Universidade Junior 2017 Astronomia: Dos conceitos à prática aula 1

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1 Universidade Junior 2017 Astronomia: Dos conceitos à prática aula 1 Jorge Filipe Gameiro Centro de Astrofísica da Universidade do Porto, Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Departamento Física e Astronomia, FCUP

2 SUMÁRIO Medição da distância aos astros. Método da paralaxe trigonométrica, Luminosidade, Brilho e Magnitude, Brilho de uma estrela. Classificação espetral das estrelas.

3 Constelação da Ursa Maior Como é que as estrelas se distinguem umas das outras?

4 Determinação da distância às estrelas A paralaxe trigonométrica - Utilizada na medição da distâncias às estrelas mais próximas da Terra; - A paralaxe é definida como sendo a variação de posição de um objecto devido ao movimento do observador; - O conceito de paralaxe é de facto usado no nosso dia a dia. A sensação que conseguimos ter de distância, dimensão e espessura dos objetos está associado ao conceito de paralaxe.

5 Sabemos a distância entre olhos e estimamos o ângulo a. assim conseguimos determinar a distância ao objeto

6 1 Unidade Astronómica (UA) = km Distância linear Distância angular 1 parsec = x 1013 km = anos luz = UA 1º = 60 = º = π rad 1 rad =57.296º 1 rad =

7 - A Terra (azul) roda em torno do Sol (amarelo). - Na observação da estrela a vermelho, verifica-se um movimento aparente dessa estrela relativamente ao fundo do céu. - Esse movimento é cada vez menor com o aumento da distância da estrela ao observador [Credit: R. Pogge, OSU]

8 d TS tan( p)= d dts = 1UA Quando p pequeno então tan(p) ~ p (em radianos) 1parsec=206265UA 1rad = p(' ' ) = 1 d (UA ) 1 d ( pc )= p (' ')

9 Limites da paralaxe trigonométrica

10 A natureza da luz Luz é apenas uma forma de radiação electromagnética Pode ser também tomada como corpuscular (efeito foto-elétrico) Dualidade onda-partícula Luz comporta-se como uma onda - Difracção - Interferência

11 Características de uma onda electromagnética Comprimento de onda (freq=vel/comp. onda) polarização Direcção de propagação amplitude

12 O espetro electromagnético Espetro extendese do rádio aos raios gama Atmosfera da Terrra apenas transparente a algumas frequências raios gama T>1010 K raios X 10 9 T 10 6 K UV 106 T 105 K visível 105 T 104 K Infra-verm. 104 T 10 1 K rádio 10 T 1K

13 Emissão infra-vermelha do corpo Humano (luz própria) Absorção ou dispersão da radiação Ex: radiação raio-x nos ossos

14 Radiação de corpo negro Toda a matéria com temperatura acima de zero emite luz A quantidade de luz em cada comprimento de onda é chamado de espetro O espetro depende apenas da temperatura do corpo A Intensidade total emitida é proporcional a T4 2h c 2 I (λ,t )= 5 λ 1 e hc λkt Δ λ=1 1

15 Lei de Wien (1893) Pico de radiação depende da temperatura Objectos quentes tem máximo no azul (maiores energias) Objectos frios tem máximo no vermelho (energias menores)

16 Luminosidade Energia emitida num dado comprimento de onda (ou frequência) por unidade de tempo Eλ Lλ = Δt Luminosidade total Luminosidade somada em todas os comprimentos de onda (ou frequências) L= λ Lλ

17 Brilho ou fluxo corresponde a uma energia por unidade de superfície e unidade de tempo Brilho absoluto brilho emitido à superfície da estrela, num dado comprimento de onda L F λ= λ 4πR 2 Brilho absoluto total brilho total, tomando todos os comprimentos de onda, emitido à superfície da estrela F tot = λ F λ d λ=σ T 4 No caso de uma estrela, T é a chamada temperatura efetiva da estrela

