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Estrelas (I) Sandra dos Anjos IAG/USP AGA 210 – 2° semestre/2017 www.astro.iag.usp.br/~aga210/ O que são estrelas ? Distribuição das Estrelas na Via-Láctea Estrelas mais próximas e mais brilhantes Movimento das Estrelas e a Determinação de Distâncias Como os cientístas medem as principais propriedades das estrelas ? - tamanho (R), massa, luminosidade (L), composição química, temperatura superficial, (Teff), Cor. Cores e espectros: classificação espectral Abundância química Diagrama H-R Síntese das Propriedades Observáveis Agradecimentos: Prof. Gastão B. Lima Neto e Prof. Vera Jatenco

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Estrelas (I)

Sandra dos AnjosIAG/USP

AGA 210 – 2° semestre/2017

www.astro.iag.usp.br/~aga210/

O que são estrelas ?Distribuição das Estrelas na Via-LácteaEstrelas mais próximas e mais brilhantesMovimento das Estrelas e a Determinação de DistânciasComo os cientístas medem as principais propriedades das estrelas ? - tamanho (R), massa, luminosidade (L), composição química, temperatura superficial, (Teff), Cor.Cores e espectros: classificação espectralAbundância químicaDiagrama H-RSíntese das Propriedades Observáveis

Agradecimentos: Prof. Gastão B. Lima Neto e Prof. Vera Jatenco

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2

“Nosso Sol ” compartilha o espaço com bilhões de outras estrelas que se encontram distribuídas na Galáxia. Entre estes bilhões de estrelas, detetamos também a presença de gás e poeira, além do campo magnético, fotons, e muitas partículas de altas energias…que compõem o que chamamos de “Meio Interestelar – (MIS)”

Vamos inicialmente estudar as Estrelas...

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As estrelas estão “mergulhadas” no MIS, onde observamos uma enorme diversidade de objetos…cuja natureza depende de condições físicas, como: luminosidade, densidade, temperatura,

por ex...

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O que são estrelas ?• Formadas a partir do colapso gravitacional de nuvens interestelares de gás e poeira do Meio

Interestelar (MIS), são sistemas gasosos que produzem energia através de fusões termonucleares.

• Durante sua vida elas sofrem a ação da força gravitacional e também da força de pressão de radiação, gerada no processo de fusão. Veremos em detalhes durante as aulas sobre estrelas o que ocorre no equilíbrio destas forças e o que acontece no desequilíbrio...

• Existe da ordem de 200-300 bilhões de estrelas, só na Via-Láctea.• Estas estrelas se encontram em diferentes estágios de evolução, em várias cores, tamanhos,

massas, luminosidades e temperaturas. Vamos entender no decorrer deste tema porque existe esta diversidade...

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Como sabemos sobre suas propriedades como, por exemplo, dimensão, cor, temperatura, luminosidade, massa, etc...

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Onde se localizam as estrelas da nossa Galáxia (SABbc)...?

Estrutura e Conteúdo Estelar

-Estrutura simplificada - várias componentes

- Disco: compartilhado por estrelas jovens e aglomerados abertos com estrelas jovens, ricas em metais - Bojo: se constitui de estrelas mais velhas e abriga núcleo denso de estrelas, radiofonte e Buraco Negro (MBH ~ 4x106MO ) - Halo: envelope externo que envolve toda a Galáxia e abriga aglomerados globulares, constituído de estrelas velhas, pobres em metais -Conteúdo: além das estrelas, possui gás, campo magnético, poeira, fótons e partículas de altas energias

“face-on” “edge-on”

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Estrelas mais próximasA maioria é menos luminosa que o Sol.

