Estrelas norm ais e suas propriedades

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1 Notas de aula Introdução à A stronom ia (AGA210) Estrelas norm ais e suas propriedades Ejnar H ertzprung H enry N. Russel Enos Picazzio Eles criaram uma das mais poderosas ferramentas da astronomia moderna: a relação entre tem peratura e lum inosidade. IAGUSP/2006

2 As estrelas não são iguais, nem imutáveis Apesar de tratarmos o Sol como uma estrela padrão, há muitos tipos de estrelas... e suas características mudam durante suas vidas.

3 Diagrama Temperatura Luminosidade Diagrama HR Final de 1910: Ejnar Hertzsprung (Dinamarquês, ) e Henry Norris Russel (Americano, ), estudando a relação entre magnitude absoluta e tipo espectral das estrelas, propuseram independentemente este método poderoso de comparação de estrelas. ordenada: magnitude absoluta luminosidade abscissa: tipo espectral temperatura.

4 Como interpretar o diagrama HR? A distribuição das estrelas As estrelas nascem, evoluem e morrem. Diagrama HR: espécie de relatório com as características individuais típicas dos tipos estelares, considerando estrelas de diferentes idades permite acompanhar o desenvolvimento de uma estrela, do nascimento à morte. SP: contém mais estrelas porque é nesta fase que a estrela passa a maior parte de sua vida. Fases seguintes (G, SG e AB): são bem mais curtas, logo há menos representantes.

5 Como interpretar o diagrama HR? Raio, massa e densidade Raio: maiores: região superior (gigantes azuis e vermelhas) menores: região inferior e regiãos das anãs. Massa: maiores: extremidade esquerda, menores: extremidade direita. Densidade: maiores: região das anãs menores: região das gigantes vermelhas

6 Como interpretar o diagrama HR? tem peratura linhas espectrais tipo Regiãodas estrelas grandes, massivas, quentes, brilhantes e de vidas curtas A cor das estrelas é determinada pela tem peratura (Lei de W ien) Regiãodas estrelas pequenas, de pouca massa, frias, pouco brilho e de vida longa

7 Como interpretar o diagrama HR? Diagrama de algumas estrelas conhecidas Regiãodas estrelas grandes, massivas, m quentes, brilhantes e de vidas curtas Regiãodas estrelas pequenas,, de pouca massa, frias, pouco brilhoe e de vida longa

8 Como interpretar o diagrama HR? as temperaturas são semelhantes mas as luminosidades diferem de um fator 100 milhões As estrelas mais quentes emitem a maior parte de sua energia na região espectral de ultravioleta

9 Como interpretar o diagrama HR? 5 pc (16,3 al) do Sol Linhas correspondente a raios solares

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11 Paralaxe espectroscópica O diagrama HR é também um determinador de distância. Análise do espectro tipo espectral Diagrama HR magnitude absoluta (M) magnitude aparente (m) (M = m log d) distância Supergigantes brilhantes Supergigantes Gigantes brilhantes Gigantes Sub-gigantes SP / anãs

12 Paralaxe espectroscópica O diagrama HR é também um determinador de distância. Análise do espectro tipo espectral Diagrama HR magnitude absoluta (M) magnitude aparente (m) (M = m log d) distância Pode atingir pc ~ anos-luz Supergigantes brilhantes Supergigantes Gigantes brilhantes Gigantes Sub-gigantes SP / anãs

13 A grupam ento estelar Pela maneira como são formadas, as estrelas têm tendência a se apresentarem agrupadas. Estrelas solitárias são minoria. Elas formam sistemas duplos, triplos, quádruplos, quíntuplos, e outros mais complexos, como os aglom erados. As componentes giram ao redor do centro de massa do sistema. Os agrupamentos fornecem informações importantes: massas e idades das estrelas, ajudam a testar as teorias de evolução estelar, e estabelecem escalas de distância.

