ASTROFÍSICA OBSERVACIONAL

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1 ASTROFÍSICA OBSERVACIONAL

2 Roteiro Aula 1: Definições Radiação Telescópios Instrumentos: espectrógrafos Detectores Aula 2: Aplicações Espectroscopia Fotometria Imageamento Outras técnicas: astrometria, polarimetria, interferometria Grandes levantamentos (Surveys)

3 Instrumento, detector Telescópio Dados Armazenamento, análise

4 Técnicas observacionais Diferentes técnicas diferentes instrumentos Cada técnica permite um tipo de análise Técnica O que é? Que tipo de informação fornece? Imageamento Fotografia Morfologia, posição... Fotometria Medida da luz proveniente de um objeto Temperatura, período orbital (binárias), distância... Espectroscopia Análise da radiação emitida por um astro em função da freqüência Composição química, temperatura, rotação, perda de massa, distância...

5 Espectroscopia Espectroscopia é usada para estudar a composição química e parâmetros físicos de um objeto a partir da análise da luz por ele emitida. Para realizar a análise espectroscópica é necessário utilizar um instrumento chamado espectrógrafo, que espalha a luz assim como um prisma espalha a luz branca em diferentes cores (freqüências). A luz espalhada em freqüências é chamada espectro.

6 Espectroscopia Contínuo Emissão Absorção Cada elemento químico tem um comportamento característico e único. Um objeto que produz luz, como as estrelas, apresenta registros do comportamento de cada elemento químico que o compõe na luz emitida. Através da análise da variação da intensidade da luz em diferentes freqüências, os astrofísicos podem determinar a composição química dos astros, além da temperatura, da velocidade de rotação...

7 Estrelas Linhas de absorção Galáxias, nebulosas Linhas de emissão Dispersão da luz Gráfico: intensidade comprimento de onda

8 Definições básicas Perfil de linha: forma aproximadamente gaussiana da função de distribuição de energia Largura à meia altura: largura medida na metade do nível entre o contínuo e o pico da linha. Largura equivalente: largura de um retângulo que subtrai do contínuo a mesma quantidade de energia que a linha verdadeira.

9 Que informações podemos obter? Pico da distribuição de energia Temperatura (lei de Wien) Presença de linhas Composição química, temperatura Intensidade das linhas Composição química, temperatura Posições relativas de linhas em sistemas binários Período, inclinação da órbita, massa estelar Estruturas nos perfis Ventos estelares, perda de massa Efeito Doppler Velocidade na linha de visada Largura das linhas Temperatura, turbulência, velocidade de rotação, densidade, campos magnéticos

10 O que podemos procurar compreender? Composição química, condições físicas, modelos atmosféricos e cinemática de estrelas na Galáxia e em galáxias próximas (Nuvens de Magalhães) Distribuição de abundâncias químicas na Galáxia Nucleocosmocronologia (Th/Eu) Companheiras sub-estelares de estrelas próximas (VR de alta precisão) Estrutura, condições físicas e abundâncias do gás intergaláctico nos primeiros estágios evolutivos do Universo, a partir do espectro de QSO's a altos redshifts Cinemática e distribuição de massa em aglomerados estelares Composição química e parâmetros físicos de objetos nebulares Populações estelares em galáxias, distâncias de galáxias Dinâmica de ventos e perda de massa, importantes no processos de formação e evolução estelar

11 B3V Espectros Estelares BAIXA RESOLUÇÃO Classificação espectral Classe de Luminosidade (primeira aproximação) Temperatura efetiva (primeira aproximação) Identificação de fenômenos de perda de massa M2V

12 Espectros de baixa resolução para diferentes tipos espectrais

13 en asc h Sé r ie d ep Série de Balmer DB Contínuo temperatura Inclinação do contínuo de Paschen P=F4000/F7000 Lα Descontinuidade de Balmer DB=log(F3647+/F3647-)

