Introdução à AstronomiaIntrodução à AstronomiaSemestre: 2014 1Semestre: 2014 1Semestre: 2014.1Semestre: 2014.1

Sergio Sergio ScaranoScarano Jr Jr 19/05/201419/05/2014

Diagrama HR: Tempo de Vida na Diagrama HR: Tempo de Vida na SequênciaSequência PrincipalPrincipal1000000

100005

-10

1000

-5

SpicaSpica

RegulusRegulus

ProcyonProcyon

SolSol 1

0

dade

(Sol

= 1

)de

Abs

olut

a

MM

sol)

SíriusSírius

RegulusRegulusVegaVega

AltairAltair

AlphaAlphaSolSol

1/10010

5

Lum

inos

idM

agni

tu

L/L s

ol=

(M

AlphaAlphaCentauriCentauri BB

11/4/4 MMsolsol 10101212 anos anos 10

1/100000

Próxima Próxima CentauriCentauri

1/1000000

1/1000001511/10/10 MMsolsol

10101313 anos anos

O540.0

B028.0

B515.0

A09.5

A58.0

F07.0

F56.3

G05.7

G55.2

K04.6

Diagrama HRClasse Espectral Temperatura Superficial (x1000oC)

K53.8

M03.2

M52.5

1/100000020

Exemplos de Objetos Ligados Exemplos de Objetos Ligados GravitacionalmenteGravitacionalmenteObjetos gravitacionalmente ligados são muito comuns AglomeradosObjetos gravitacionalmente ligados são muito comuns. Aglomerados

devem compartilhar a mesma história (mesma origem)

ExemploExemplo de de AglomeradoAglomerado GlobularGlobularAglomeradoAglomerado GlobularGlobular

Aglomerados de formaesférica muito rico emesférica, muito rico emestrelas avermelhadas evelhas, podendo ter demilhares a milhões de objetosmilhares a milhões de objetosfisicamente ligados pelagravitação. Exemplos: M12,M13, M14, M15, M38, NGC 5139, , , ,(Omega Centauri).

ExemploExemplo de de AglomeradoAglomerado AbertoAbertoAglomeradoAglomerado AbertoAberto

Aglomerados aberto ougaláctico é um grupo de degaláctico é um grupo de dedezenas a centenas deestrelas ligadas gravitacional-mente, geralmente compostomente, geralmente compostopor azuis e jovens comumenteenvoltos por um gás tênue. Seencontram predominante-pmente no plano galáctico.Alguns exemplos: M7, M11,Hyades, Pleiades, NGC4755(Caixinha de Joias)

PleiadesPleiades

Diagrama HR de Diferentes Tipos de AglomeradosDiagrama HR de Diferentes Tipos de AglomeradosDiagramas HR das estrelas de dois tipos de objetos distintos:Diagramas HR das estrelas de dois tipos de objetos distintos:

M11(Aglomerado

Globular)

M39(AglomeradoAberto)

Diagramas HR de Diferentes Aglomerados EstelaresDiagramas HR de Diferentes Aglomerados Estelares

3 x103 x1099 anos anos

Diagramas HR de Diferentes Aglomerados GlobularesDiagramas HR de Diferentes Aglomerados Globulares

Faixa de Instabilidade

Evolução Estelar Segundo Modelos NuméricosEvolução Estelar Segundo Modelos Numéricos

Caminhos evolutivos Caminhos evolutivos Isócronas Isócronas

As Variáveis As Variáveis RRRR--LyraeLyrae

Estrelas pouco massiva e asso-ciadas a Pop II. Curva de luz temaspecto característico e períodosaspecto característico e períodosinferiores a um dia. A magnitudeabsoluta média é sempre:

75,0M

7

7.2

55

10

Mm

DP = 0.6 dias RR-Lyrae

7.4

7.6

7.8

8

Flux

o R

elat

ivo

0 0.5 1 1.5 2 2.5 3

8.2

Período [Dias] Limites: 1 Mpc (Telescópio Hubble)

A Relação PeríodoA Relação Período--Luminosidade de Luminosidade de CefeidasCefeidasRelação descoberta por Henrietta

Leavitt, estudando variáveis na GrandeNuvem de Magalhães.

