Capítulo 8 da apostila Fundamentos da Astronomia do Observatórios Virtuais

Estrelas - distancias - magnitudes - class - esp
Estrelas: Distâncias, Magnitudes e ClassificaçaoEspectral (Caps. 8 e 10)
AGA215 ElisabeteM. de GouveiaDalPino
•Astronomy: A Beginner’s Guideto theUniverse, E. Chaisson& S. McMillan(Caps. 1, 13 e 15)
•IntroductoryAstronomy& Astrophysics, M. Zeilek, S. A. Gregory& E. v. P. Smith (Cap. 10)
•Apostila, J. Gregorio-Hetem, V. Jatenco-Pereira, C. Mendes de Oliveira (w w .iag. usp. br/~dalpino/aga215
• Agradecimentos Vera- Jatenco
Luminosidade L energia total emitida em todas as direções
= ergs
Fluxo emitido na superfície da estrela F(R )
Parâmetros Estelares
Fluxoe distância
•O fluxode umafonte de luminosidadeLdecresce inversa mente ao quadrado da distância.
2 distância 4 delu minosida fluxo pi =



Luminosidade L energia total emitida em todas as direções t
Fluxo emitido na superfície da estrela F(R ) ()
Fluxo observado )()(
R dF
L Parâmetros Estelares
Lei de Stefan–Boltzmann ()
TdBRF σν ν σpi Raio Estelar
Raio Estelar (R* )
Maioria das estrelas: pontos de luz sem resolução angular, àexceção de algumas dúzias (ex. Betelgeuse: R~300 R ).
Para obter raio da maioria das estrelas:
mede-se L* e T* e empregam-se as relações:
Onde F * éo fluxo emitido na superfície(lei de Stefan-
Boltz mann):
Raios Estelares (R* )
Escalas de Magnitudes
(a) Magnitude Aparente
(b) Magnitude Absoluta
(c)Módulo de Distância
(d) Magnitude Bolo métrica (e) Índice de cor
Magnitude Aparente
•No séc. I a.c., Hiparcoclassificaas estrelasemmagnitudes (mais tarde refinada por Ptolo meu):
–As estrelasmais brilhantessãode 1a magnitude
–As estrelasmais fracas(visívela olhonu) sãode 6a magnitude.
–A escala de Hiparcoseguea sensibilidadeda visãohumana: logarítmica.
–Éumaescala de brilhoaparente.
•A escala de magnitude usadahojeédescendentediretada escala de Hiparco.
Éumaescala invertida: maiorbrilhotem a menormagnitude.
Magnitude Aparente
•Estrelas mais brilhantes 1a magnitude magnitude aparente m 1
•Estrelas de menor brilho 6a magnitude, magnitude aparente m 6
•Relaçaoaproximada entre as escalas:
Magnitudes aparentes, correspondemaobrilho(fluxo) que observa mos.
F m
Olho humano detector logarítmico
Então:
Olho humano detector logarítmico
Por exe mplo(vou deixar para voces de monstrare m que): Se umafonte tem
magnitude 2 = fluxo39,8 | [energia/(tempo×área2 |
magnitude 1 = fluxo100, então )]; magnitude 3 = fluxo15,8; magnitude 4 = fluxo6,31; magnitude 5 = fluxo2,51; magnitude 6 = fluxo1.
Então: | F1 |
Escalade magnitude aparenteextendida: incluir objetos maisfracos telescópiode 1m (18 mag) 20 –
Estrelade Barnard (9,5 mag) olho nu(6)
0 –alfaCentauri (0)
Escalade magnitude aparenteextendida: incluir objetos maisfracos e mais brilhantes telescópiode 1m (18 mag) 20 –
Estrelade Barnard (9,5 mag) olho nu(6)
0 –alfaCentauri (0)
Expressão genérica magnitude zero fluxo de calibração
Assumindoque:
0 = constante.
Para estabelecermosa magnitude mde umaestrela, va mossupor queseufluxoseja F:
C = cte.
Le mbrando que o fluxo observado depende da distância:
ondeC’=C+(2,5log 4 pi)e méa magnitude aparentedaestrela.
L dF pi =
Exercício
DuasestrelasA e B têmluminosidades6,4 e 0,4 L , respectivamente.
Ambassãoobservadascom o mesmobrilho(magnitude) aparente. Qualé a estrela mais distante?