14 T Linhas Temperatura Linhas de Hidrogênio Variação da LE Ajuste de perfis teóricos T<8.000K: independente de g T>8.000K: ambigüidade Linhas metálicas Razão entre as profundidades de linhas do mesmo elemento (ou do mesmo grupo)

15 Espectro de uma estrela O9.5V Si IV O II C III N III O II O II N III N II + Si IV O II Presença e/ou intensidade de linhas metálicas indicam a faixa de temperatura da estrela

16 Gravidade superficial (pressão atmosférica) Linhas de Hidrogênio Ajuste de perfis teóricos Variação da largura equivalente com a gravidade

17 Turbulência Atmosférica alargamento do perfil Campos de velocidades Efeito do v sen i sobre perfis teóricos Perfis observados Rotação Estelar v seni alargamento do perfil

18 Velocidade Radial λ = vr λo c Se afasta: λ>0 deslocamento para o vermelho Se aproxima: λ< 0 deslocamento para o azul Planeta não observado provoca alterações na órbita da estrela central Deslocamento Doppler Velocidade radial: velocidade na linha de visada: é a velocidade com a qual um objeto se move na direção do observador

19 Binárias Espectroscópicas Desvios Doppler Periódicos Órbitas circulares: v1=2πr1/p v2=2πr2/p Dos espectros obtemos v1, v2 e P v1/v2 = r1/r2 = M1/M2 obtemos r1, r2, M1 e M2

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21 Campos Magnéticos Efeito Zeeman Presença de campos magnéticos suspende a degenerescência: efeito observado= alargamento das linhas (se confunde com v sen i) A separação das componentes só pode ser observada em estrelas com baixa rotação

22 Curva de crescimento Composição Química Largura equivalente das linhas metálicas número de absorvedores

23 Perda de massa (ETT, Of, SN, WR) dm/dt=4πr2ρv Perfil P Cygni: Emissão alargado + absorção deslocado F: gás absorve a luz da estrela e se aproxima com velocidade vr H: gás absorve luz da estrela e re-emite. A expansão do envoltório em diferentes direções promove o alargamento do perfil

24 Espectro da estrela P Cygni O Perfil varia com o tempo!

25 Imageamento Imageamento = fotografia com detectores eletrônicos Vantagens das imagens eletrônicas: medida de brilho, posição Imageamento com filtros um filtro deixa passar apenas uma determinada cor (por exemplo, vermelho, verde ou UV) A partir de imagens obtidas com filtros diferentes, é possível avaliar o brilho de um objeto em diferentes cores. Um objeto pode parecer muito brilhante no UV, p. ex., e pouco brilhante no visível. Porque isto acontece????

26 UV Verde IV

27 Combinação de cores Vermelho + Verde + Azul

28 Hubble Gallery

29 Fotometria Medida da intensidade da radiação emitida por um objeto. Unidade fotométrica = magnitude. Magnitude aparente (m): brilho aparente de um objeto observado da Terra O brilho de um objeto depende também da sua distância à Terra: duas estrelas com brilhos absolutos iguais mas com distâncias diferentes terão diferentes magnitudes aparentes Magnitude absoluta (M): brilho que o objeto teria se estivesse a uma distância padrão da Terra. Objeto Magnitude aparente Sol -26,7 Lua cheia -12,5 Vênus -4,3 Júpiter -2,5 Sírius -1.4 Acrux 1,3 Andrômeda 4,0 Neb. de Órion 9,0 Plutão 13,9

30 Magnitudes são medidas em faixas espectrais definidas por filtros. Existem vários sistemas de filtros fotométricos.

31 Filtros fotométricos A fotometria utiliza diferentes conjuntos de filtros para estudar a intensidade relativa dos astros em diferentes regiões espectrais. O sistema de filtros mais comum é o sistema de Johnson (UBV). Cada objeto apresenta diferentes magnitudes em cada um dos filtros U, B e V diferença entre as magnitudes = índice de cor (B-V) e (U-B) temperatura Azul, T~30.000K Branca, T~10.000K Vermelha, T~3.000K U B V B-V

32 Curva de luz de binárias eclipsantes Sistema binário com órbita orientada de tal maneira que uma estrela passa em frente à outra a cada intervalo de tempo (período).