Nome Distância anos-luz (pc) Magnitude aparente Luminosidade (em relação ao Sol)

Sol

–26,7 1

Alfa Centauri A 4,4 (1,34) 0 1,5

Alfa Centauri B 4,4 (1,34) 1,4 0,44

Alfa Centauri C 4,3 (1,30) 11 0,00006

Estrela de Barnard 5,9 (1,83) 9,5 0,00042

Wolf 359 7,6 (2,39) 13,5 0,00002

Sirius A 8,6 (2,63) –1,4 21,8

Sirius B 8,6 (2,63) 8,3 0,003

UV Ceti 8,7 (2,68) 12,5 0,00004

Ross 154 9,4 (2,97) 10,5 0,00048

Ross 248 10,3 (3,17) 12,3 0,00011

Epsilon Eridani 10,5 (3,23) 3,7 0,283

Fonte: http://www.chara.gsu.edu/RECONS/

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Estrelas mais brilhantes

Nome Distância anos-luz Magnitude aparente Luminosidade (em relação ao Sol)

Sol0,0000158

–26,7 1

Sirius A (α Cão maior) 8,6 -1,4 21,8

Canopus (α Carina) 310 -0,6 14.000

Arcturus (α Boötes) 37 -0,1 110

Alfa Centauri A 4,4 0,0 1,5

Vega (α Lira) 25 0,0 48

Capella (α Auriga) 42 0,1 130

Rigel ( Órion) 770 0,2 40.000

Procyon (α Cão Menor) 11,4 0,4 7,0

Betelgeuse (α Órion) 430 0,5 9400

Achernar (α Eridani) 144 0,5 1070

Hadar (β Centauri) 525 0,6 12.000

• Algumas das estrelas mais brilhantes estão muito distantes.

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Amplitude de Luminosidade

Uma observação em relação a “amplitude de valores” de luminosidade.

As estrelas mais luminosas tem luminosidade maiores do que 1 milhão de Sóis

A faixa de luminosidades entre as mais fracas e mais luminosas é aproximadamente 1 bilhão.

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Como obtemos estas informações?

Grandezas Físicas fundamentais de estrelas como luminosidade, temperatura, dimensão, índice de cor, massa e composição química, são as informações que irão estruturar e consolidar o estudo da Evolução Estelar. Veremos nos Roteiros 11 e 12 como se obtem estas grandezas físicas.

Vamos ver inicialmente como a distribuição das estrelas pode ser obtida a partir de uma informação de extrema relevância que é a distância. Apesar da distância não ser considerada uma Grandeza Física Básica, esta informação pode nos levar a obter as propriedades físicas básicas.

Vimos em roteiros anteriores que distâncias de estrelas próximas, até dezenas de parsec, podem ser obtidas através de técnicas de trigonometria, via paralaxe estelar, que se deve ao movimento da Terra em torno do Sol, e mede o movimento aparente causado pela paralaxe.

Entretanto, estrelas tem movimento real e vamos precisar de outros métodos para obter distâncias. Técnicas de astrometria podem medir a componente transversal do movimento através do chamado “movimento próprio”. Medidas do Efeito Doppler medem a componente radial, e portanto, estas 2 técnicas fornecem o movimento real da estrela, como veremos a seguir.

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Estrelas que estão a distâncias maiores que várias centenas de parsecs são utilizados métodos que se baseiam no “Princípio da Vela Padrão”, onde a diferença de brilho aparente de objetos de mesma natureza é atribuída a diferentes distâncias.

Um destes métodos é conhecido como “Paralaxe Espectroscópica”, uma técnica que poderá ser entendida a partir do conceito de Diagrama-HR - correlações entre temperatura ou índice de cor ou ainda tipo espectral com magnitude absoluta ou luminosidade, que veremos a seguir.

Este Diagrama é de enorme importância nos estudos das estrelas, pois sintetiza as principais propriedades observacionais da estrutura e evolução estelar.

Outro método utilizado para se obter distâncias baseado na luminosidade é o “Módulo de Distância”. Para tanto define-se a magnitude absoluta (M), um conceito que juntamente com a definição de magnitude aparente (m), já estudada em roteiros anteriores, vai nos permiter obter a distância a uma estrela.

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Métodos Geométricos

Métodos “Vela Padrão" (L)

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Telescópio Espacial GAIA:Tecnologia de altíssima geração para determinação de distâncias, entre outros...,exoplanetas, estrelas marrons, teste para Relatividade , etc...

