Astronomia Galáctica

Semestre: 2016.1

Sergio Scarano Jr 18/07/2016

Horário de Atendimento do Professor

Professor: Sergio Scarano Jr Sala: 119

Horário de Atendimento***:

Segunda Terça Quarta Quinta Sexta

14:00-15:00 17:00-18:00

14:00-15:00

17:00-18:00

A ser

discutido

Homepage: http://www.scaranojr.com.br/

*** Os horário podem ser articulados em caso de demanda dos alunos em

acordo com o professor

E-mail: scaranojr.ufs@gmail.com**

*

* Nosso canal de comunicação principal será o SIGAA, mas o material será

disponibilizado na homepage, atualizado toda sexta-feira;

** Não serão respondidas dúvidas sobre a matéria por e-mail

Avaliação

O aluno será avaliado por meio das provas (P1 e P2 e P3) da seguinte

forma:

P1+T1: Primeira avaliação (04/08/2016);

P2+T2: Segunda avaliação (08/09/2016);

P3+T3: Terceira avaliação (13/10/2016);

A média final será dada por:

0.75*(P1 + P2 + P3) + 0.25*(T1 + T2 + T3) M =

3

OBS: Não haverá prova de recuperação. Por essa razão os pesos das

avaliações será mantido o mesmo de modo que o aluno possa se recuperar

de uma má avaliação a partir das demais.

Efeitos de Perspectiva

O que parece estar junto pode ser apenas um efeito de perspectiva. Então

diferentes brilhos não representam diferentes distâncias

http://astro.unl.edu/classaction/animations/coordsmotion/bigdipper.html

Características Comuns de um Objeto e Distâncias

Analogia de como reconhecer características comuns entre objetos e utiliza-

las em função da distância

Conhecendo uma

vaca de próximo

h0

Faço o mesmo procedimento

com diversas vacas a que eu

tenho acesso (próximas)

h1 h2 h3 h4

h5 ... considero desvios

h

h = média (h0, h1, h2, h3, ..., hn)

sh = desvios (h0, h1, h2, h3, ..., hn)

a

D

D = h

tan (a)

Isolando distância:

A Física Estatística e a Irradiação Estelar

http://www.falstad.com/gas/

Beija-flores têm a

capacidade de enxergar

tanto no infravermelho

quanto no ultravioleta.

Comportamento Ondulatório da Luz

e o Espectro Eletromagnético

Onda passando por

diferentes comprimentos de

onda e frequência.

Atravessa a atmosfera?

(S = Sim, N = Não,

P = Parcialmente)

S N N S P P S S

Temperatura em Celsius

-272 -173 10.000 10 milhões

Ordem de tamanho

Prédios Humanos abelhas agulhas Protozoários moléculas átomos Núcleo atômico

Frequência em Hertz

(Hz = 1/s)

104 108 1012 1015 1016 1020 1014

Bandas e Comprimento

de onda (l) em metros Raios Gama

O caráter ondulatório da luz é muito

eficiente para explicar os fenômenos de

refração, interferência, etc.

Rádio

1

Microondas Infravermelho

10-4

Visível

10-6 10-7

Ultravioleta

10-8

Raios X

10-12

Comportamento Ondulatório da Luz e o Espectro

Eletromagnético

Onda passando por

diferentes comprimentos de

onda e frequência.

Atravessa a atmosfera?

(S = Sim, N = Não, P =

Parcialmente)

S N N S P P S S

Temperatura em Celsius e

cor global observada: -272 -173 10.000 10 milhões

Ordem de tamanho:

Prédios Humanos abelhas agulhas Protozoários moléculas átomos Núcleo atômico

O caráter ondulatório da luz é muito eficiente para explicar os fenômenos

de refração, interferência, etc.

Bandas e Comprimento

de onda (l) em metros: Raios Gama Rádio

1

Microondas Infravermelho

10-4

Visível

10-6 10-7

Ultravioleta

10-8

Raios X

10-12

Frequência (n) em

Hertz (Hz = 1/s):

104 108 1012 1015 1016 1020 1014

- Energético + Energético

Cores Observadas das Estrelas Estrelas possuem suas próprias cores quando observadas com cuidado.