C1 P1 = 1,5 dias P2 = 3 diasC2

C6L = 140 L L = 1000 L

C2

C510000

L sol

]

L1 = 140 Lsol

P4 = 10 dias C4

de

C4

L2 = 1000 Lsol

C3

C1

C2 C31000

inos

idad

e [L

Mag

nitu

d

P3 = 5 dias100

10

LumL4 = 1600 Lsol

C5 P6 = 50 diasC6

P3 5 diasL3 = 1100 Lsol

0,5 1 2 3 5 10 20 50 100Período de Pulsação [dias]

P = 20 dias

P6 50 dias

P5 = 20 dias

L5 = 1900 Lsol L6 = 12000 Lsol

Tempo

Uso das Uso das CefeidasCefeidas para o Cálculo de Distâncias para o Cálculo de Distâncias

A relação Período-Luminosidade das Cefeidas permite medir distâncias Galácticas e Extragalácticas.

105Feast & Catchpole (1997 MNRAS.286L...1F)

Cx Cefeidas Clássicas-6

-7

Mag

nitu

de

104

L/

Lso

l

-4

-5

MV

=4,72

P2 = 8 dias

M

103

L-2

-3

2-2,5.log(L

Tempo

L102

RR-Lyrae 0

-1

L/

Lsol )

5M

SolSol L

LMM log5,2 1 10 100

Período [dias]

55

10

Mm

DLimites: 30 - 40 Mpc (Telescópio Hubble)Dois tipos de Cefeidas e calibração primária subamostrada

Evolução Estelar e Evolução Química do Meio InterestelarEvolução Estelar e Evolução Química do Meio InterestelarO maior contribuinte para a evolução química do meio interestelar de

uma galáxia são as estrelas em seus processos de evolução.

Gigante Gigante

VermelhaVermelhaNebulosa Nebulosa PlanetáriaPlanetária

Meio Meio Interestelar Interestelar EnriquecidoEnriquecido

IMFIMFSFRSFR

Sistema Sistema BinárioBinário

EnriquecidoEnriquecido

SNISNIRegiãoRegião

HIIHII

SNIISNII

SupernovaSupernovaGigante AzulGigante Azul

O Espectro do SolO Espectro do SolEste é um problema bem antigo O espectro foi primeiramente registradoEste é um problema bem antigo. O espectro foi primeiramente registrado

por Wollaston (1808) e Fraunhofer (1815). As mais de 500 linhas são devidasa transições de elementos diferentes.

Wollaston

Fraunhofer

As Linhas de As Linhas de FraunhoferFraunhofer

No diagrama abaixo mostramos apenas as linhas mais proeminentesregistradas por Fraunhofer.

Na época não havia nenhuma explicação para as posições d li hdestas linhas...

O problema é que no começo do Século XIX não havia técnicas apropriadasO problema é que no começo do Século XIX não havia técnicas apropriadas para o estudo dos espectros...

Contribuições de Contribuições de BunsenBunsen (1811(1811--1899)1899)

Em meados da década de 1850, Bunsen estavamuito preocupado com a iluminação de seulaboratório em Heidelberg.

A fumaça então gerada também era bastantedesagradável.

Para resolver o problema, ele bolou uma maneirade controlar a combustão.

A idéia é muito simples: misturar o ar com o gás antes do ponto projetado de g p p jcombustão.

Peter Desaga (mecânico da Univ. de Heidelberg) construiu o queimador de acordo com as especificações de Bunsen.

GustafGustaf KirchhoffKirchhoff (1824(1824--1887)1887)

Em 1845 propôs as leis que descrevem acorrente e a voltagem em circuitos elétricos. Em1851 conheceu Bunsen que arranjou recursos1851, conheceu Bunsen, que arranjou recursospara Kirchhoff passar algum tempo emHeidelberg...

Ki hh ff b tKirchhoff concebeu e montou umconjunto com um prisma, trêstelescópios velhos e uma fonte de luz (obico de Bunsen!)bico de Bunsen!)

O conjunto decompõe a luz noscomprimentos de onda muito maiseficientemente que os filtros de vidrousados até então.

Uso de um EspectrógrafoUso de um Espectrógrafo

Contínuo de Lâmpa-da Incandescente

Linhas do Vapor de Mercúrio

Fósforo em Monitor

Linhas de Absorção do Sol

Emissão Monocro-mática de Led

Linhas do Vapor de Sódio

Leis de KirchoffLeis de Kirchoff

Do ângulo de desvio da luz (medido num vernier e registrado) determina

EspectrEspectrógrafoógrafo de de KirchhoffKirchhoffDo ângulo de desvio da luz (medido num vernier e registrado) determina-

se o comprimento de onda da raia com grande precisão.

Novos ElementosNovos Elementos

A i i l üê i d t “i h ” d li t d l t f i

Busca de Métodos para Classificar os EspectrosBusca de Métodos para Classificar os EspectrosA principal conseqüência deste “inchaço” da lista de elementos foi a

procura dos químicos por uma racionalização da estrutura atômica...