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2013

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Medida de paralaxe até d = 20 kpc (20.000 pc) → p” 0,00005 / (Proxima-centauri p = 0,768" Até pouco tempo os telescópios disponíveis na Terra → d < 20 pc → p('') =0,05http://www1.folha.uol.com.br/ciencia/2013/12/1387845-satelite-europeu-gaia-e-lancado-com-sucesso.shtml

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Técnicas Observacionais para Medir as propriedades das EstrelasTodas as informações que conhecemos sobre as estrelas foram obtidas através das seguintes técnicas observacionais:

1- Astrometria, que permite medir a posição das estrelas e a distância.

2- Fotometria, que permite medir o brilho e a cor das estrelas.

3- Espectroscopia, que permite medir através da análise dos espectros, condições físicas das estrelas como temperatura, densidade e turbulência, além da composição química e movimento das estrelas. 4- Polarimetria, que permite medir ondas eletromagnéticas que vibram em um ou vários planos

de vibração, como por ex., a emissão produzida por cargas em movimento circular/espiral em torno de linhas de campo magnético. Não iremos abordar esta técnica no contexto do curso.

É possível medir da ordem de 10 propriedades das estrelas, entre elas: “distância”, luminosidade, temperatura superficial, raio ou diâmetro, massa, composição química, campo magnético, rotação, turbulência, estrutura atmosférica....Estas 4 últimas não veremos no curso...

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1- Astrometria

• Medidas de posições de estrelas são importantes por vários motivos:

• Repetidas medidas de posição podem revelar movimentos de estrelas.

• Os movimentos permitem obter as distâncias das estrelas, e portanto, fornecem a distribuição das estrelas, consequentemente, a estrutura da Galáxia.

• Determinação da distância de aglomerados de estrelas, onde o conjunto de estrelas nasceu junto, diferenças nas propriedades das estrelas podem ser atribuídas a evolução.

• Determinação posição relativa de estrelas que se encontram nas proximidades via interferometria (interferencia é usada para medir a separação angular).

PS: Métodos novos em astrometria estão sendo explorados como telescópios espaciais (sem interferência da atmosfera, ganho na precisão) → Hipparcos (0,001 segundos de arco (“), Satélite Gaia 0,00005 (“).

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Movimentos das Estrelas

• As estrelas giram em torno do centro Galáctico em um movimento organizado conhecido como rotação diferencial.

– Na posição do Sol a velocidade de rotação é de ~ 220 km/s.

• As estrelas também têm uma velocidade aleatória ou dispersão de velocidade superposta, adicional, à rotação.

– Para estrelas próximas do Sol esta velocidade V ~ 10 – 40 km/s.

sentido de rotação

3 componentesperpendicularesde velocidade

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Movimento das Estrelas• A componente radial, na linha de visada é medida via Efeito Doppler

• A velocidade que resulta do movimento (Vtotal) se decompõe em 2 componentes mensuráveis: velocidade tangencial ou transversal (Vt) medida pelo movimento em relação às estrelas distantes (movimento próprio) + velocidade radial medida via efeito Doppler → ver a seguir V2total = Vt2 + Vr2

observador

µ

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( Vt)

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Astrometria – Medidas de Movimento Próprio...mede a componente transversal (Vt) do movimento espacial

- Para se obter a velocidade tangencial de uma estrela, a distancia D e devem ser observáveis conhecidos. Lembrem-se que D(pc) = 1/p" ; 1 pc = 206265 UA; 1 UA/ano = 4,74

µ

Vt = 4,74 µ (“/ano) Km/s p(“)

µ

Sen µ = µ = Vt = mas Vt = µ (rad/ano) ( pc/ano) = µ (“ /ano) (pc/ano) D (pc) p" 206265 p"

µ V2total = Vt2(km/s) + Vr2 (km/s)

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Astrometria – Medidas de Movimento Próprio...mede a componente transversal (Vt) do movimento espacial

- Quanto maior a velocidade transversal, maior o movimento próprio.- Mas quanto maior a distância, menor o movimento próprio.

Vt = 4,74 µ (“/ano) Km/s p(“)

V2total = Vt2 + Vr2

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Mesmo para estrelas próximas, o movimento próprio é pequeno.

