Astronomia Galáctica Semestre:

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Elisa Mendes Coelho
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1 Astronomia Galáctica Semestre: 06. Sergio Scarano Jr 8/07/06

Horário de Atendimento do Professor Professor: Sergio Scarano Jr Sala: 9 Homepage: http://www.scaranojr.com.br/ * E-mail: scaranojr.

com** Horário de Atendimento***: Segunda Terça Quarta Quinta Sexta 4:00-5:00 7:00-8:00 4:00-5:00 7:00-8:00 A ser discutido * Nosso canal

2 Horário de Atendimento do Professor Professor: Sergio Scarano Jr Sala: 9 Homepage: * scaranojr.ufs@gmail.com** Horário de Atendimento***: Segunda Terça Quarta Quinta Sexta 4:00-5:00 7:00-8:00 4:00-5:00 7:00-8:00 A ser discutido * 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 *** Os horário podem ser articulados em caso de demanda dos alunos em acordo com o professor

3 Avaliação O aluno será avaliado por meio das provas (P e P e P3) da seguinte forma: P +T: Primeira avaliação (04/08/06); P +T: Segunda avaliação (08/09/06); P 3 +T3: Terceira avaliação (3/0/06); A média final será dada por: M = 0.75*(P + P + P 3 ) + 0.5*(T + T + T 3 ) 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.

4 Efeitos de Perspectiva O que parece estar junto pode ser apenas um efeito de perspectiva. Então diferentes brilhos não representam diferentes distâncias

5 Características Comuns de um Objeto e Distâncias Analogia de como reconhecer características comuns entre objetos e utilizalas em função da distância aço o mesmo procedimento com diversas vacas a que eu tenho acesso (próximas) h h h 3 h 4 h 5... considero desvios h 0 Isolando distância: h D = tan (a) a h = média (h 0, h, h, h 3,..., h n ) s h = desvios (h 0, h, h, h 3,..., h n ) h Conhecendo uma vaca de próximo D

6 A ísica Estatística e a Irradiação Estelar

ondulatório da luz é muito eficiente para

7 Comportamento Ondulatório da Luz e o Espectro Eletromagnético O caráter ondulatório da luz é muito eficiente para explicar os fenômenos de refração, interferência, etc. Beija-flores têm a capacidade de enxergar tanto no infravermelho quanto no ultravioleta. requência em Hertz (Hz = /s) Bandas e Comprimento de onda (l) em metros Rádio Microondas 0-4 Infravermelho Visível Ultravioleta 0-8 Raios X 0 - Raios Gama

8 Comportamento Ondulatório da Luz e o Espectro Eletromagnético O caráter ondulatório da luz é muito eficiente para explicar os fenômenos de refração, interferência, etc. Onda passando por diferentes comprimentos de onda e frequência. - Energético + Energético requência (n) em Hertz (Hz = /s): Bandas e Comprimento de onda (l) em metros: Rádio Microondas Infravermelho Visível Ultravioleta Raios X 0 - Raios Gama Ordem de tamanho: Prédios Humanos abelhas agulhas Protozoários moléculas átomos Núcleo atômico Atravessa a atmosfera? (S = Sim, N = Não, P = Parcialmente) S S S P N P S N Temperatura em Celsius e cor global observada: milhões

UY_Scuti_zoomed_in,_Rutherford_Observatory,_07_September_04 Constelação de Órion Cores Observadas das Estrelas Estrelas possuem suas próprias cores quando

9 UY_Scuti_zoomed_in,_Rutherford_Observatory,_07_September_04 Constelação de Órion 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.

Classificação Estelar e Temperatura Quente O B A 60.000 K 30.000 K 9.

10 Classificação Estelar e Temperatura Quente O B A K K K 7.00 K G K K 5.50 K Sol ria M K Oh! Be A ine Girl, Kiss Me!

11 luxo (Quantidade de Luz Recebia Somada da Direção Espacial) Direção Espacial Para uma estrela de tipo A: Espectro de uma Estrela He Hd Hg Hb Ha Direção Espectral Linhas do Hidrogênio Linhas de absorção Comprimento de onda [Angstrom]

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

12 temperatura aumenta Classificação Espectral de Harvard 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 comprimento de onda (l) aumenta

Estrelas como Corpos Negros Um corpo negro é uma aproximação teórica de

comprimentos de onda incidentes nele e os reemite numa distribuição

A energia total emitida depende somente da temperatura.