Usando a técnica de desfocar gradativamente a imagem da constelação de

Órion conforme ela passa na frente da câmera ajuda a revelar essas cores.

Co

ns

tela

ção

de Ó

rio

n

UY

_S

cu

ti_zo

om

ed

_in

,_R

uth

erf

ord

_O

bserv

ato

ry,_

07_S

ep

tem

ber_

2014

Classificação Estelar e Temperatura

O 60.000 K

B 30.000 K

A 9.500 K

F 7.200 K

G 6.000 K

K 5.250 K

M 3.850 K

Oh! Be A Fine Girl, Kiss Me !

Fria

Quente

Sol

Linhas do

Hidrogênio

Espectro de uma Estrela

Para uma estrela de tipo A:

Comprimento de onda [Angstrom]

Flu

xo

(Q

ua

nti

dad

e d

e L

uz R

eceb

ia S

om

ad

a d

a

Dir

eção

Esp

acia

l)

4000 5000 6000 7000

Linhas de absorção

Ha Hb Hg Hd He

Dir

eção

Esp

acia

l

Direção Espectral

comprimento de onda (l) aumenta

Classificação Espectral de Harvard te

mp

era

tura

au

me

nta

Annie J. Cannon estudou o espectro de mais de 400,000

estrelas e percebeu uma correlação entre o tipo espectral (A,

B, C, etc.) e a cor da estrela (ou seja, sua temperatura). Ela

propôs uma nova classificação, em que a intensidade da

linha de um dado elemento depende da composição química

e temperatura da fotosfera

Estrelas como Corpos Negros

Um corpo negro é uma aproximação teórica de um corpo ideal em

equilíbrio termodinâmico que absorve todos os comprimentos de onda

incidentes nele e os reemite numa distribuição característica desse

equilíbrio. A energia total emitida depende somente da temperatura.

Índice de Cor associado

à Temperatura da Estrela

1

12)/(5

2

kThce

hcB

lll

http://astro.unl.edu/classaction/animations/light/bbexplorer.html

Sol emitindo como Corpo Negro

Filtro

Fotômetro

2500 5000 7500 10000 12500 15000 17500 20000 22500 25000

0.0

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

1.2

1.4

1.6

1.8

2.0

Flu

xo

[

J/s

/m 2

/Å ]

Comprimento de Onda [Å]

Visível

Mais azul Mais vermelho

Potencial de Radiação Solar na Terra

Fluxo, Luminosidade e a Lei do Inverso do

Quadrado da Distância

A energia luminosa total emitida por um objeto e a fração dessa energia

detectada se relacionam pelos conceitos de fluxo, cuja grandeza decai como

quadrado da distância.

t

EL

Luminosidade é a quantidade de ener-

gia total emitida por unidade de tempo:

Fluxo ou Brilho é a quantidade de

energia de-tectada por unidade de área

e de tempo:

tA

EF

Para uma esfera A = 4pD2, então:

A

LF

24 D

LF

p

3000 3500 4000 4500 5000 5500 6000 6500 7000 7500 8000 8500 9000 9500 10000 10500

0

50

100

150

200

250

Lei de Stefan - Boltzmann

s = 5,67.10-8W/m2K4

Para um corpo negro a soma do fluxo total de uma estrela tem uma

relação direta com a temperatura, deduzida empiricamente por Stefan e

teoricamente por Boltzman.

Comprimento de Onda [ Å ]

Flu

xo

[ e

rg/c

m 2

/s/Å

]

1

12)/(5

2

kThce

hcB

lll

4000 K

7000 K

4TF s

3000 3500 4000 4500 5000 5500 6000 6500 7000 7500 8000 8500 9000 9500 10000 10500

0

50

100

150

200

250

Lei de Wien

Para um corpo negro o máximo de emissão ocorre em um comprimento

de onda lmax que é inversamente proporcional à temperatura.