... e a invenção da Tabela Periódica por Mendeleev em 1870.

Anders J. Anders J. ÅngstromÅngstrom (1814(1814--1874)1874)Trabalhou com Astronomia e Termoquímica na Univ Uppsala DescobriuTrabalhou com Astronomia e Termoquímica na Univ. Uppsala. Descobriu

vários princípios fundamentais da nova ciência da Espectroscopia.

Ångstrom reconheceu que três das sete linhas de Fraunhofer estavam nas

Reconhecimento das Linhas do SolReconhecimento das Linhas do SolÅngstrom reconheceu que três das sete linhas de Fraunhofer estavam nas

posições exatas das linhas do hidrogênio... E viu que não era coincidência.

Obs.: a composição do Sol é aproximadamente 73% de hidrogênio, 25% dehélio mais 0,77% de oxigênio, 0,29% de carbono, 0,16% de ferro etc.g

Claro que na década de 1880 os cientistas ainda não contavam com recursos mais sofisticados como

Mecânica Quântica...

Espectro do hidrogênioEspectro do hidrogênioEm 1884 quatro linhas do espectro eram conhecidas Muitas medidas daEm 1884 quatro linhas do espectro eram conhecidas. Muitas medidas da

posição destas linhas foram publicadas e estavam disponíveis na literatura...

Como Ångstrom havia notado, para todos os elementos o espectro deemissão é igual ao de absorção!

Johann J. Johann J. BalmerBalmer (1825(1825--1898)1898)Um obscuro matemático de Basel fascinado por coisas de numerologiaUm obscuro matemático de Basel, fascinado por coisas de numerologia.

Vários pesquisadores estavam estudando o espectro do hidrogênio... Osnúmeros mais recentes na época eram os de Ångstrom. Balmer escreveu asquatro linhas conhecidas na forma:quatro linhas conhecidas na forma:

hhhh 92549 hhhh8

,21

,3

,5

e notou que eram equivalentes ae notou que eram equivalentes a

hhhh 36,25,16,9

Começou a estudar as quatro linhas do espectro do hidrogênio em 1884

hhhh32

,21

,12

,5

Começou a estudar as quatro linhas do espectro do hidrogênio em 1884 por sugestão de um amigo. Encontrou a relação empírica:

2nh d h 3646 Å42

n

h onde h = 3646 Å

DuasDuas FormasFormas de de RepresentarRepresentar um um EspectroEspectro

Um espectro bidimensional como usualmente extraído (acima), pode serconvertido em um espectro unidimensional se supusermos simetria espacial.

Espectro p/ NGC3512

Espectro de Uma EstrelaEspectro de Uma Estrelasp

ectr

oog

ráfic

o

Li h d

Es foto

Linhas doHidrogênio

ContinuumFlux

o

Continuum

Espectrográfico

F

Linhas de absorção

Comprimento de onda [Angstrom]

O trabalho começou por Henry Draper que fotografou o primeiro espectro

Primeiros EspectrosPrimeiros EspectrosO trabalho começou por Henry Draper que fotografou o primeiro espectro

de Vega em 1872.

Espectros muito diferentes!Espectros muito diferentes!E l t l li h d H ã it f t (A0V) t ãEm algumas estrelas as linhas do H são muito fortes (A0V), em outras, são

quase inexistentes (M5V).

(B – V)T [K]

4 300 K 1 18

3.000 K +1,69

(B V)T [K]R

elat

iva

5.500 K +0,65

4.300 K +1,18

agni

tude

R

6.700 K +0,45

5.500 K 0,65

Ma

8.200 K +0,15

50.000 K –0,32

16.000 K –0,16

comprimento de onda [Å]

Primeira ClassificaçãoPrimeira Classificação espectralespectralPrimeira classificação no Século XIX baseada na intensidade das linhasPrimeira classificação no Século XIX, baseada na intensidade das linhas

do hidrogênio.

Nomenclatura adotada:

A, B, C, D, ..., P.

Estrelas “A” teriam as linhas mais fortes.

Estrelas “P”: as mais fracasEstrelas P : as mais fracas.