A d
B d dLdL pipi = d d
Magnitude Absoluta(M)
•Para comparação entre diversas estrelas supoe-se uma mesma distância para todas:
Módulo de distância(m- M)
•Comparaçãoentremagnitudes aparente(observada) e absoluta (deter minadaconhecendo- se a lu minosidade da estrela).
ATENÇÃO: distância em pc. (*) Supondo ausência de extinção interestelar.
m -M
Índicede Cor
•Definidoemfunçãodas magnitudes aparentes medidas em diferentes bandas espectrais(filtros).
•Ex: SistemafotométricoJohnson: bandasU (λ=350nm), B(λ= 450nm) e V(λ=550nm)
•U, B e V representamosbrilhosou magnitudes aparentes(mU , mB nasbandasdo ultravioleta, azule visível.
•Os sistemasfotométricostambémse estende m para outrasfaixas espectraiscomoo vermelho(R,I) e o infravermelho(J, H, K, L, M..)
Índicede Cor
• Existe m outrossiste mas (filtros):
•Índicede coréa diferençaentremagnitudes aparentes(brilhos) de duasbandas.
• Por exe mplo:
• Por convenção, faze mos: (banda mais azul–banda mais vermelho) comprimentode onda
Índicede Cor(B-V)
B-V = mB - m
Índicede Core Temperatura
O índicede cor: dependeda te mpera tura da estre la
Consideretrêsestrelasa, b, c:
Ta > Tb
(a) Estrela quente(30. 0 K): sua intensidade(e fluxo) na bandaazul(B) > bandavisível(V),
(b) T=10.0 K: intensidadesemB e V sãoiguais,
(c) Estrelafria(3.0 K): intensidade emB < V.
Fluxo Fluxo
B-V = mB - m
[B-V] < 0 Estrela quente, azulada
Fluxo
B-V = mB - m
[B-V] < 0 Estrela quente, azulada
[B-V] > 0 Estrelafria, aver melhada
Fluxo
Índicede Core Temperatura
•Índicede coréa diferençaentremagnitudes aparentes de duasbandas.
Emestrelas(e corposnegros): o índicede corfornece medida date mperatura.
+frio e +ver melho
+quente e +azul
Absorção e aver melha mento
•No final do séc. XVIII, William Herschel achavaque haviam buracos nocéu .
•No séc. XIX reconhecia-seque emalgumasregiõesas estrelas era m mais “ apagadas”.
•No iníciodo séc. X, foi sugeridoque haviamcorposque causava m o obscurecimento.
Absorção e aver melha mento
•A partir de 1930 ficouclaroque haviapoeiranomeiointerestelar.
•A poeiraéresponsávelpela absorçãoque éseletiva, dependedo comprimentode onda.
⇒regiões de poeira interestelarsão transparentes aos λ’s rádio ou infravermelho (λ’s >> 10 - 7 m)
⇒opacos aos λ’s ultravioleta e raios X (λ’s << 10 - 7 m).
Absorção e aver melha mento
•No meiointerestelartem poeira.
consiste de aglomerados de átomos e moléculas –semelhante a poeira de giz, de fumaça ou névoa.
Sócomeçamosa entendersua naturezanoSéc. X.
Diâmetro típico de uma partícula de poeira:
10 - 7 m, comparável em tamanho ao λda luz visível
Poeira pode modificar a cor de uma estrela. ⇒as estrelas tendem a parecer mais vermelhas do que realmente são.
A diminuiçãogeralda luzdasestrelaspela matériainterestelaré cha mada extinção.
Extinção afeta o brilho aparente λ AFCm +−= log5,2 logo, podeafetara distância λ
Reescrevendo da seguintefor ma: ( ) λ AMm
• Co mo Aλ épositivo, a distânciaérealmentemenor.
Co mo Aλ épositivo, a distânciaérealmentemenor.
–Porexemplo, supondoumaestrelam= 3 e M= –1 λ AMm
Mas se Aλ = 1
Ignorandoefeitoda poeira, superestimamosas distâncias
Magnitude Bolo métrica
Observaçõessãofeitasembandas, i.e., intervalosde comprimentode onda(ou freqüência, ou energia).
mλ F
•A magnitude medidausandotodoo espectroé cha mada bolo métrica.
–Istoécalculado, assumindoumaforma para o espectroe extrapolandoa observaçãoemumaou mais bandas.