Comprimento de Onda [ Å ]

Flu

xo

[ e

rg/c

m 2

/s/Å

]

1

12)/(5

2

kThce

hcB

lll

4000 K

7000 K

mT l 6,2897max

0 l l

B d

d

0 l l

B d

d

Luminosidade do Sol

Depende da então conhecida “constante solar" ou o fluxo total de irradiação

solar (Fsol = 1367 W/m2).

piroheliômetro

Medidas originais de

Claude Pouillet

24 solsolsol DFL p

Fsol

L

= (3.846 ± 0.005)×1026 J/s http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/sunfact.html

Magnitudes e Razões de Fluxos

Constatou-se que uma diferença de fluxo de

5 magnitudes correspondia uma razão de fluxo

de 100.

100F

F 5mm

6

116

Como a sensibilidade visual é logarítmica (lei

fisiológica de Weber-Fechner), podemos escrever a

magnitude em função do logaritmo do brilho como

uma reta to tipo: bxay

de modo a compatibilizar as diferenças de magnitudes na escala de Hipparcos com

um mesmo fator na razão de fluxos, teremos:

16

1

6

mm

F

Flog

a

4,0a

Mesma inclinação, não

importando qual k ou n

nk

n

k mmaF

Flog

nknk mmaFlogFlog

Assim: 00 xxayy

n

knk

F

Flog5,2mm

Definição Genérica de Magnitude

Para estabelecer uma expressão genérica da magnitude é necessário a

definição de uma referência. Assumindo que o fluxo mn = 0 para uma

estrela de referência de fluxo Fn = F0 (Vega foi usada como referência no

princípio).

0

log5,20F

Fm k

FCm log5,2

onde assumimos: mk = m e Fk = F.

Problema Sugerido: Uma estrela muda de brilho por um fator 4. Em quanto

sua magnitude aparente é alterada?

Distância Estelar pelo Método da Paralaxe Trigonométrica

Utiliza o efeito de como um objeto observado a partir de diferentes

perspectivas é visto contra um fundo de objetos mais distantes.

1 UA

D

2p

2p

tan (p) = 1 UA

D

A distância pode ser obtida por triangulação:

p pequeno e

em radianos

D = 1 UA

p

p

1”

1 UA

1 pc

Permite definir uma unidade de distância. O parsec (pc) é

a distância de um objeto cuja paralaxe é 1 segundo de

arco (1”). Assim, conhecida a paralaxe de um objeto

pode-se determinar diretamente sua distância em pc por:

D [pc] = 1

p [”]

1 pc = 3,09x1016 m = 3.26 anos luz

Magnitude Absoluta e o Módulo da Distância

Como a simples informação da magnitude de um objeto não informa nada

sobre sua distância criou-se o conceito de magnitude absoluta, que é

magnitude que tal objeto teria se fosse colocado a uma distância de 10 pc.

msol = -26,74

Msol = 4,83

F1, D1

m1

m2

Pela definição de magnitudes:

1

212 log5,2

F

Fmm

F2, D2

24 i

iD

LF

p Lembrando que

L

D

D

Lmm

2

1

2

2

12

4

4log5,2

p

p

Chamando m2 de M, ou magnitude absoluta, m1 = m,

D1 = D e substituindo D2 = 10 pc, temos a expressão do

módulo da distância:

10log5

DMm

5

5

10

Mm

D

i = 2

i = 1

Magnitude Absoluta e a Luminosidade

Tomando como referência a magnitude absoluta do Sol em um dado filtro,

podemos medir a magnitude absoluta de qualquer estrela em magnitudes

solares ou luminosidades solares atentando às seguintes relações:

1

212 log5,2

F

Fmm

;10

log5**

DMm

10log5

DMm solSol

Para magnitudes:

Para fluxos:

;4 2

**

D

LF

p

24 D

LF sol

solp

Filtro Msol

U 5,61

B 5,48

V 4,83

R 4,42

I 4,08

J 3,64

H 3,32

K 3,28

Filtro Msol

u 6,80

g 5.45

r 4,76

i 4,58

z 4,51

http://www.ucolick

.org/~cnaw/sun.ht

ml

O que resulta em:

sol

solL

LMM *

* log5,2

A magnitude absoluta é ligada à uma

propriedade intrínseca da estrela!