13 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. B l hc 5 l hc e /( lkt ) Índice de Cor associado à Temperatura da Estrela

14 luxo [ J/s/m /Å ] Visível Sol emitindo como Corpo Negro iltro otômetro Comprimento de Onda [Å] Mais azul Mais vermelho

15 Potencial de Radiação Solar na Terra

luxo, 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

16 luxo, 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. Luminosidade é a quantidade de energia total emitida por unidade de tempo: L E t luxo ou Brilho é a quantidade de energia de-tectada por unidade de área e de tempo: E At L A Para uma esfera A = 4pD, então: L 4 p D

luxo [ erg/cm /s/å ] Lei de Stefan - Boltzmann 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

17 luxo [ erg/cm /s/å ] Lei de Stefan - Boltzmann 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 K B l hc 5 l hc e /( lkt ) K Comprimento de Onda [ Å ] 4 st s = 5, W/m K 4

18 luxo [ erg/cm /s/å ] Lei de Wien Para um corpo negro o máximo de emissão ocorre em um comprimento de onda l max que é inversamente proporcional à temperatura d l 0 d l B B l hc 5 l hc e /( lkt ) d l 0 d l B 7000 K K Comprimento de Onda [ Å ] lmax T 897, 6m

19 Luminosidade do Sol Depende da então conhecida constante solar" ou o fluxo total de irradiação solar ( sol = 367 W/m ). piroheliômetro Medidas originais de Claude Pouillet L sol sol 4p Dsol sol L = (3.846 ± 0.005) 0 6 J/s

Magnitudes e Razões de luxos Constatou-se que uma diferença de fluxo de 5 magnitudes correspondia uma razão de fluxo de 00.

20 Magnitudes e Razões de luxos Constatou-se que uma diferença de fluxo de 5 magnitudes correspondia uma razão de fluxo de m m 6 6 Como a sensibilidade visual é logarítmica (lei fisiológica de Weber-echner), podemos escrever a magnitude em função do logaritmo do brilho como uma reta to tipo: b x a y de modo a compatibilizar as diferenças de magnitudes na escala de Hipparcos com um mesmo fator na razão de fluxos, teremos: 6 6 m m log a a 0,4 Mesma inclinação, não importando qual k ou n n k n k m m a log n k n k m m a log log Assim: 0 x 0 x a y y n k n k log,5 m m

21 Definição Genérica de Magnitude Para estabelecer uma expressão genérica da magnitude é necessário a definição de uma referência. Assumindo que o fluxo m n = 0 para uma estrela de referência de fluxo n = 0 (Vega foi usada como referência no princípio). m 0,5log k 0 m C,5 log onde assumimos: m k = m e k =. 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

A distância pode ser obtida por triangulação: tan (p) = UA D D = UA p p p pequeno e em radianos p p pc D Permite definir uma unidade de

22 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. A distância pode ser obtida por triangulação: tan (p) = UA D D = UA p p p pequeno e em radianos p p pc D Permite definir uma unidade de distância. O parsec (pc) é a distância de um objeto cuja paralaxe é segundo de arco ( ). Assim, conhecida a paralaxe de um objeto pode-se determinar diretamente sua distância em pc por: UA UA D [pc] = p [ ] pc = 3,09x0 6 m = 3.6 anos luz

23 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 0 pc. m Pela definição de magnitudes:, D m m m,5 log i =, D Lembrando que i L p 4 Di i = m sol = -6,74 m m L,5 log 4p D 4p D L M sol = 4,83 Chamando m de M, ou magnitude absoluta, m = m, D = D e substituindo D = 0 pc, temos a expressão do módulo da distância: m M D 5log 0 D 0 mm 5 5

24 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: m m,5 log Para fluxos: * L* 4pD ; Para magnitudes: D m* M * 5log ; 0 O que resulta em: m Sol M sol L * M sol,5 log L M * sol A magnitude absoluta é ligada à uma propriedade intrínseca da estrela! D 5log 0 iltro M sol U 5,6 B 5,48 V 4,83 R 4,4 I 4,08 J 3,64 H 3,3 K 3,8 sol L 4pD iltro sol M sol u 6,80 g 5.45 r 4,76 i 4,58 z 4,5 ml

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