ClassificaçãoClassificação Espectral de HarvardEspectral de HarvardAnnie J Cannon estudou o espectro de mais de 400 000Annie 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 dapropôs uma nova classificação, em que a intensidade dalinha de um dado elemento depende da composição químicae temperatura da fotosfera

aum

enta

pera

tura

ate

mp

comprimento de onda () aumenta

Subdivisão da Classificação de Subdivisão da Classificação de HarwardHarwardAs estrelas de tipo mais próximo de O no início da seqüência sãoAs estrelas de tipo mais próximo de O, no início da seqüência são

chamadas estrelas de primeiros tipos (do inglês early type), enquanto queos tipos mais próximos de M, no final da seqüência são chamados tipostardios (late type) Cada tipo é subdividido em 10 grupos de 0 (primeiros) atardios (late type). Cada tipo é subdividido em 10 grupos, de 0 (primeiros) a9 (tardios).

estrelas frias tipos tardios(late types)

estrelas quentes tipos recentes(early types)

O BB AA FF GG KK MO__BB__AA__FF__GG__KK__M__0 1 2 3 4 5 6 7 8 9

0 1 2 3 4 5 6 7 8 90 1 2 3 4 5 6 7 8 9

0 1 2 3 4 5 6 7 8 90 1 2 3 4 5 6 7 8 9

0 1 2 3 4 5 6 7 8 90 1 2 3 4 5 6 7 8 9

SolSol

Intensidade Relativa das LinhasIntensidade Relativa das LinhasNomenclatura: H I, He I, Ca I, etc. átomo com todos os elétrons.

s

Nomenclatura: H I, He I, Ca I, etc. átomo com todos os elétrons.H II, He II, O II, Ca II, etc. átomo que perdeu 1 elétron.He III, O III, Ca III, etc. átomo que perdeu 2 elétrons.

HH

das

Linh

aste

nsid

ade

MetaisMetais

In

H IIH IIHe IHe I

MetaisMetaisionizadosionizados

MetaisMetaisneutrosneutros

He IIHe IITiOTiO

Si IIISi IIISi IVSi IVSi IISi II

O______B________A________F________G________K_______M______Classe Espectral

Si IVSi IV

ClassificaçClassificação espectral ão espectral de Harvard de Harvard Resumo da Classificação Espectral de Harvard e exemplos:

Tipo Cor T(K) Linhas proeminentes de absorção ExemplosHe ionizado (fortes), elementos Alnitak (O9)

Resumo da Classificação Espectral de Harvard e exemplos:

O Azul 30000 pesados ionizados (OIII, NIII, SiIV), fracas linhas de H

Alnitak (O9) Mintaka (O9)

B Azulada 20000 He neutro (moderadas), elementos Rigel (B8)B Azulada 20000 pesados 1 vez ionizados Rigel (B8)

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

Vega (A0)Sirius (A1)

F Amarelada 7000elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros (FeI, CaI), H (moderadas)

Canopus (F0)

G Amarela 6000elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros, H (relativamente fracas)

Sol (G2)Alfa Cen (G2))

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

Aldebaran (K5) Arcturos (K2)

Átomos neutros (fortes) molecularesM Vermelha 3000 Átomos neutros (fortes), moleculares (moderadas), H (muito fracas) Betelgeuse (M2)

ClassificaçãoClassificação espectralespectral

Intensidade de uma linha depende do número de átomos no nível inicial datransição. Este número depende da temperatura e da diferença de energiaentre os níveis da transição atômica. A diferença de energia depende doelemento (H, He, C, N, O, etc...).

Ex: para T = 10.000KA transição n=2 → n=3: provável no H mas difícil no He.

3n=4

linha H(absorção)

n=2

n=3

n=1

EspectrosEspectros de de ElementosElementos

Classe de LuminosidadeClasse de LuminosidadeLinhas espectrais são muito sensíveis à densidade das fotosferasp

estelares. Atmosfera de estrelas gigantes tem menor densidade (linhasespectrais estreitas) que a de uma anã (linhas espectrais largas).

O Método da Paralaxe EspectroscópicaO Método da Paralaxe Espectroscópica

Conhecidos o tipo espectral (li-nhas presentes) e a classe deluminosidade (largura das linhas)luminosidade (largura das linhas)de uma estrela pode se determinarsua magnitude absoluta no Dia-grama H-R Ex K0III m=10grama H-R. Ex. K0III, m=10.

M= 0,71 0

1.1Tipo Espectral: K0Classe Luminosidade: III

0.8

0.9

1.0

Rel

ativ

o

0.6

0.7Flu

xo

55

10

Mm

D

4000 5000 6000 7000 8000 9000 100000.4

0.5

10D

[Å]

Limites: 100 kpc (melhor em aglomerados)

Simuladora de Paralaxe EspectroscópicaSimuladora de Paralaxe Espectroscópica

http://astro.unl.edu/classaction/animations/stellarprops/spectroparallax.html