14 Sistem as binários Compostos de duas estrelas William Herschel: primeiro astrônomo a demonstrar a existência de estrelas duplas, gravitando uma em torno da outra. Dupla óptica Binárias visuais Binárias espectroscópicas Binárias eclipsantes

15 Diferenças Ilusão óptica: distâncias diferentes Movimentos próprios diferentes e não correlacionados Sistema duplo: mesma distância. Estão próximas o suficiente para distinguirmos as duas componentes. Movimento orbital mútuo. Dupla óptica Binária Visual

16 Diferenças Sistemas duplos tão distantes que não se consegue distiguir as componentes diretamente. Identificação feita pelos espectros Identificação feita pela curva de luz Binária espectroscópica Binária Eclipsante

17 Binária espectroscópica Espectros das estrelas são diferentes Resultado: um espectro composto Pelo efeito Doppler pode-se ver deslocamento de linhas em função do movimento orbital Velocidade Radial Massas estelares

18 uma das componentes apresenta velocidade radial de aproximação, enquanto a outra apresenta velocidade radial de recessão (casos 2 e 4), e vice-versa. as linhas se deslocam em sentidos opostos (uma para o vermelho, a outra para o azul). o tempo decorrido entre os deslocamentos máximos (para o azul e para o vermelho) das linhas determina o período orbital do sistem a. Binária espectroscópica como a estrela de menor massa move-se mais rapidamente que a de maior massa, a razão entre as velocidades das com ponentes representa a razão inversa de suas m assas.

19 Binária eclipsante Posição do plano orbital da binária deve ser favorável à observação do eclipse. Quando a estrela mais luminosa éeclipsada a luminosidade do sistema atinge o valor mais baixo (caso 1) Quando a estrela menos luminosa é parcialmente encoberta pela sua companheira, a luminosidade do sistema atinge um valor intermediário (caso 2). O período orbital é o intervalo de tempo decorrido entre dois picos idênticos (casos 1 e 5, por exemplo). Estudando detalhadamente o perfil da curva de luz do sistema é possível inferir detalhes da órbita e os raios das com ponentes.

20 Apenas a órbita da componente mais brilhante ao redor do centro de massa do sistema pode ser observada. Binária astrom étrica Se a massa da componente visível puder ser estimada, por exemplo através da luminosidade, então a massa da componente invisível poderá ser determinada. Sirius foi a primeira (1830) binária astrométrica a ser resolvida Sirius Trajetos aparentes de Sirius A e sua companheira Sirius B. Sirius B: companheira invisível a olho nú. Sirius A: a mais brilhante

21 Binária eclipsante FZ Orion Estrela de comparação As medidas são relativas: compara-se a magnitude variável da binária com a magnitude constante de uma estrela

22 Binária eclipsante Da diferença de magnitudes entre a estrela de comparação a binária, obtém -se a curva de luz da binária. O tempo de corrido entre dois picos representa o período orbital. O plano orbital das componentes pode estar inclinado em relação ao observador FZ Orion FZ Orion Diferença de Magnitude Estrela de comparação 12/21/03 I 12/21/03 R 12/21/03 V 12/22/03 I 12/22/03 R 12/22/03 V Fase

23 Aglomerados: sistemas com mais de uma dezena de estrelas As componentes de um aglomerado, que podem ser sistemas duplos ou múltiplos, seguem órbitas complexas ao redor do centro de massa do sistema, cada qual afetando a órbita das demais componentes. Aglomerados abertos Sistemas dispersos contendo até alguns milhares de estrelas, encerradas em um volume de raio entre 1 e 10 pc. Características mais marcantes: localizados no plano galáctico e constituídos estrelas de População I (estrelas jovens com composição química mais rica em metais). Exemplos: Pleiades (Touro) e Caixa de Jóias (Cruz)

24 Aglomerados: sistemas com mais de uma dezena de estrelas Associações OB: Agrupamentos de estrelas de tipos espectrais O e B (grandes massas e temperaturas elevadas), concentrados no plano galáctico. Por serem jovens, estão próximas do local onde foram formadas; Apresentam movimento expansivo (fuga em relação ao centro do aglomerado). A desintegração dessas associações é apenas uma questão de tempo. A constelação de Órion é rica em estrelas O e B, praticamente uma imensa associação OB conhecida por Órion OB 1

25 Aglomerados: sistemas com mais de uma dezena de estrelas Aglomerados globulares Compostos de dezenas de milhares de estrelas, podendo chegar até um milhão delas. Forma esférica típica resultado decorrente da ação combinada da força gravitacional das estrelas. Estrelas fortemente concentradas na região central do aglomerado. Compostos de estrelas de População II [estrelas velhas e com composição química pobre de metais] e estão fora do plano galáctico. São muito brilhantes, observáveis a grandes distâncias (por isso são utilizados como indicadores de distância). Exemplo: Ômega Cen