Robert Trumpler (1930) :

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Samuel Gabeira Leal
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1 Introdução à Astronomia Semestre: Sergio Scarano Jr 19/05/2014

2 Efeito na Medida dos Diâmetros de Aglomerados Abertos Robert Trumpler (1930) : Distância por tamanho angular. deveria ser igual à distância pela fotometria Di istância pe elo Diâmetr ro Angular Distância obtida pela fotometria maior do que a distância por tamanho angular objetos mais distantes eram maiores Trumpler, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 42, 214 (1930) Distância pela Fotometria

3 Absorção Interestelar A atmosfera interestelar também produz um efeito semelhante:

4 Agentes que Reduzem o Brilho dos Astros Fontes Meio Interestelar Atmosfera da Terra CCD (Detetor) Transmissão do Telescópio Transmissão da óptica do instrumento (exemplo = filtros)

5 Extinção Interestelar em Termos Matemáticos Fontes Sem meio interestelar: m M D 5 log 10 Absorção m M 5 log( D) 5 Espalhamento Com meio interestelar: m M 5log( D ) 5 A Extinção Interestelar (depende das bandas observadas)

6 Verificação Observacional do Meio Interestelar Para estrelas dominam linhas de absorção em um contínuo luminoso:

7 As Cores Esperadas Teoricamente Considerando d que a emissão depended exclusivamente da temperaturat (corpo negro) é possível saber quais são as cores esperadas para um conjunto de filtros com transmissão conhecida.

8 Excesso de Cor em Termos Observacionais Determinando-se o tipo eaclasse espectral de umaestrela pode-se saber sua cor real e compará-la com sua cor observada, definindo o conceito de excesso de cor E(B-V). M V V V m 5log( D) 5 A V M B m 5log( D) 5 B B A B Fazendo a diferença de M B M V = (B V) 0 e a indentificando como a cor intrínseca. Podemos definir o excesso de cor como: E( B V ) ( B V ) ( B V ) 0 Onde: E( B V ) A B A V

9 Extinção Interestelar em Função do Comprimento de Onda Representando as extinções em um dado comprimento de onda pela letra A e um índice representando o comprimento de onda: A 1 F log F F0 2,5 log log F0 2 1 A V B A V RV 3 E( B V ) Vermelho Azul Seaton (1979)

10 A Extinção Comparando para uma mesma região do céu as cores observadas e as cores esperadas para objetos de tipos espectrais e classes de luminosidade determinados, pode-se determinar a extinção como o quanto R V A V E ( B V V ) 3

11 Coordenadas Equatoriais da Galáxia Vista a partir de um sistema de coordenadas esféricos como os de Coordenadas Equatoriais a Via Láctea (Galáxia) parece curva. ) 17 h 42,4 m - 28,9 o ) Bardenas Reales

12 Foto Panorâmica Obtém-se compondo diversas imagens de acordo com as coordenadas que elas ocupam em um certo sistema de referências. Dependendo do sistema de referências a visão pode aparecer distorcida.

13 A Visão Distorcida da Via Láctea Vista a partir de um sistema de coordenadas esféricos como os de Coordenadas Equatoriais a Via Láctea (Galáxia) parece curva. b = Latitude galáctica l, b ) l 00 o 00 m 00 s b - 00 o 00 m 00 s )

14 Coordenadas Galácticas Tomando o centro da galáxia como referência e o sentido anti horario Tomando o centro da galáxia como referência e o sentido anti-horario sobre o plano da galáxia definimos a longitude e a latitude galáctica.

15 Coordenadas Galácticas Relativas às Coordenadas Equatoriais PN 62,4 o a = 12 h 49 m PNG d = 27,6 o PNG T b Equador NAG 32,3 o l CG NAG = 18h 49 m = 0,0 o l= longitude galáctica b = latitude galáctica CG = 17h 42,4 m = - 28,9 o

16 A Via Láctea: Estrelas e Poeira Observando no óptico não só as partes brilhantes, mas as partes poucos brilhantes obtém-se informações sobre a natureza da Via Láctea. Ivo Matias astrofotografiasergipe.blogspot.com.br

17 Transparência Atomosférica e Galáctica

18 A Via Láctea: Observações no Infravermelho Para fugir do obscurecimento da poeira pode-se observar a Via Láctea no Infravermelho ou no Rádio. Usando o 2MASS, as estrelas se destacam:

19 A Via Láctea: Observações de Gás no Rádio Para fugir do obscurecimento da poeira pode-se observar a Via Láctea no rádio. Aqui o exemplo da observação de linhas moleculares do gás CO (Dame, Hartmann, & Thaddeus (2001) ApJ, 547, 792)

20 Diferentes Mapas da Galáxia

21 Distribuição de Aglomerados Globulares em Relação ao Sol Usando RR Lyrae para medir distancia de aglomerados globulares que Usando RR Lyrae para medir distancia de aglomerados globulares, que estão distribuidos em todas as direções, e portanto são menos afetados pela extinção.

22 Universo de Shapley Com medidas de distâncias de aglomerados globulares foi possível verificar que o Sol não estava no centro da Galáxia. Universo de Kaptein Universo de Shapley

23 O Grande Debate entre Shapley-Curtis (1920) Shapley Curtis MWG MWG

24 Henrietta Leavitt e Periodo Luminosidade de Cefeidas Grande e Pequena Nuvem de Magalhães Relação Período-Luminosidade no artigo de Henrieta

25 Hubble Descobre Cefeidas em M31 Em 1923 Hubble detectou t cefeidas em M31 ecalculou l distancias i muito superiores ao tamanho ao estimados para nossa galáxia. Depois fez trabalhos equivalentes para M33 e NGC6822. Surge a Astronomia Extragaláctica. D M31= pc > D via Láctea = pc

26 Qual Seria a Razão das Diferentes Geometrias? NGC4549 M100 NGC1365 M87 LMC

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