uma população estelar 
mais velha, menos gás e pouca formação 
estelar são vistas em regiões densas; ao 
passo que galáxias mais azuis, com mais 
gás e formação estelar ativa são mais 
facilmente encontradas no campo.
6
 
 
Grupo Local
● A nossa própria Via Láctea pertence a uma aglomeração chamada de 
Grupo Local.
● Este contém cerca de 30 membros, sendo os 3 maiores a Via Láctea, 
M31 e M33.
● Os menores objetos são galáxias satélites orbitando M31 e a Via Láctea. 
Os mais famosos são as chamadas Nuvens de Magalhães (grande e 
pequena).
● Elas tem cerca de 1/10 do tamanho da Via Láctea, sendo atraídas por 
esta.
7
 
 
Universo num raio de 500000 anos-luz
8
 
 
Universo num raio de 5.000.000 anos-luz (Grupo Local)
3 galáxias brilhantes e ~40 satélites
9
 
 
Ampliando o raio do Universo para 100.000.000 Anos Luz encontram-se, 
160 grupos de galáxias, 2500 grandes galáxias e 25000 galáxias anãs
10
 
 
Super aglomerados de galáxias: Os aglomerados de galáxias 
agrupam-se formando gigantescas estruturas em forma de celas, no 
centro das celas o numero de galáxias cai drasticamente. A figura 
mostra a estrutura do Universo em grande escala para (raio > 200 
milhões de Anos Luz). 
11
 
 
12
 
 
Distribuição da estrutura em grande escala 
(SDSS)
13
 
 
Distribuição da estrutura em grande escala 
(simulação do Millenium e diversos surveys)
14
 
 
Universo distante
15
 
 
Matéria Escura
● Nosso estudo do Universo em geral é baseado na radiação 
eletromagnética emita por objetos celestes. Mas e se houver matéria no 
Universo que não “brilhe” de forma que possamos observar?
● Em 1933 o astrônomo Fritz Zwicky percebeu que a quantidade de 
matéria necessária para explicar a velocidade das galáxias no 
aglomerado de Coma era maior do que o visível. Muitas observações 
subsequentes confirmaram este efeito. À época, Zwicky criou a expressão 
“matéria faltante”. Hoje chamamos esta de “matéria escura”.
● Outras evidências para existência de matéria escura vem, por exemplo, 
de curvas de rotação de galáxias espirais e efeito de lentes 
gravitacionais.
● O estudo de curvas de rotação de espirais teve grande avanço com a 
Dra. Vera Rubin.
Aglomerado de Coma Fritz Zwicky Vera Rubin
16
 
 
Matéria Escura
● Podemos dizer que a matéria escura é o material que astrônomos 
acreditam ser responsável pela discrepância entre a massa de uma 
galáxia obtida a partir da terceira lei de Kepler modificada e a massa 
observada na forma de gás e estrelas.
● A quantidade de matéria escura necessária para resolver esta 
discrepância é muito grande, chegando a 10 vezes a massa visível de 
algumas galáxias.
● Ou seja, quando olhamos uma galáxia podemos observar somente 10% 
de sua matéria.
● Uma das evidências mais fortes da existência de matéria escura vem da 
observação da curva de rotação de galáxias espirais.
● O disco galáctico gira com velocidade de rotação dependente da 
distância R ao centro.
●A massa da galáxia pode ser estimada da distribuição de luz estelar e a 
razão massa-luminosidade média da população estelar.
● Desta estimativa de massa pode-se prever a velocidade de rotação em 
função do raio (usando mecânica Newtoniana).
● Entretanto, a velocidade rotacional é muito maior do que esperado da 
distribuição. de massa observada.
17
Matéria Escura
● Para o raio do Sol 
(R00) teríamos V00 = 
(GM/R00)1/21/2.
● Da matéria visível 
em estrelas 
teríamos V00 ~ 160 
km/s, quando o 
observado é ~ 220 
km/s.
● Este fato e a 
curva de rotação 
para valores 
maiores de R 
indicam a 
existência de mais 
massa que visível 
em ✭ss;
18
 
 
Matéria Escura
19
 
 
Matéria Escura
● Acredita-se que a maior parte da matéria no Universo seja escura.
● Nós podemos detectá-la indiretamente, mas não sabemos sua natureza.
● A matéria com a qual lidamos no dia-a-dia é feita de átomos, constituída 
de prótons, neutrons e elétrons. Chamamos esta de “matéria bariônica”.
● Uma das principais questões da astrofísica é relacionada a matéria 
escura. É bariônica ou composta de algum material exótico? Ou uma 
mistura dos dois?
● Se a matéria da Galáxia fosse normal a velocidade de rotação cairia 
com o raio (esquerda). Mas o que vemos é que a velocidade é quase 
constante com o raio (animação da direita).
Lentes gravitacionais
Lentes gravitacionais
Lentes gravitacionais
Lentes gravitacionais
Lentes gravitacionais
Lentes gravitacionais
26
 
