Astronomia Galáctica Semestre:

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Guilherme Álvares
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1 Astronoia Galáctica Seestre: Sergio Scarano Jr 18/07/016

aior que 0,0 faz co que o feixe de luz saia da linha de

2 Pontas das estrelas e Cintilação Considerando u pupila de 10, qualquer desvio provocado pela refração atosférica aior que 0,0 faz co que o feixe de luz saia da linha de visada. Vácuo Ar Cintilação Atosfera Refração atosférica Terra

3 Interação da Luz co a Matéria

4 Problea da Resolução e u Sistea Óptico Natureza ondulatória da luz ao interagir co atéria ipõe liites de resolução angular ao se observar dois objetos separados entre si. Te o forato do quadrado da função sinc:

5 Disco de Airy e Critério de Rayleigh Natureza ondulatória da luz a interagir co atéria iplica e liites de resolução. q R 1, l a q > q R q q R q < q R Quando o prieiro ínio coincide co o prieiro áxio Resolvido Liite do Critério de Rayleigh Não Resolvido

6 Paralaxe e Moviento Próprio Quanto ais próxio ua estrela, ais fácil detectar sua paralaxe, as tabé ais fácil detectar o seu oviento próprio. p 36,5048" Posso usar a paralaxe para calcular a distância? Proxia Centauri

7 Paralaxe: o caso 61Cygni 61 Cygni foi a prieira estrela a ter sua paralaxe (0.31 ) edida por Bessel. Friedrich Bessel Heliôetro

8 Moviento Próprio: a estrela de Barnard A edida de paralaxe só foi possível por que Bessel aostrou de objetos co oviento e ua direção constante no plano do céu (edido e arcsec/ano). Tal oviento próprio só seria perceptível para objetos próxios. Estrela de Barnard entre 004 e 008. Moviento próprio de 10.3"/ano

9 Alguas Características de Estrelas Próxias Noe, constelação (Co), paralaxe (p), distância (Dist), agnitude aparente () e absoluta (M), tipos espectral (Tipo Espec) e coordenadas equatoriais e ascensão reta (AR) e declinação (DEC) para o ano de 000: # Noe / Ident. Con p Dist (pc) M Tipo Espec AR (1900) DEC (1900) 1 Próxia Centauri Cen 0,770 1,30 11,10 15,53 M5.5eV Alfa Centauri A Cen 0,750 1,33-0,01 4,37 G V Alfa Centauri B Cen 0,750 1,33 1,34 5,7 KO V Estrela de Barnard Oph 0,546 1, M5 V Wolf 359 Leo 0,419,39 13,46 16,57 M6.5 Ve Lalande 1185 UMa 0,395,53 7,48 10,46 M V Sírius A CMa 0,38,6-1,46 1,45 A1 V Sírius B CMa 0,38,6 8,44 11,34 DA Luyten 76-8A Cet 0,374,68 1,56 15,4 M5.5 de Luyten 76-8B (UV Ceti) Cet 0,374,68 1,5 15,38 M6 Ve Ross 154 Sgr 0,345,90 10,45 13,14 M3.6 Ve Ross 48 And 0,316 3,16 1,7 14,77 M5.5 Ve Epsilon Eridani Eri 0,305 3,8 3,73 6,15 K V Ross 18 Vir 0,98 3,35 11,11 13,48 M4+ V Luyten Aqr 0,90 3,45 1,3 14,63 M5-M7Ve,e Epsilon Indi Ind 0,89 3,46 4,69 7,00 K4/5 V Cygni A Cyg 0,87 3,49 5,1 7,50 K5 V Cygni B Cyg 0,87 3,49 6,03 8,33 K7 Ve Prócion A CMi 0,87 3,49 0,38,67 F5 IV-V Prócion B CMi 0,87 3,49 10,70 13,00 DA G Dra 0,85 3,51 8,90 11,18 M3.5 d Groobridge 34 And 0,8 3,55 8,07 10,3 M V Lacaille 935 Gru 0,79 3,59 7,34 9,56 M V TAU Ceti Cet 0,77 3,6 3,50 5,71 G8 V G Cnc 0,76 3,63 14,81 17,01 M6.5eV

10 Conhecendo a Luinosidade das Estrelas Para se conhecer as propriedades couns entre as estrelas deve-se conhecer as distâncias. D * 1UA tan( p) F * L * F* 4 D*

11 8 kpc Alcance de Paralaxe e Diferentes Missões Liites observacionais de paralaxe para diferentes issões. Hipparcos Terrestre Gaia

000 o C 10 ilhões o C Cores Observadas das Estrelas Estrelas possue suas próprias cores

12 UY_Scuti_zooed_in,_Rutherford_Observatory,_07_Septeber_014 Constelação de Órion -7 o C -173 o C o C 10 ilhões o C Cores Observadas das Estrelas Estrelas possue suas próprias cores quando observadas co cuidado. Usando a técnica de desfocar gradativaente a iage da constelação de Órion confore ela passa na frente da câera ajuda a revelar essas cores.