– Maior movimento próprio é da Estrela de Barnard: 10,3"/ano.

– Descoberta em 1916 por Edward Emerson Barnard (1857-1923), está a 1,6 parsecs na constelação de Ophiucus, e sua velocidade transversal é de 2,2 km/s.

– Apenas 35 estrelas com movimento próprio acima de 3"/ano.

Imagem feita por Steve Quirk

µ

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Vrad → obtido via Efeito Doppler...espectroscopia

- Se o movimento for de aproximação, a frequência aumenta e dizemos que ocorreu um "desvio para o azul" (blueshift).

- Se o movimento for de afastamento, a frequência diminui e dizemos que ocorreu um "desvio para o vermelho" (redshift).

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...e fazendo analogia do efeito sonoro com o da luz

Direção do movimento

Sirene de um carro de polícia altera o som quando passa por observador

alta frequênciabaixa

frequência A velocidade Vrad da fonte pode ser obtida por:

∆λλ0

=Vradc

∆λ=λ−λ0

Fonte em movimento altera a Frequência e o Comprimento de Onda em relação ao obs.

A comparação das linhas em repouso e observada mostram deslocamento (Δλ ), dado por

Repouso - �0

Observado - �

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Temos, portanto, condições de calcular a velocidade espacial dada por:

V2total = Vt2 + Vr2 , onde:

Vt = 4,74 µ (“/ano) Km/s e p(“)

∆λλ0

=Vradc

Vrad = λ-λ0 x c λ0

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2- Fotometria...considerações gerais• Originalmente, o brilho das estrelas era medido com o objetivo de identificar e distinguir

estrelas.

• Hoje, a medida de brilho é realizada para determinar a energia produzida e outras propriedades físicas dos astros. No caso das estrelas pode-se obter informações como: luminosidade, tamanho, temperatura e índice de cor.

• A luminosidade de uma estrela é a energia total que ela emite por segundo. Para se obter a luminosidade de uma estrela é preciso realizar observações no intervalo completo de energia ou frequências que a estrela emite, desde as ondas em rádio até as em gama (….ultra-violeta, infravermelho, etc...).

• Vimos em roteiros anteriores que o brilho (ou fluxo) é expresso em termos de sistemas de magnitude. Lembrem-se que m = -2,5log F (λ) + C e que F (λ ) = L/4πd2.

- A magnitude aparente (m), depende, portanto, da luminosidade intrínseca (L) da estrela e da distância (d). Se conhecermos d, podemos determinar L a partir de F ou m.

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2- Fotometria...considerações gerais

• Em uma única observação não é possível obter a energia total irradiada em toda a faixa do espectro eletromagnético de uma estrela (ou fonte).

• Na prática o que se faz é medir separadamente a magnitude em várias bandas e assim pode-se obter a energia total de todo o espectro.

• A magnitude neste caso é chamada bolométrica (mb). Assim, observações dos astros são feitas em filtros ou bandas, i.e., em intervalos de comprimento de onda (ou frequência, ou energia).

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Vamos lembrar que para se obter a magnitude aparente, m, é preciso saber a distância....! Um caminho prático para isto é usar o “Módulo de Distância”, como se mostra a seguir:

→ Sei que:

Então substituindo (2) em (1) temos:

m - M = + 2,75 +5 log 10 +C

Por definição a magnitude absoluta M de uma estrela é a magnitude aparente m que ela teria a uma distância d = 10pc. Assim, para m = M (d=10pc) →C= -7,75. Considerando estes valores e substituindo-os na eq. acima, temos a equação do Modulo de Distância (m-M): m – M = 5 log d -5 (4)

→ Magnitude aparente (m): ( depende da distância )

m=−2,5logF+C

observação

F=L

4πd2

m=−2,5log L+2,5log4π+5logd+C

(1)

(2)

(3)

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Lembrando das Leis de Wien e Stefan-Boltzman...utéis para estimar a Temperatuta efetiva das estrelas (Teff), além do raio ou dimensão das estrelas

• Lei de Wien: T. �max = 0,29 K.cm

• Lei de Stefan-Boltzmann: F = σ.T 4 watt/m2 onde,

F: fluxo de energia por unidade de área de um corpo negro, por segundo (potência)σ: constante de Stefan-Boltzmann = 5,67 x 10-8 watt m-2 K-4

T: temperatura do corpo negro em kelvins

F (R✶ )=L✶

4πR✶2

(L) luminosidade intrínseca: energia total (potência) emitida por unidade de tempo em todas as direções.