 
Lentes gravitacionais
27
 
 
Cosmologia: breve revisão
● 1929: Edwin Hubble publica o artigo: ”A Relation between Distance and 
Radial Velocity among Extra-Galactic Nebulae”.
● 1946: George Gamov, Robert Dicke e outros prevêem a existência de uma 
radiação de fundo produzida logo após o início do Universo.
● 1965: Arno Penzias e Robert Wilson descobrem acidentalmente a radiação 
cósmica de fundo (RCF). Dicke et al. demonstram que a RCF poderia ser 
uma consequência do BigBang, como previsto por Gamov.
● 1990/92: Primeiros dados do satélite COBE são publicados, mostrando 
isotropia de uma parte em 10000. A RCF apresenta um espectro perfeito de 
corpo-negro, correspondendo a uma temperatura de 2.7 K. Prova definitiva 
da teoria do Big Bang. Anisotropias descobertas.
● 1998: Riess et al. e Perlmutter et al. simultaneamente (e 
independentemente) publicam dados com supernovas mostrando que a 
expansão do Universo está acelrada. A energia escura passa a ser levada 
em conta na composição do Universo.
● 2003: WMAP libera seus primeiros dados, estimando de maneira precisa 
os parâmetros cosmológicos.
28
 
 
Cosmologia: breve revisão
The 15 meter Holmdel horn antenna at Bell 
Telephone Laboratories in Holmdel, New Jersey.
29
 
 
Cosmologia: Redshift e Lei de Hubble
● Em 1912 Vesto Melvin Slipher (1875-1969) verificou que as linhas espectrais das 
estrelas na galáxia M31 mostravam um enorme deslocamento para o azul, indicando 
que esta galáxia está se aproximando do Sol, a uma velocidade de 300 km/s.
● Slipher estudou mais 41 galáxias: a maioria apresentava deslocamento espectral 
para o vermelho, indicando que as galáxias estavam se afastando de nós;
● A maioria das galáxias apresenta um deslocamento para o vermelho de linhas 
espectrais. Este é chamado de redshift.
● Quanto mais distante uma galáxia maior o redshift. Lei de Hubble ou de expansão 
do Universo.
30
 
 
Desvio para o Vermelho
31
 
 
Lei de Hubble
• Descoberta nos 
anos 20, a Lei 
de Hubble 
implica em que 
cada galáxia se 
afasta uma da 
outra.
• Ela levou à 
constatação da 
Expansão do 
Universo.
 
A Lei de Hubble é a exp. matemática do gráfico acima: 
v = H0  d
32
 
 
Lei de Hubble
- O fato de todas as galáxias 
afastarem-se de nós (com uma 
velocidade que aumenta 
linearmente com a distância) é 
interpretado de forma tal que o 
Universo está expandindo-se;
- Esta expansão de Hubble é uma 
propriedade natural de modelos 
cosmológicos;
- Todas as gals. veêm a mesma 
expansão;
- Uma estimativa conservadora do 
valor de H0 é 60 km/sMpc < H0 < 80 
km/sMpc;
33
 
 
Expansão do Universo
34
 
 
Modelos de Universo
- Assumimos que a força dominante no Universo é a gravidade. A 
teoria da gravitação aceita é a Relatividade Geral (RG), formulada 
por Albert Einstein em 1915;
- O princípio cosmológico é baseado em dois postulados: (i) O 
Universo é homogêneo (nossa localização no Universo não é 
especial); (ii) O Universo é isotrópico (parece igual em todas as 
direções); 
- Pelo menos em grandes escalas o princípio cosmológico é válido, 
e a partir dele pode-se construir modelos de universo homogêneos 
e isotrópicos (chamados modelos de Friedmann-Lemaître), que 
seguem a RG;
35
 
 
Modelos de Universo
- Modelos do universo em expansão (segundo a lei de Hubble) são 
consequências naturais desta teoria; Estes modelos são 
caracterizados por 3 parâms. principais:
(1) A taxa de expansão atual do Universo; a constante de Hubble H0;
(2) A densidade de matéria média atual do Universo m m , comumente 
parametrizada pelo parâmetro de densidade adimensional Ωm = 
8Gmm /3H02;
(3) A densidade de energia do vácuo, descrita pela constante 
cosmológica , ou pelo parâmetro de densidade do vácuo Ω =  /
3H02;
- De acordo com os modelos de Friedmann-Lemaître o universo era 
menor e mais quente no passado, tendo resfriado continuamente ao 
longo de sua expansão;
- A expansão cósmica pode ser traçada assumindo que as leis físicas 
conhecidas eram válidas no passado. Daí chegamos no modelo do 
Big Bang para o universo, segundo o qual o universo evolui de um 
estado muito denso e quente (o Big Bang);
36
 