18 Brilho brilho aparente de uma estrela S1 S d Se considerarmos o espaço entre as estrelas como vazio, podemos admitir que a energia que sai à superfície da estrela é a mesma que atravessa uma esfera de raio d. O brilho (fluxo observado) de uma estrela a uma distância d é então dado por L F obs = 2 4 πd

19 Relação entre brilho absoluto e brilho aparente de uma estrela 2 R F obs =( ) F abso d

20 O brilho decresce com o quadrado da distância. O factor de proporcionalidade é a luminosidade da estrela

21 Magnitudes ou grandezas Hiparcos (séc II A.C.) Classificação das estrelas segundo o seu brilho (aparente) - estrelas mais brilhantes (grandeza 1) - estrelas menos brilhantes (grandeza 6) Herschell (séc XVIII) verificou que as estrelas mais brilhantes (grandeza 1) eram cerca de 100 vezes mais brilhantes do que as estrelas menos brilhantes de grandeza 6

22 Pogson (séc XIX) estabeleceu uma escala entre grandeza e brilho aparente com base em duas hipóteses b1 =100 b6 bn =a b n+1 bn brilho de uma estrela com magnitude n b1 b1 b 2 b3 b4 b5 5 = =a b 6 b2 b 3 b4 b5 b6 5 a = a=10

23 Função Logaritmo X log(x)

24 Comparando o brilho de duas estrelas de grandezas n e m bn m n =a bm =100.4 (m n) bn log ( )=0.4 (m n) bm Equação de Pogson bm m n= 2.5 log( ) bn

25 Relação entre magnitude (grandeza) e brilho (fluxo) m= 2.5 log( bm )+C A estrela Vega é tomada como referência para a escala de magnitudes. Em todas as bandas, a magnitude de Vega é igual a zero

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27 Magnitude absoluta É a magnitude, supondo que o objeto se encontra a uma distância de 10 parsec. A comparação das magnitudes absoluta de duas estrelas corresponde à razão das suas luminosidades M 1 M 2 =2.5 log ( L1 / L2) A comparação entre magnitude absoluta (M) e aparente (m) permite determinar a distância ao objeto m M =5 log(d ) 5

28 Classificação Espetral - Em 1802 William Wollaston verificou que o espetro do Sol continha bandas escuras, que ele interpretou como a separação natural entre cores - Fraunhofer estudou essas riscas e bandas em detalhe, que ele classificou com letras de A a K - Estas riscas não aparecem de igual forma em todas as estrelas e foram usadas para classificar as estrelas

29 - Primeira classificação feita por Angelo Secchi ( ) - Edward Pickering, em 1890 iniciou no observatório de Harvard um programa de classificação estelar: Henri Draper Memorial Catalogue - Annie Cannon, ente 1911 e 1916 fez nova versão do catálogo (com cerca ¼ milhão de estrelas). A classificação utizada ainda é a de hoje - O Be A Fine Girl/guy Kiss Me - W. Adams em 1914 sugeriu adicionar uma classificação de luminosidade (I-V) - Classificação espetral nos anos 40 - MKK (Morgan, Keenan e Kellman). Introdução de subgrupos.

30 Classificação espetral original Características adicionais Classificação Luminosidade

31 Espectros de alta resolução de estrelas de diferentes classes espectrais UVES Paranal Observatory Project (ESO) O (>30 000K) G (~6 000K) A (~10 000K) G (~3 500K) Espectros visível de estrelas de classe espetral O5.5 III, A0 IV, G2 V, M4 III

32 O4 - B5 B5 - G3

33 Estrelas com composições semelhantes, porque é que os espectros são diferentes? C. Payne (1925) verificou que a diferença em temperatura e não a composição química é responsável pela diferença nos espectros G3 - K5 Cecilia Payne (1925) determina que estrelas são essencialmente constituidas por 91.2% H 8.7% He 0.1% outros elementos (metais) K7 M4.5

34 Diagrama de Hertzsprung-Russell

35 Diagrama de Hertzsprung-Russell

36 Fim