Estrelas (I) Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereiro IAG/USP

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1 Estrelas mais próximas e mais brilhantes Movimento das estrelas Tamanho das estrelas Temperatura Cores e espectros: classificação espectral Abundância química Diagrama H-R Estrelas binárias: definição Estrelas (I) Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereiro IAG/USP AGA semestre/2017

2 Estrelas Existem mais estrelas no céu ou grãos de areia na Terra? Tem MUITO mais estrelas no Universo do que grãos de areia na Terra. Estimamos que há dezenas de milhares vezes mais estrelas do que grãos de areia na Terra.

3 Estrelas Existem mais de 200 bilhões de estrelas só na Via Láctea. Existem de várias cores, tamanhos, massas, luminosidades e temperaturas. Da Terra, podemos ver cerca de 5000 estrelas a olho nu. (até magnitude 6)

4 Nome Estrelas mais próximas Distância anos-luz (pc) Magnitude aparente (V) Luminosidade (em relação ao Sol) Sol 1,58x10 5 (4,85x10 6 ) 26,7 1 Alfa Centauri C 4,3 (1,30) , Alfa Centauri A 4,4 (1,34) 0.0 1,54 Alfa Centauri B 4,4 (1,34) 1.3 0,45 Estrela de Barnard 5,9 (1,83) 9,6 0,00044 Wolf 359 7,6 (2,39) 13,5 0, Lalande ,3 (2,54) 7,5 0,0058 Sirius A 8,6 (2,63) 1,4 22,5 Sirius B 8,6 (2,63) 8,3 0,003 BL Ceti 8,7 (2,68) , UV Ceti 8,7 (2,68) , Ross 154 9,4 (2,97) 10,4 0,00051 Ross ,3 (3,17) 12,3 0,00011 Epsilon Eridani 10,5 (3,23) 3,7 0,288 A maioria é menos luminosa que o Sol. Fonte:

5 Nome Estrelas mais brilhantes Distância anos-luz Magnitude aparente (V) Luminosidade (em relação ao Sol) Sol 0, ,7 1 Sirius A (α Cão maior) 8,6-1,46 21,8 Canopus (α Carina) 310-0, Rigil (α Centauri) 4.4 0,0 1,5 Arcturus (α Boötes) 37-0,1 110 Vega (α Lira) 25 0,0 48 Capella (α Auriga) 42 0,1 130 Rigel (β Orion) 860 0, Procyon (α Cão Menor) 11 0,4 7,0 Betelgeuse (α Órion) 640 0, Achernar (α Eridani) 140 0, Hadar (β Centauri) 350 0, Altair (α Aquila) ,3 Algumas das estrelas mais brilhantes estão muito distantes.

6 Movimento das estrelas As estrelas se movem na Galáxia (como tudo se move...). velocidade radial velocidade Distância velocidade transversal observador A velocidade se decompõe em 2 componentes: velocidade radial (medida pela espectroscopia efeito Doppler) velocidade tangencial (ou transversal, medida pelo movimento em relação às estrelas distantes)

7 Movimento das estrelas As estrelas se movimentam dentro da nossa galáxia. Velocidade relativa entre as estrelas na vizinhança solar é da ordem de algumas dezenas de km/s. Observamos este movimento projetado no plano do céu.

8 Movimento das estrelas Movimento em relação às estrelas fixas: Movimento próprio, μ (medido em segundos de arco por ano). distância percorrida Distância velocidade transversal μ Distância velocidade transversal observador Ângulo percorrido: Movimento próprio Quanto maior a velocidade transversal, maior o movimento próprio. Mas quanto maior a distância, menor o ângulo, portanto menor o movimento próprio (aparente). μ" ano = 4,74 v km/s dist pc

9 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 ( ), está a 1,6 parsecs na constelação de Ophiucus e sua velocidade transversal é de 2,2 km/s. Apenas 35 estrelas têm movimento próprio acima de 3 /ano. Animação do movimento da Estrela de Barnard durante 60 anos.

10 Tamanho das estrelas Pela lei de Stefan-Boltzmann: F = σ T 4 ; [watt/m 2 ]. Mas o fluxo emitido por uma estrela é a sua luminosidade dividida pela sua superfície: F = Luminosidade/Superfície

11 Tamanho das estrelas Pela lei de Stefan-Boltzmann: F = σ T 4 ; [watt/m 2 ]. Mas o fluxo emitido por uma estrela é a sua luminosidade dividida pela sua superfície: F = Luminosidade/Superfície Portanto: L / (4π R 2 ) = σ T 4 L = 4π σ R 2 T 4 ou R = 1 T 2 L 4πσ Conhecendo a luminosidade e a temperatura, podemos obter o raio da estrela. Este é o único método prático para se medir o tamanho de um grande conjunto de estrelas.

12 Qual é a temperatura de uma estrela? Lei de Wien: T λ max = 0,29 K cm mede-se o comprimento de onda que corresponde a emissão do contínuo máxima e obtemos a temperatura.

