Estrelas: propriedades observáveis

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1 Notas de aula Introdução à Astronomia (AGA210) Estrelas: propriedades observáveis Os trabalhos em espectroscopia astrofísica de Annie Jump Cannon (à esquerda) e Henrietta Swan Leavitt, foram fundamentais para a classificação espectral das estrelas. Harvard College Observatory photograph Enos Picazzio IAGUSP/2006

2 Luminosidade: energia (luz) total emitida pela estrela; característica intrínseca Brilho: aparência da estrela para o observador: * quanto maior a distância, menor o brilho * 1 estrela muito brilhante a grande distância poderá parecer mais débil que outra menos brilhante, porém mais próxima. * brilho cai com o quadrado da distância: - dobrando ( 2) a distância, o brilho cai quatro vezes ( 2 2 ) - triplicando ( 3), cai nove vezes ( 3 2 ) * a estrela emite luz em todas as direções. Espacialmente, podemos representá-la como uma fonte luminosa localizada no centro de um esfera de raio d (distância do observador). Como a área dessa esfera é 4π d 2, então o brilho pode ser expresso por: B = L / 4π d

3 Magnitude: escala através da qual medimos o brilho aparente * escala criada por Hiparco de Nicéia (séc. 2 a.c) - 1 estrela mais brilhante do céu - 6 estrela mais fraca (limite do olho humano) - maior que 6, só com instrumentos - atualmente inclui valores negativos (< 0) e fracionários Norman R. Pogson ( ): diferença de 1 magnitude representa razão de brilho de 2,5: * estrela de magnitude 1 é 2,5 mais brilhante que estrela de magnitude 2 * estrela de magnitude 2 é 2,5 mais brilhante que estrela de magnitude 3 * estrela de magnitude 1 é 6,25 (= 2,5 x 2,5 = 2,5 2 ) mais brilhante que estrela de magnitude 3. - razão: resposta do nosso olho é logarítmica. Matematicamente: m = cte 2,5 log B

4 Duas estrelas de brilhos B1 e B2 têm diferenças de magnitudes aparentes: m1 m2 = 2,5 log (B2 / B1) Exemplo: suponha que a razão do brilho entre estrelas seja 100. Qual será a diferença de magnitude aparente entre elas? Simples: - sabemos que (B2 / B1) = substituo esta razão na expressão acima: m1 m2 = 2,5 log (100) = 2,5 2 = 5; logo; m1 = m Se fosse o contrário, B1 / B2 = 100, então: m2 = m1 + 5.

5 Magnitude absoluta: brilho aparente na distância padronizada 10 pc (32,6 AL) nessas condições a razão entre brilhos aparentes representa a realidade A magnitude absoluta M se relaciona com a magnitude aparente m e a distância d (em pc) através da expressão: M = m log d Se a magnitude absoluta ou a luminosidade da estrela for conhecida, a distância pode ser determinada através da expressão: d = 10 (m M + 5) / 5 (em pc)

6 Nome Designação m (visual) M Distância Tipo espectral próprio (pc) Sirius α CMa -1,46 1,42 2,65 A1 V Canopus α Car -0, F0 II Rigel α Cen A -0,01 4,37 1,33 G2 V Kentaurus Rigel β Ori 0, B8 I Archernar ε Eri 0,46-1,7 27 B3 V β Cen 0,61-0,3 95 B1 III Antares α Sco 0,96-5,4 190 M1,5 I Spica α Vir 0,98-3,2 67 B1 V α Cru 1,58-3,8 120 B0,5 IV Formalhaut α PsA 1,16 2,02 6 A3 V β Cru 1,25-4,6 150 B0,5 III Adhara ε CMa 1, B2 II γ Cru 1, M3 III λ Sco 1,63-2,5 67 B2 IV Miaplacidus β Car 1,68-1,73 48 A2 IV Alnilam ε Ori 1,70-6,6 460 B0 I Al Nair α Gru 1,74-1,1 37 B7 IV Wezen δ CMa 1,84-7,5 740 F8 I Kaus ε Sgr 1,85-0,13 43 B9 III Australis Girtab θ Sco 1,87-1,0 37 F1 II

7 Velocidades radial e transversal Uma estrela move-se no espaço com velocidade V na direção e sentido indicados. Não conseguimos medir essa velocidade diretamente, mas podemos medir suas componentes: radial ( v r ), através do efeito Doppler transversal ou tangencial ( v t ), através da variação temporal das coordenadas α e δ da estrela.

8 Classe espectral Classe T (K) Características O > Estrelas quentes, com linhas de hélio ionizado B Linhas de hélio neutro A 7,500-10,000 Linhas muito fortes de hidrogênio F Linhas de cálcio ionizado; abundância de linhas de metais G Linhas fortes de cálcio ionizado; muitas linhas fortes de ferro neutro e ionizado e linhas de metais K Linhas fortes de metais neutros M Bandas de moléculas de óxido de titânio

9 Classe espectral