33 Diagrama HR

34 Diagrama HR Aglomerados: distância, idade

35 Astrometria Determinação da posição de um astro em relação a um sistema de coordenadas Ex.: Ascenção Reta (R.A.) e Declinação (Dec.) Satélites astrométricos Hipparcos (HIgh Precision PARallax COllecting Satellite), Catálogo com informações astrométricas e fotométricas posições, paralaxe, movimentos próprios e magnitudes - de aproximadamente objetos GAIA (lançamento previsto em 2013) Mapa 3D da nossa Galáxia, com dados de ~1 bilhão de objetos

36 Paralaxe Paralaxe é a variação aparente de um objeto devido à posição da Terra em relação ao Sol. Medida da posição do objeto em relação ao fundo medida duas vezes ao ano, quando a Terra ocupa posições opostas na sua órbita em torno do Sol D=d/π D= 1 UA = milhões km D(pc)=1/π

37 Interferometria Interferometria resoluções superiores às obtidas pelos telescópios separados, sem ter de recorrer à construção de um telescópio de maiores dimensões. Mais usada na banda radio. Utilização no visível é bastante recente VLT: 4 x 8m

38 Interferência Dois feixes de radiação de mesmo comprimento de onda Máximo de cada onda coincidem: as duas amplitudes se somam = 2 x a amplitude original interferência construtiva. Um feixe deslocado de λ/2 em relação ao outro: as duas ondas se cancelam interferência destrutiva Medida da interferência: posições e ângulos

39 Coronografia Coronógrafo: bloqueio da luz incidente no centro do plano focal. Bloqueio da fonte mais brilhante para não saturar o CCD maior tempo de exposição possibilita observar objetos próximos mais fracos. coroa solar, discos estelares, planetas, satélites... Beta Pictoris Discos proto-planetários Coroa Solar Proplyds Discos proto-estelares

40 Polarimetria Polarimetria: medida da polarização da luz. Luz comum: ondas vibram em todas as direções, de maneira desordenada luz não-polarizada Quando a luz passa por um meio material, pode passar a vibrar em apenas uma direção luz polarizada. M82 Setas vermelhas e azuis: direções do campo magnético; linha pontilhada branca: estrutura em bolha do campo magnético; Setas brancas: direção do vento do centro da galáxia

41 Polarimetria Através do estudo do grau e da direção de polarização da luz emitida por um astro, os astrônomos podem compreender o fenômeno que causou a polarização observada, principalmente campos magnéticos. Aplicações Geometria e dinâmica de ventos estelares, discos e jatos processos de perda de massa e enriquecimento do Meio Interestelar. Binárias espectroscópicas: medida da inclinação da inclinação da órbita e, a partir daí, das massas Campos magnéticos estelares; anãs brancas Composição e estrutura de grãos interestelares Dificuldades Desenvolvimento instrumental Sinal fraco longos tempos de exposição Observação e análise dificultadas por contaminação.

42 Grandes Levantamentos (Surveys) Mapeamento fotométrico ou espectroscópico de determinada região do céu Telescópios dedicados IRAS (Satélite IR, 12, 25, 60 e 100 μm, 1983) 2MASS (2-Micron All Sky Survey, 1.25, 1.65, 2.17 μm, 2 tel. 1.3m HS & HN, ) JPAS (Espanha/ON): Levantamento fotométrico de uma região de 8000 graus² do céu (HN) Sistema de 56 filtros de banda estreita Objetivo principal: cosmologia 14 milhões de galáxias (+ estrelas, asteróides) SDSS (Sloan Digital Sky Survey, APO2.5m, 2000-hoje) Outros... Previstos LSST (Large Synoptic Survey Telescope, 8.4 m tel., Chile) PanSTARRS (4 x 1.8m tel., Havaí) T2.5m, Teruel/Espanha (2012)