13 Qual é a temperatura de uma estrela? Lei de Wien: T λ max = 0,29 K cm mede-se o comprimento de onda que corresponde a emissão do contínuo máxima e obtemos a temperatura. Lei de Stefan-Boltzmann: F = σ T 4 watt/m 2 mede-se o fluxo emitido pela estrela e obtemos a temperatura. Para isto, precisamos conhecer a distância da estrela.

14 Qual é a temperatura de uma estrela? Lei de Wien: T λ max = 0,29 K cm mede-se o comprimento de onda que corresponde a emissão do contínuo máxima e obtemos a temperatura. Lei de Stefan-Boltzmann: F = σ T 4 watt/m 2 mede-se o fluxo emitido pela estrela e obtemos a temperatura. Para isto, precisamos conhecer a distância da estrela. Índice de cor: (B V) = mag B mag V = 2,5 log (F B / F V ) mede-se o índice de cor e obtemos a temperatura. Estas temperaturas são as mesmas para um corpo negro perfeito. Mas apenas aproximadamente iguais para uma estrela. Lembrando: esta é a temperatura na superfície da estrela (isto é, na fotosfera).

15 Cores das estrelas Orion: Rigel (beta) é azul, Betelgeuse (alfa) é vermelha

16 Cores das estrelas As cores estão relacionadas com o espectro. Plêiades imagem clássica. imagem dos espectros, após a luz das estrelas passarem por um prisma Espectros das Plêiades

17 Cores das estrelas Progresso em razão do desenvolvimento da fotografia astronômica Henry Draper, de Harvard, fotografou o primeiro espectro de Vega em Edward Pickering e os computadores de Harvard (em 1913).

18 Cores das estrelas Annie Jump Cannon, responsável pela classificação espectral. Classificou 225 mil estrelas até mag. 9 entre 1918 e 1924 (Henry Draper Catalog, HD) ( ) placa fotográfica de um espectroscópio de prisma objetivo (espectroscopia sem fenda). Desde 1934, existe um prêmio Annie Jump Cannon para astrônomas (US$1500).

19 Cores das estrelas Espectro de várias estrelas Qual é a mais quente? e a mais fria?

20 Cores das estrelas Pela lei de Wien (T λ max = 0,29 K cm), quanto mais quente, mais azul. temperatura aumenta comprimento de onda (λ) aumenta

21 Classificação espectral Primeira classificação, Séc XIX, baseada na intensidade das linhas do hidrogênio (série de Balmer). Nomenclatura adotada: A, B, C, D,..., P. A tem as linhas mais fortes. P as mais fracas.

22 Classificação espectral Nos anos 1920, a classificação é refeita em termos da temperatura da estrela. Ordem passa a ser: O B A F G K M estrelas quentes primeiros tipos (early types) estrelas frias tipos tardios (late types) Cada tipo é subdividido em 10 sub-classes de 0 até 9 por exemplo: G0, G1, G2,..., G9. Para lembrar: Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me (um clássico). Não tem uma versão em Português universalmente aceita para esta frase mneumônica. Mas podemos usar: OBA, Frango Grelhado Ketchup Mostarda.

23 Classificação espectral Balmer brilho relativo O Sol é classificada como uma estrela G2. É um pouco mais fria que uma G1e mais quente que uma G comprimento de onda [Å]

24 Classificação espectral A classificação é função da temperatura da estrela K K brilho relativo K K K K K comprimento de onda [Å]

25 Classificação espectral A classificação é função da temperatura da estrela. Também é função do índice de cor. (B V) K +1, K +1,18 brilho relativo K +0, K +0, K +0, K 0, K 0,32 comprimento de onda [Å]

26 Classificação espectral Tipo Cor simbólica T(K) Linhas proeminentes de absorção Exemplos Fração das estrelas O Azul He ionizado (fortes), elementos pesados Alnitak (O9) ionizados (OIII, NIII, SiIV), fracas linhas de H Mintaka (O9) 0,001% He neutro (moderadas), elementos pesados B Azulada vez ionizados Rigel (B8) 0,1% A Branca He neutro (muito fracas), ionizados, H Vega (A0) (fortes) Sirius (A1) 1% F Amarelada 7000 elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros (FeI, CaI), H (moderadas) Canopus (F0) 2% G Amarela 6000 elementos pesados 1 vez ionizados, metais Sol (G2) neutros, H (relativamente fracas) Alfa Cen (G2) 7% K Laranja 4000 elementos pesados 1 vez ionizados, metais Aldebaran (K5) neutros, H (fracas) Arcturos (K2) 15% M Vermelha 3000 Átomos neutros (fortes), moleculares (moderadas), H (muito fracas) Betelgeuse (M2) 75% Temperatura (K) cor de um corpo negro

27 Composição química A receita de uma estrela é mais ou menos a mesma. 100% Abundância de elementos no Sol porcentagem de massa 80% 60% 40% Proporção em número de átomos: 91,0% de hidrogênio 8,9% de hélio menos de 0,2% de metais. Proporção em massa: 70,6% de hidrogênio 27,4% de hélio 0,96% de oxigênio 0,31% de carbono 0,17% de neônio 0,13% de ferro 0,43% o resto metais 20% 0% H He Li Be B C N O F Ne Na Mg Al Si P S Cl Ar K Ca Sc Ti V Cr Mn Fe Co Ni Cu Zn elemento