λλ dFm bol ∫
F bol = F Total
Escalas de Magnitude: MagnitudeAparente
As estrelasmais brilhantessãode 1a magnitude m 1 F 1
As estrelasmais fracas(visívela olhonu) sãode magnitude m 6 F 6
Éu ma escala logarítmica de brilho aparente.
Éumaescala invertida: maiorbrilhotem a menormagnitude.
Escalade magnitude aparenteextendida: incluiobjetosmais fracos(quem=6) e maisbrilhantes(m=1) estrela mais fraca a olho nu quasar brilhante objetos mais fracos muito fracosmuito brilhantes
Sol Lua
Sirius Vênus Vega
Magnitude Absoluta
•Para comparação entre diversas estrelas assume-se uma mesma distância para todas:
Módulode distância
•Comparaçãoentremagnitudes aparente(observada) e absoluta (deter minadaconhecendo- se a lu minosidade da estrela).
ATENÇÃO: distância em pc. (*) Supondo ausência de extinção interestelar.
m -M
Índicede Cor
•Índicede coréa diferençaentremagnitudes aparentes (brilhos) de duasbandas.
• Por convenção, faze mos: (banda mais azul–banda mais vermelho)
B-V = mB - m
[B-V] < 0 Estrela quente, azulada
[B-V] > 0 Estrelafria, aver melhada
Fluxo
Classificacao Espectraldas Estrelas
Temperatura de uma estrela
•Lei de Wien:T× × max
–mede-se o comprimento de onda que corresponde àemissão do contínuo máxima e obtemos a temperatura.
•Lei de Stefan-Boltzmann:F= σ σσ
–mede-se o fluxo emitido pela estrela e obtemos a temperatura.
•Índice de cor:(B–V) = magB – mag
–mede-se o índice de cor e obtemos a temperatura.
•Esta temperatura valepara um corpo negro perfeito. –Mas apenas aproximadamente iguaispara uma estrela.
•Lembrando: esta éa temperatura na superfícieda estrela.
Cores das estrelas
•Betelgeuse(α) évermelha (T=3000K) Plêiades
•As cores reais estão relacionadas com o espectro.
Classificação espectral
•Primeira classificação, Séc
XIX: baseada na intensidade das linhas do hidrogênio(série de Balmer).
A, B, C, D, | , P. |
•Nomenclatura adotada:
–Estrelas “A”teriam as linhas mais fortes.
–Estrelas “P”: as mais fracas.
Classificação Espectral
Novo esquema: desenvolvido no Observatoriode Harvard no início do Séc. X.
O trabalho começou por Henry Draperque fotografou o primeiro espectro de Vega em 1872.
Cores das estrelas •Annie J. Cannon, responsável pelaclassificação espectral.
A primeira seqüência foi desenvolvida no Observatório de Harvard em 1910, por AnnieJ. Cannon e seus colaboradores, essa seqüência recebe o nome de:
Classificação de Harvard.
Trabalho publicado no Henry DraperCatalog(HD) e no Henry DraperExtension(HDE) com mais de 225.0 estrelas
Cores das estrelas
•Pela lei de Wien(T×λ max = 0,29K ×cm), quanto mais quente, mais azul (< λ).
comprimentode onda(λ) aumenta
Classes espectrais
•Nos anos 1920, a classificação érefeita em termos da temperatura superficialda estrela.
•Ordem passa a ser: O B A F G K M
•Cada tipo ésubdividido em 10 sub-classes de 0 até9 –por exemplo: G0, G1, G2,..., G9 estrelas quentes primeirostipos (earlytypes) estrelasfrias tipostardios (latetypes)
Para lembrar:“Oh, BeA Fine Girl, Kiss Me”
Classes espectrais e temperatura superficial
Sol: éclassificada como uma estrela G2.
Éum pouco mais fria que uma G1e mais quente que uma G3.
Classificação dos Espectros Estelares
Espectros de 7 estrelas: λ= 400 a 700 nm.
Estrelas com T>25.0 K: forte linha de absorção do HeII (hélio uma vez ionizado) e de elementos mais pesados, com múltiplas ionizações (O, N e Si) .
Essas fortes linhas não aparecem no espectro das estrelas mais frias:não atingem as temperaturas necessárias para excitar e ionizar esses elementos.
As linhas de HIsão mais fracas nas estrelas + quentes, pois a altas temperaturas, o hidrogênio encontra-se ionizado, restando poucos átomos intactos para produzirem essas linhas.
700 400 nm