13 ] Cores e Espectros de Estrelas Diferentes Pelo uso de filtros é possível identificar e que coprientos de onda u objeto é ais brilhante que outro 50 B6-9V Filtro azul(m) Filtro verelho (N) Fluxo [ erg/c /s/å H d H e HeI H h K G5-8V H g H g BandaG H b H b CaFe Mg Na Na H a H a Copriento de Onda [Å] CaII CaII Define-se Índice de Cor coo a diferença de agnitude de ua esa estrela e duas bandas espectrais diferentes: IC M Onde os índices M e N são apenas os noes dos filtros N utilizados, coo por exeplo o filtro B, g', V,r', etc. Atenção! Por convenção astrônoos geralente reduze o síbolo agnitude e u filtro pelo próprio síbolo do filtro. Por exeplo, B B; V V, g r (g r )

14 Independência da Cor co a Distância Considerando ua estrela observada e dois filtros diferentes, pode-se usar o ódulo da distância e escrever: Dessa fora nota-se que que a cor é independente da distância, e reflete ua propriedade intrínseca da estrela, dada pela diferença de suas agnitudes absolutas. N M N M M M IC 10 log 5 D M M M 10 log 5 D M N N N M n M M M Atenção!,Respeitando a convenção anterior, cores são colocadas entre parênteses. Por exeplo: (B V), (J K), (g r ), etc.

15 Raio de ua Estrela (R * ): Medidas Diretas Maioria das estrelas: pontos de luz se resolução angular, à exceção de alguas dúzias (ex. Betelgeuse: R~300 R ) arcsec Gilliland, R. L.& Dupree, A. K. 1996IAUS G

16 Raio de ua Estrela (R * ): Ocultação Lunar Taanho angular de u objeto (estrela) obstruído por outro (lua) te sua luz diinuída co o tepo, nua taxa proporcional à velocidade angular relativa desses objetos a ao taanho do objeto obstruído. q Lua q Lua t t f t i t Velocidade angular da Lua: ' 60" Lua d h in 60 Lua 0,5" / Assuindo o Sol a 10 pc: t " 0. s 0.5" / s 0007 Restrito a estrelas na órbita da Lua; Necessita câeras rápidas e telescópios grandes. s s

Intensidade Luinosa Variáveis Eclipsantes e Variação de Brilho Estudando a variação da luz co o tepo (curva de luz), nota-se estrelas variáveis co ciclos que se repete nu padrão que pode ser

17 Intensidade Luinosa Variáveis Eclipsantes e Variação de Brilho Estudando a variação da luz co o tepo (curva de luz), nota-se estrelas variáveis co ciclos que se repete nu padrão que pode ser odelados por ocultações. A edida do tepo entre e durante ocultações fornece inforação sobre o taanho das estrelas. q v orb t Eclipse Secundário 4 5 Eclipse Priário Tepo

18 Medida do Raio por Variáveis Eclipsantes É necessário conhecer a velocidade orbital. Fazendo as contas:

19 Medida do Raio por Interferoetria Speckle As assas de ar proove obstáculos que cria padrões de interferência que pode ser odelados co aostrage rápida do padrão de luz aostrado na iage. 0 as

20 Raio de ua Estrela (R * ) e a Lei de Stefan-Boltzann A luinosidade de ua estrela é a esa edida independenteente da distância. L F(4 D ) SOL F L * D D 1 F 1 L * F * L * Para o raio da estrela a distância percorrida pela estrela é o próprio raio estelar: L F (4 R F T 4 ) (Stefan- Boltzann) Para o raio da estrela a distância percorrida pela estrela é o próprio raio estelar: L 4 R T 4 R 4 L* T 4 * Nesse contexto T é a Teperatura

21 L log Gráfico Teórico dos Raios Estelares Relativo ao Sol E grandezas de luinosidade e teperatura é conveniente utilizar a escala logarítica, dada que a luinosidade depende de potências tanto do raio quanto da teperatura. E teros relativos ao Sol: L sol L L sol R R * sol T T * sol 4 Extraindo os logaritos dos dois lados: L log L sol L log L sol R log R * sol D log D * sol T 4 log T E teros de diâetros a relação segue a esa * sol T 4 log T * sol T log * T sol Assuindo o diâetro ua constante teos ua equação de reta. L log L sol T cte 4 log T A teperaturae o taanho (e consequenteente a cor) reflete a taxa de eissão de energia da estrela! * sol

22 Luinosidade (Sol 1) Magnitude Absoluta Gráfico Teórico dos Raios Estelares / / O B0 8.0 B A0 9.5 A5 8.0 F0 7.0 F5 6.3 G0 5.7 G5 5. Classe Espectral Teperatura Superficial (x1000 o C) K0 4.6 K5 3.8 M0 3. M5.5 1/

http://astro.unl.edu/classaction/aniations/binaryvariablestars/centero fass.

23 fass.htl Terceira Lei de Kepler e Massas Estelares O étodo direto para edida de assas e Astronoia é utilizando a Terceira Lei de Kepler. Esta pode ser derivada das Leis de Newton: 1 G a T 4 a 4 G1 1 F 1 F v 1 F Resultando a Terceira Lei de Kepler: v a T 1 r 1 r v r r T 3 1 r r édio a 4 r1 1 ; T 4 r ; T 1 G ; r F1 F Fg v G r 1 a r r 1 r 1 r a 1 F F 4 G 1 F 1 1 a T 3 Nesse contexto T é o Período

Gravidade Superficial e Efeitos no Espectro É ua edida da força

Ela reflete o grau de concentração (densidade) da estrela.

(equação do equilíbrio hidrostático da estrutura estelar, deterinando

24 Gravidade Superficial e Efeitos no Espectro É ua edida da força gravitacional na superfície da estrela. Ela reflete o grau de concentração (densidade) da estrela. F GM R P g g GM R g fornece inforação sobre o gradiente de pressão (equação do equilíbrio hidrostático da estrutura estelar, deterinando onde linhas espectrais são foradas; As linhas de Baler são extreaente sensíveis à pressão, que se reflete na gravidade superficial.

25 Diagraa Cor-Magnitude A obtenção da teperatura e detalhes requer análise espectral por isso pode ser conveniente estudar objetos apenas por sua cor. Se objetos estivere a ua esa distância efeitos dependentes da distância pode ser anulados:

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