Para uma estrela esférica de raio R★, o fluxo na sua superfície também pode ser obtido pela Lei do Inverso do Quadrado da Distância:

Eq. (1)

Eq. (2)

Eq. (3)

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Finalmente, podemos estimar o Raio, e portanto seu tamanho, conhecendo-se a luminosidade e temperatura efetiva, pela equação abaixo:

R✶=1

T efetiva2 √ L✶4πσ

Subtituindo agora o fluxo (F) como definido na Eq. (2) na Eq. (3), temos:

L✶=4πR✶2 σT efetiva

4

F=L✶

4πd2L✶=4πR✶

2 F (R )

F=σT 4

(Eq. 4)

Pela Eq. 3 tem-se:

Pela Eq. 2 sabemos que : O fluxo é medido utilizando fotometria via telescópio + detetor.

Eq. (3)

...e lembrando que d é o raio da estrela - R

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Vimos que a temperatura superfícial das estrelas (Teff) pode ser determinada a partir de:

• Lei de Wien: T. �max = 0,29 K.cm

– mede-se o comprimento de onda que corresponde a emissão do contínuo máxima e obtemos a temperatura. É um caminho trabalhoso!

• Lei de Stefan-Boltzmann: F = σ.T 4 watt/m2

– mede-se o fluxo emitido pela estrela e obtemos a temperatura. σ é a cte de Stefan-Boltzmann. Também trabalhoso! → Entretanto, existe um outro caminho mais simples para se estimar a Teff utilizando a relação entre temperatura de um corpo negro e o comprimento de onda da luz no pico de seu espectro, como se observa a seguir...

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Cor e Temperatura

Conforme aumenta a temperatura de um corpo negro, o pico de seu espectro contínuo move-se para um menor comprimento de onda (mais azul). 

A forma do contínuo em um espectro estelar pode ser estimada utilizando-se uma técnica menos trabalhosa, onde, medindo-se o fluxo em 2 bandas (U, B ou V, por exemplo – ver definição no slide a seguir) calcula-se a razão dos fluxos.

Para um “Corpo Negro” esta razão é determinada pela temperatura......

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Bandas Fotométricas

• U (=mu) , B (=mB) e V(=mV) representam as magnitudes aparentes (mU, mB , mV) nas bandas do ultravioleta, azul e visível.• Os sistemas fotométricos também se estendem para outras faixas espectrais como o vermelho (R, I) e o infravermelho (J, H, K, L, M..)

• Filtros projetados para transmitir uma faixa de frequencias (bandas) entre 2 intervalos de corte e que rejeita frequencias fora desta banda definida.

• Definidas em função das magnitudes aparentes

Ex: Sistema fotométrico Johnson: bandas U (= 3500 Ao ), B (= 4500 Ao) e V (= 5500 Ao)

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Índice de Cor ou Cor

• Existem outros sistemas (filtros):

• u', g', r', i', z'

• Índice de cor é a diferença entre as magnitudes aparentes de uma estrela em 2 diferentes comprimentos de onda, medidos em filtros de diferentes bandas.

• Por exemplo: → B–V, V–R, H-K, g'-r’, etc... → Por convenção, fazemos: banda mais azul – banda mais vermelha.

fl

uxo relativo

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Índice de Cor→ ...expresso em termos matemáticos da seguinte forma: (B–V) = mB–mV = –2,5 log (FB / FV)

→ onde FB e FV, por exemplo, são os fluxos medidos nos respectivos comprimentos de onda (B e V).

+quente e +azul

+frio e +vermelho

temperatura[

K]

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• Índice de cor: (B–V) = magB–magV = –2,5 log (FB / FV)

→ mede-se o índice de cor e obtemos a temperatura efetiva – Teff

→ Conclusão: técnica muito mais rápida....! boa para grandes amostras de estrelas....!

