ESTRUTURA EM GRANDE ESCALA DO UNIVERSO[1][1]
Objetivo:
Entender como a
matéria está distribuída em grande escala no universo.
Introdução:
Neste exercício
você irá localizar 218 galáxias em uma área restrita do céu e adquirir seus
espectros através da simulação de observações com um telescópio equipado com um
espectrógrafo. Reconhecerá e medirá os comprimentos de onda das linhas
espectrais H e K do Cálcio a fim de calcular o desvio para o vermelho
(redshift) z e a correspondente velocidade radial das galáxias. Por fim,
construirá um diagrama das velocidades radiais e posições, interpretando a
distribuição das galáxias.
Procedimentos:
1. Clique em Log
In, entre seu nome em Student #,
os de seus colegas de grupo e o número da tabela. Clique OK e depois Yes quando
perguntar “Have you finished loggin in”? Clique em File - Run e OK. Aparecerá o painel de controle e o
campo de observação como se você estivesse na sala de controle do observatório.
Veja se dome (cúpula) está “closed”
(fechada) e tracking status (estado
do acompanhamento) está “off” (desligado).
2. Na opção Telescope
você pode escolher o telescópio a utilizar.
3. Abra a cúpula do observatório clicando sobre o
botão dome. Agora você tem a visão a
partir do buscador. O que está acontecendo com os objetos? Por quê?
4. Clique no botão tracking. A partir de
agora o telescópio está compensando o movimento da Terra.
5. Com Monitor
na opção Finder escolha a galáxia
clicando em Set Coordinates.
Preencha os campos com as coordenadas da galáxia e clique OK
e Yes.
6. Clique em Monitor
para trocar o instrumento (do buscador para o espctrógrafo). Posicione a
galáxia entre as barras vermelhas utilizando as teclas N, S, E, W.
7. Abra a janela de leitura do espectrógrafo
clicando em Take Reading. Clique em Start/Resume Count para adquirir o
espectro. Quando a razão sinal/ruído (Signal/Noise)
estiver em pelo menos 10 clique em Stop
Count. As linhas H e K (esquerda do espectro) devem estar bem vísiveis.
Posicione o mouse em cada uma delas e clique o botão da esquerda. Anote na
tabela o nome, ascenção reta, declinação, o valor da razão sinal/ruído, a
magnitude da galáxia e os comprimentos de onda das linhas K e H (Name, RA, Dec,
S/N, mag, lKmeas.,
lHmeas.) e utilize as relações abaixo
para preencher os campos restantes:
DlK = lKmeasured - lKlaboratory DlH = lHmeasured - lHlaboratory
zK
= DlK / lKlaboratory zH = DlH / lHlaboratory
vK
= c zK vH
= c zH
vavg
= (vK + vH) / 2
8. Grave os dados no computador clicando em Record Meas. Preencha os campos para H
e K e clique OK. Clique em Return e OK para voltar ao telescópio.
9. Refaça os passos 6 a 9 para todas as galáxias da
lista.
10. Faça o diagrama das posições e velocidades
radiais:
a) No menu
File clique em Data - Save Results for Plot... e OK;
b) No menu
File clique em Wedge Plot;
c) No menu
File (do Plot Module) clique em Open
File;
d) No menu
Plot clique em Plot the current File;
e) No menu
Plot clique em Print the Plot;
11. Interprete o
diagrama:
a) A
distribuição em larga escala de matéria no universo parece ser aleatória ou
forma aglomerados e vazios?
b) A
região mais densamente populada do diagrama é o centro do aglomerado de
galáxias de Coma. Quais são suas coordenadas aproximadas?
c) Qual é
a sua distância? ( v = H D e H = 75 km/s/Mpc)
d)
Utilizando a relação entre desvio para vermelho e distância, qual é a distância
de galáxia mais distante da amostra? Quanto essa distância é menor do que o
limite do universo observável, que é cerca de 4.6 x 109 parsecs?
e) Além do
aglomerado de Coma existe uma faixa de galáxias estendendo-se de leste a oeste
atravessando o volume inteiro da amostra. É chamada de Grande Parede.
e1) Utilizando a relação entre desvio para vermelho e distância de
Hubble, calcule a distância da Grande Parede.
e2) Pode-se utilizar uma trignometria simples para estimar a
extensão da Grande Parede. Se D é sua distância, e Q é o ângulo que ela faz no céu (em graus), então:
Extensão
= 2 p D (Q/360)
Calcule
essa extensão.
e3) Que
outras observações devem os astrônomos fazer para confirmar que a Grande Parede
é de fato uma parede e não uma linha ou filamento de galáxias?
[1][1] CLEA - Contemporary Laboratory Experiences in Astronomy - Department of Physics, Gettysburg College, Gettysburg, PA 17325