 
Modelos de Universo
- Este modelo de Universo faz várias previsões que tem sido confirmadas 
de forma convincente:
(i) Cerca de 1/4 da matéria bariônica no universo deve ser constituída de 
hélio, formado ~3 min após o Big Bang, enquanto grande parte do 
restante é dado por hidrogênio. Isto é confirmado pela fração de hélio de 
objetos pobres em metais, cerca de 24%;
(ii) Da fração exata de hélio pode-se obter o número de famílias de 
neutrinos (quanto mais espécies de neutrinos, maior a fração de hélio). A 
partir daí estimou-se em 1981 que há 3 tipos de neutrinos; resultado 
confirmado posteriormente por experimentos em aceleradores;
(iii) A radiação térmica da fase inicial quente do universo ainda deve ser 
detectável atualmente. Estes fótons propagaram-se livremente depois 
que o universo resfriou-se à ~3000 K e os constituintes do plasma 
combinaram-se com átomos neutros (época chamada de recombinação). 
Devido a expansão cósmica esta radição resfriou-se até T0 ~ 2,73 K. Esta 
radiação de micro-ondas é quase perfeitamente isotrópica. Medidas do 
COBE mostraram que a radiação cósmica de funco (RCF) apresenta o 
espectro de corpo negro mais perfeito já medido;
37
 
 
Modelos de Universo
(iv) As estruturas atuais do universo evoluiram de flutuações de densidade 
muito pequenas no universo primordial. Estas sementes para form. de 
estrutura já deviam estar presentes nas fases iniciais de evolução cósmica, 
devendo ser visíveis como pequenas flutuações de temperatura na RCF 
emitida cerca de 380000 anos após o Big Bang (época da recombinação). O 
COBE foi o primeiro experimento a observar estas anisotropias previstas 
anteriormente. Experimentos subsequentes observaram a estrutura da RCF 
com resolução muito melhor, verificando a teoria de formação de estruturas 
em detalhe;
- Atualmente não há outro modelo do Universo que explique estas 
observações cosmológicas de forma tão natural. Este então é chamado, 
atualmente, de modelo cosmológico padrão;
Espectro que John Mather apresentou no 
encontro da Sociedade Astronômica 
Americana em janeiro de 1990. O espectro é 
baseado nos primeiros 9 minutos de dados 
do COBE. A curva contínua mostra um corpo 
negro teórico e os quadrados os dados do 
COBE. As barras de erro estão dentro dos 
quadrados.
38
 
 
39
 
 
Formação de Estruturas
✔ Na década de 1980 havia dois modelos básicos para explicar a formação de 
estruturas no Universo (chamados Top-Down e Bottom-Up).
✔ Atualmente o segundo é mais aceito, pois dados observacionais estão em 
melhor acordo com previsões teóricas e resultados de simulações numéricas 
de matéria escura fria (formação hierárquica).
40
 
 
Composição do Universo
 Medidas das flutuações da Radiação Cósmica de Fundo (RCF) pelo WMAP 
levam-nos a valores precisos dos parâmetros do modelo cosmológico padrão 
do Big Bang. 
 Estas mesdidas indicam que o Universo é composto por 4.6 % de matériabariônica, 24% de matéria escura e é dominado (71.4%) por uma 
componente chamada “energia escura”.
 A energia escura é responsável pela aceleração da expansão do Universo. 
Evidências desta vem, por exemplo, de supernovas e da RCF.
Janeiro de 2013
41
 
 
Observáveis cosmológicos
42
 
 
Supernovas como Velas Padrão
	Slide 1
	Slide 2
	Slide 3
	Slide 4
	Slide 5
	Slide 6
	Slide 7
	Slide 8
	Slide 9
	Slide 10
	Slide 11
	Slide 12
	Slide 13
	Slide 14
	Slide 15
	Slide 16
	Slide 17
	Slide 18
	Slide 19
	Slide 20
	Slide 21
	Slide 22
	Slide 23
	Slide 24
	Slide 25
	Slide 26
	Slide 27
	Slide 28
	Slide 29
	Slide 30
	Slide 31
	Slide 32
	Slide 33
	Slide 34
	Slide 35
	Slide 36
	Slide 37
	Slide 38
	Slide 39
	Slide 40