28 Procura de correlações entre características físicas Correlações nos permitem deduzir propriedades intrínsecas dos objetos estudados. O que podemos deduzir da população abaixo? 2 altura [em metros] habitantes de um bairro medidas de altura e idade idade [em anos]

29 Procura de 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 sequência a este trabalho com uma base de dados mais completa. Estes resultados podem ser visualizados em um diagrama da luminosidade em função da temperatura. Diagrama Hertzsprung-Russell ou Diagrama HR temperatura ou tipo espectral luminosidade

30 Diagrama HR As estrelas poderiam, a principio, se distribuírem aleatoriamente. Porém, as estrelas se encontram em regiões definidas no diagrama HR. A maioria das estrelas se encontra na Sequência Principal.

31 Diagrama HR Estrelas próximas do Sol. A maioria das estrelas se distribuem ao longo de uma linha: Sequência Principal Note que precisamos conhecer as distâncias das estrelas para construir o diagrama HR.

32 Diagrama HR Classes de luminosidade de Yerkes. Estrelas da Sequência principal do tamanho ou menor que o Sol são chamadas anãs. supergigantes brilhantes (Ia) supergigantes (Ib) gigantes brilhantes (II) gigantes (III) subgigantes (IV) (V) O Sol é uma G2V

33 Diagrama HR As estrelas podem ser separadas no diagrama HR de acordo com sua categoria. Exemplos: Sol é considerado uma estrela anã. Betelgeuse é uma super-gigante. Anãs Brancas são muito quentes, mas muito menores que o Sol. Não há estrelas vermelhas com a luminosidade do Sol. A distribuição de um grande número de estrelas no Diagrama HR: define-se claramente as regiões onde se encontram as diferentes categorias de estrelas.

34 Diagrama HR e tamanho das estrelas Lembrando: L = 4π σ R 2 T 4 ou R = 1 T 2 L 4πσ Tamanho da Estrela de Barnard, Sírius e Arcturus em relação ao Sol?

35 Diagrama HR e tamanho das estrelas Lembrando: L = 4π σ R 2 T 4 ou R = 1 T 2 L 4πσ

36 Diagrama HR e tamanho das estrelas Lembrando: L = 4π σ R 2 T 4 ou R = 1 T 2 L 4πσ

37 Diagrama HR para estrelas próximas Tamanho das estrelas: Linhas diagonais no diagrama H-R 100 estrelas + brilhantes Estrelas até 5pc de distância.

38 Tamanho e distância das estrelas Se a vizinhança solar, dentro de um raio de 4 parsecs, fosse do tamanho da Grande São Paulo: Haveriam 10 sistemas estelares no círculo abaixo: Uma estrela como o Sol teria ~ 0,5 mm de diâmetro. A estrela mais próxima do Sol estaria a 13 km (por exemplo, na Mooca). Betelgeuse teria 42 cm de diâmetro e estaria a 1320 km do Sol (estaria em Cuiabá). 80 km de diâmetro

39 Sistemas estelares múltiplos Grande parte das estrelas como o Sol ou mais luminosas estão em sistemas múltiplos. A formação de estrelas resulta tanto em sistemas múltiplos como em estrelas isoladas como o Sol. Exemplo de sistemas próximos (até 3,8 pc): Alfa Centauro: 3 estrelas Sirius: 2 estrelas EZ Aquário: 3 estrelas Procyon: 2 estrelas 61 Cygni: 2 estrelas Epsilon Indi: 3 estrelas Dentro de 10 pc (em 01/2017): 185 estrelas solitárias 55 binárias 15 sistemas triplos 3 quádrupos 1 quíntuplo (obs.: 26 exoplanetas) 172 estrelas em sistemas múltiplos Charles Lada 2009 fonte:

40 Sistemas binários Algumas estrelas binárias (ou estrelas duplas, isto é estrelas muito próximas no céu) são conhecidas desde a época de Ptolomeu. Exemplo: ν1 e ν2 Sagitário (catalogada por Ptolomeu no Almagesto). Estrelas com separação de 14.

41 Sistemas binários: reais e aparentes Binárias ópticas Alguns sistemas são apenas alinhamentos na linha de visada, mas estão distantes uma estrela da outra. observador Binárias reais 75 Dragonis (140 pc) SAO 3405 (179 pc) (estrelas separadas por ~ 21 ) Sistema ligado pela gravitação, ambas giram em torno de um centro de massa comum.

42 Sistemas binários William Herschel mostra em 1803 que algumas estrelas duplas são sistemas onde uma estrela orbita ao redor da outra e inicia um estudo sistemático destes pares de estrelas. Conhecendo a órbita das estrelas de um sistema duplo podemos determinar a massa das estrelas. massa é um parâmetro fundamental mas não é observado diretamente Phil. Trans. of the Royal Soc. of London Continua na próxima aula...