ESTRUTURA EM GRANDE ESCALA DO UNIVERSO[1]

Adaptação de roterio do CLEA por Daniel I. Raimann e Thaisa Storchi Bergmann

 

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] CLEA - Contemporary Laboratory Experiences in Astronomy - Department of Physics, Gettysburg College, Gettysburg, PA 17325