Conhecendo-se o IC obtem-se -> Teff

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--> Estas temperaturas são as mesmas para um corpo negro perfeito..--> Mas apenas aproximadamente iguais para uma estrela. Pq?

--> Em estrelas (e corpos negros) o índice de cor está relacionado com a temperatura. --> Nas galáxias, com a população estelar (azulada, mais jovem, avermelhada, mais velha (como veremos no Roteiro 19-Via Láctea.

Resumindo...Fluxo Magnitude

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Podemos usar a cor e temperatura para classificar razoavelmente bem as estrelas.

Vamos ver como ...

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Cores das Estrelas• Na constelação de Orion:

Rigel (beta) é azul, Betelgeuse (alfa) é vermelha

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Cores das Estrelas• As cores estão relacionadas com o espectro.

• Plêiades

• Espectros das Plêiadesimagem “clássica”.

imagem dos espectros: geradas após a luz das estrelas passarem por um prisma objetivo

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Classificação Espectral

Os estudos sistemáticos foram desenvolvidos no Observatório de Harvard no início do Séc. XX.

O trabalho começou por Henry Draper que fotografou o primeiro espectro da estrela Vega em 1872.

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Cores das Estrelas

• Edward Pickering e os “computadores” de Harvard (início do séc. XX)

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Cores das Estrelas

• Annie J. Cannon, responsável pela classificação espectral.

Como a primeira seqüência foi desenvolvida no Observatório de Harvard em 1910, por Annie J. Cannon e seus colaboradores, essa seqüência recebe o nome de Classificação de Harvard.

Trabalho publicado no Henry Draper Catalog (HD) e noHenry Draper Extension (HDE) com mais de 225.000 estrelas

Annie Jump Cannon(1863 – 1941)

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Cores das Estrelas• Annie J. Cannon, responsável pela classificação espectral.

– Classificou 225 mil estrelas até mag. 9 entre 1918 e 1924.

Desde 1934, existe um prêmio Annie Cannon para astrônomas (US$1500).

placa fotográfica de um espectroscópio de prisma objetivo (espectroscopia sem fenda).

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Cores das Estrelas

• Espectro de várias estrelas

Qual é a mais quente? e a mais fria?

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Cores das Estrelas

• Pela lei de Wien -> T.�max = 0,29 K cm→ quanto mais quente, mais azul.

te

mp

er

at

ur

a

au

me

nt

a

comprimento de onda (λ) aumenta.λ

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Classificação Espectral Inicial

Primeira classificação, baseada na intensidade das linhas do hidrogênio (série de Balmer). 4 linhas (λ=4100, 4340, 4860 e 6560 Ao)

• Nomenclatura adotada: A, B, C, D, ..., P.

• - “A” tem as linhas mais fortes do 1o elemento mais simples (H).

- “B” tem as linhas mais fortes de He (2o elemento). Etc...

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Classificação Espectral Refeita

• Cannon percebe que se diferentes tipos de espectro fossem arranjados em certa ordem, o padrão de linhas espectrais mudaria suavemente de um para o próximo. Foi capaz de refinar cada classe em 10 subclasses, de 0 (zero) até 9, de acordo com o decréscimo de temperatura. Ex: G0 (mais quente da classe), G1, G2,..., G9 (mais fria da classe)

• Nos anos 1920 a classificação é refeita em termos da temperatura superficial da estrela.

• Ordem passa a ser: O B A F G K M

estrelas quentesprimeiros tipos(early types)

estrelas friastipos tardios(late types)

...Para lembrar: “Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me”

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Classes Espectrais e Temperatura Superficial

- As classes espectrais são agrupamento de estrelas em função da temperatura superficial.- A correlação entre a aparência do espectro e a temperatura é devido a ionização.

- Quanto maior a temperatura, mais ionizado o gás nas camadas mais externas.

- O grau de ionização determina que linhas espectrais são formadas - A maioria das estrelas tem a mesma composição química. Sol: é classificado como uma estrela G2. É um pouco mais fria que uma G1 e mais quente que uma G3.

