Astronomia Galáctica Semestre:

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1 Astronomia Galáctica Semestre: Sergio Scarano Jr 31/07/2016

2 Comparação entre Hyades e Pleiades O aglomerado das Pleiades tem metalicidade próxima a do Sol e da média em torno do Sol. Efeitos sistemáticos associados a distância também afetam as magnitudes medidas em cada classe estelar, visto que as Hyades se encontram a 46,3 pc e as Pleiades a 115 pc. Metalicidade Distância Abundância de Oxigênio Idade

3 Construção da ZAMS Calibrado pelas Hyades Resultados do Blaauws (1963), que porém possui sérios problemas com avermelhamento diferencial, desconsiderando diferenças e metalicidade

4 Classificação de Trumpler (1930)

5 Reconhecimento de Campos de Aglomerados Utilizando ainda o exemplo de Tombaugh 1. Aglomerados menos povoados são também chamados de associações, detectados pela sobre-densidade de algum tipo especial de estrela: Associações OB, Associações T, etc.

6 Identificando em Contando Estrelas em Aglomerado Assumindo como exemplo o aglomerado Tombaugh 1, na constelação do Cão Maior. XZ CMa Tombaugh 1 (10 arcmin 2 ) Tombaugh 1 (30 arcmin 2 ) Raio Nuclear Raio Coronal

7 Efeito na Medida dos Diâmetros de Aglomerados Abertos Robert Trumpler (1930) : Distância por tamanho angular. deveria ser igual à distância pela fotometria Distância pelo Diâmetro 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

8 Contagem de Estrelas As coordenadas de um ponto P em coordenadas esféricas e sua relação em coordenadas cartesianas é P(r,θ,φ): dr r NN = nn dddd VV nn = dddd dddd [nn] = ppcc 33 mmmmgg 11 NN = rr nn(rr, θθ, φφ ) rr 22 ddωω dddd VV dddd = rrrrrr rr ssssssss dddd dddd = rrrrrr rrrrrrrrrr dddd dddd ddωω = dddd rr 22 = ssssssss dddd dddd Assumindo n constante (homogeneidade) e independente da direção (isotropia): NN = ΩΩΩΩrrr33 ff = 33 LL NN LL (ff > fff) = 4444rr 22 nn LL ΩΩ 33 LL ff 33 22

9 Contagem de Estrelas em Forma Integral Obtendo o logaritmo das expressões: sendo mm = 22, 55 llllll ff + CC mm llllll(nn LL ) = cccccccctt llllll(ff) llllll NN LL = cccccccctt , 6666 llllll NN LL 00, 66 Lembrando que: mm MM = rr 55 ; llllll rr = (mm MM + 55)/55 ; NN = ΩΩΩΩrrr33 33 llllll NN LL = llllll nn LL + llllll ΩΩ 33 mm rr llllll NN LL = llllll nn LL + llllll ΩΩ 33 00, , Somando estrelas de diferentes luminosidades: NN = NN LL 11 + NN LL 22 + = ΩΩ 33 nn LL11 LL nn LL 22 LL ff llllll NN LL = cccccccctt , 6666 o formato de N independe da distribuição de luminosidade das estrelas sendo contadas

10 Contagem de Estrelas em Forma Diferencial Em forma diferencial define-se o número de estrelas por unidade de magnitude: AA mm = dddd dddd A(m): número de objetos por unidade de magnitude pela regra dos logaritmos: llllll NN = llll NN llll 1111, em que chamaremos μμ = llll(1111) Usando a expressão integral: llll NN = cccccccctt , 6666 mm cuja derivada é: dd dddd llll NN = 11 NN, e pela regra da cadeia: dd dddd llll NN = 11 dddd NN dddd Assim: dddd dddd = 00, 6666 NN = AA mm. Extraindo o logaritmo de ambos os lados: llllll AA mm llllll AA mm = llllll 00, llllll(nn) = cccccccctt , 6666 os desvios dos limites esperados traçam em primeira ordem o tamanho da estrutura, enquanto os limites observados delimitam a completude do catálogo. llllll AA(mm) 00, 66 mm esperado observado (plano do disco) observado (perpendicular ao plano do disco)

11 Kapteyn, 1900 Mapa 3d de Kapteyn Kapteyn mapeou o brilho das estrelas no céu e reconstruiu sua distribuição 3D com a hipótese de que quanto + fraco + longe. Resultado concordava com Hershell: Um universo achatado e (quase) HELIOCÊNTRICO!!. Usa a fotografia para fazer contagens de estrelas e medidas de paralaxe para estimar o tamanho da Galáxia (não considera a absorção da luz estelar) O universo de Kapteyn (1922): tipo uma lente, com ~10 kpc de diâmetro, 2 kpc de espessura Descobre a primeira evidência da rotação galáctica: medindo a paralaxe verifica que o movimento das estrelas próximas é mais ou menos ordenado. J. C. Kapteyn, 'Star-streaming', Report of the British Associationfor the Advancement of Science, section A, 1905: , p. 258.

12 Avermelhamento Devido à Atmosfera Terrestre A turbulência da atmosfera causa o seeing e a interação com a atmosfera muda o fluxo ao longo do espectro dependendo da massa de ar. m dentro m fora = fora m F dentro 2,5 log 2, 5 F F dentro = F fora 10 m fora m fora X X m = k( λ) X ( h) Define-se a Lei de Bouguer s: h h m dentro m dentro F(h,λ) = F fora.10 -k(λ).x(h) 2.5

13 Transparência Atomosférica e Galáctica

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

15 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)

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

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

18 Diagrama Cor-Cor de Diferentes Componentes Diferentes grupos estelares conhecidos teoricamente e pares de cores geram padrões de comparação distintos, mas independentes da distância K K K (U-B) K (B-V)

19 Excesso de Cor em Termos Observacionais Determinando-se o tipo e a classe espectral de uma estrela pode-se saber sua cor real e compará-la com sua cor observada, definindo o conceito de excesso de cor E(B-V). M = m 5 log(d) V V V A V M = m 5 log(d) B B A B 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

20 Diagrama Cor-Cor Como as cores são independentes da distância, comparar duas cores para um conjunto de objetos conhecidos permite comparar resultados observados com os esperados. Observações do meio interestelar mostram que a absorção visual e o excesso de cor é praticamente constante: R AV E(B V ) V = = Que em termos do excesso de cor se encontra empiricamente: E E U B B V 3 0, 72

21 Diagrama Cor-Cor:Aplicação Utiliza-se a técnica de slide fitting, em que uma curva característica (representativa do objeto que está sendo amostrado) e deslocada segundo a linha de avermelhamento observacional. E E U B B V 0, ,05 E(B V )