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Classificação Espectral• A classificação é função da temperatura superficial da estrela.

br

il

ho

r

el

at

iv

o

comprimento de onda [Å]

50.000 K

16.000 K

8.200 K

6.700 K

5.500 K

4.300 K

3.000 K

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Classificação Espectral• A classificação é função da temperatura superficial da estrela.• Também é função do índice de cor.

br

il

ho

r

el

at

iv

o

comprimento de onda [Å]

50.000K –0,32

16.000K –0,16

8.200 K +0,15

6.700 K +0,45

5.500 K +0,65

4.300 K +1,18

3.000 K +1,69(B – V)

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Classificação Espectral Os tipos resultam de correlações entre temperatura, tipo espectral, cor e proeminência de linhas

Tipo Cor simbólica T(K) Linhas proeminentes de absorção

O Azul 30000

B Azulada 20000 He neutro (moderadas), elementos pesados 1 vez ionizados

A Branca 10000 He neutro (muito fracas), ionizados, H (fortes)

F Amarelada 7000

G Amarela 6000

K Laranja 4000 elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros, H (fracas)

He ionizado (fortes), elementos pesados ionizados (OIII, NIII, SiIV), fracas linhas de H

elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros (FeI, CaI), H (moderadas)elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros, H (relativamente fracas)

cor de um corpo negro

Temperatura (K)

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Composição Química

• Proporção em massa:

70,6% de hidrogênio

27,4% de hélio

0,96% de oxigênio0,31% de carbono0,17% de neônio0,13% de ferro0,43% o resto

• A receita de uma estrela é mais ou menos a mesma.

“metais”

• Proporção em número de átomos:

90% de hidrogênio10% de héliomenos de 1% de metais.

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Composição Química• A receita de uma estrela é mais ou menos a mesma.

em escala logarítmica podemos comparar as abundâncias.

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Procura de Correlações entre Características Físicas

• Correlações nos permitem deduzir propriedades intrínsecas dos objetos estudados.

• O que podemos deduzir da população abaixo?

habitantes de um bairromedidas de altura e idade

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Correlações entre Características Físicas em Estrelas

• Em 1905, Ejnar Hertzsprung descobre – correlações entre a luminosidade e a temperatura de estrelas.– a existência de estrelas anãs e gigantes.

• Em 1913 Norris Russel dá seqüência a este trabalho com uma base de dados mais completa.

luminosid

ade

temperatura outipo espectral

Diagrama Hertzsprung-Russellou

Diagrama H-R

Estes resultados podem ser visualizados em um diagrama da luminosidade em função da temperatura.

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Diagrama H-R...representa uma das maiores sínteses observacionais

• Na figura abaixo cada ponto representa uma estrela. Vemos que as estrelas não estão distribuídas ao acaso, o que significa que existem correlações bem definidas entre a luminosidade (ou magnitude absoluta - M) e a temperatura superficial, ou Tipo espectral ou índice de cor veja eixo x abaixo.

• 4 grandes grupos de estrelas podem ser identificados na figura abaixo.• Quem são estes grupos ? Qual a importância deles?

ouou

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Uma observação acerca das possíveis grandezas físicas que podem ser utilizadas nos eixos x e y do D-HR

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Diagrama H-R: identificando os 4 grandes grupos mais relevantes

- O maior grupo de estrelas (85%) encontra-se na Sequência Principal (SP), cujas principais propriedades são:

10-2 < Lsol < 106 2500 < Tsup (K) < 50.000 0,1 < Rsol < 10

M

T

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- Algumas estrelas se posicionam acima da SP tendo L mais alta para a mesma Tsup das estrelas da SP. ...como a Tsup destas estrelas é a mesma das estrelas da SP, ou seja, a emissão de energia por m2

de área é a mesma, para que L seja maior, a estrela deve ser maior....daí o nome de Gigantes e Supergigantes. Se caracterizam, respectivamente, por:

103 < Lsol < 105 ; Tsup (K) < 5000 ; 10 < Rsol < 100

Caracterizando os 4 grandes grupos de Estrelas – Gigantes e Supergigantes

105 < Lsol < 106 ; 3000 < Tsup (K) < 50000 ; R ≈ 103 RsolGrande intervalo de temperatura efetiva e pequeno intervalo de luminosidade

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- Algumas estrelas se posicionam abaixo da SP tendo L mais baixa para a mesma Tsup das estrelas da SP. Como são estrelas relativamente quentes elas são chamadas de Anãs Brancas.

Se caracterizam por: L ≈ 0.014 Lsol ; Tsup (K) ≈ 10.000 ; R ≈ 0.04 Rsol

Caracterizando os 4 grandes grupos de Estrelas – Anãs Brancas

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Estrelas também podem ser classificadas de acordo com a classe de luminosidade adicionalmente ao tipo espectral (ex: Sol - G2V)

de Yerkes.

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Diagrama H-R: D-HR

• As estrelas podem ser separadas no D- HR de acordo com sua categoria.

• Exemplos:• Sol é considerado uma estrela anã.

• Betelgeuse é uma supergigante.

• Sirius B e Procyon B, são Anãs Brancas. - Muito quentes e muito menores que o Sol.

- Sol: G2V

Localização no D-HR de algumas estrelas brilhantes conhecidas próximas do Sol

T

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Lembrando que o tamanho das estrelas pode ser obtido pelas equações abaixo...ver slide 32...

ouL✶=4πσR✶2 T efetiva

4 R✶=1

T efetiva2 √ L✶4πσ

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Comparação das dimensões das estrelas...

ou queL✶=4πσR✶2 T efetiva

4R✶=

1

T efetiva2 √ L✶4πσ

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Diagrama H-R e tamanho das estrelas...podemos posicionar algumas estrelas conhecidas

no D-HR, e observar suas propriedades

Arcturus: Raio = 17.890.000 km (25,7 R☉) Ts: 4.290 K Tipo Espectral→ K2III

Betelgeuse: Raio = 821.300.000 km (1.180 R☉) Ts = 3.500 K TE → M2Iab; Supergigante vermelha uma das maiores conhecidas e pode se tornar uma SN nos próximos 1000 anos

Sol: Raio = 695.700 km Ts = 5.777 K TE → G2V ; Anã

Sírius A: Raio = 1. 191. 000 km (1,711 R☉) Ts = 9940 K Tipo Espectral (TE) -> A15 20 vezes mais brilhante que o Sol

T

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O B A F G K M

Row 1 Row 2 Row 3 Row 40

2

4

6

8

10

12

Column 1Column 2Column 3

Sírius A: A1V

Sol: G2V

Arcturus: K2III

Betelgeuse: M2Iab

Estrelas + quentes Estrelas + frias...Para lembrar: “Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me”

TQuanto maior a temperatura, mais ionizado o gás nas camadas mais externas

O grau de ionização determina que linhas espectrais são formadas

GI

+

Tipos Espectrais (OBA...etc.)relacionados com T e GI

Em síntese....como o Tipo Espectral se relaciona com a Temperatura e o grau de Ionização

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Diagrama H-R: linhas diagonais que posicionam os raios estelares

• Estrelas até 5pc de distância.• 100 estrelas + brilhantes

R✶=1

T efetiva2 √ L✶4πσ

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Vimos neste Roteiro como obter a maior parte das propriedades estelares (L, R, Teff, IC), baseado em observações relativamente simples de serem feitas.

Resta porém obtermos a quantidade física mais importante, que determina todas as outras propriedades físicas como, tempo de vida das estrelas , e

consequentemente sua evolução. Trata-se da Massa (M)

Massas estelares só podem ser medidas em Sistemas Binários, o único caminho direto para se medir a Massa, onde a 3a Lei de movimento de Kepler pode ser aplicada.

Iniciaremos o próximo Roteiro mostrando que a maioria das estrelas encontra-se em sistemas múltiplos e que em torno de 50% destes sistemas múltiplos são na

verdade sistemas binários.

A massa juntamente com a composição química determinam todas as outras propriedades básicas da estrutura e evolução das estrelas, sintetizadas no

Teorema de Russell-Vogt