Diagrama HR. M sol. Classe Espectral Temperatura Superficial (x1000 o C) / / / K5 3.8 M5 2.5 M0 3.

Transcrição

1 Introdução à Astronomia Semestre: Sergio Scarano Jr 19/05/2014

2 Diagrama HR: Tempo de Vida na Sequência Principal Spica L/L MM sol ) sol = (M Regulus Vega Sírius Altair Procyon Sol Alpha Centauri B 1/4 M sol sol anos / Luminosid dade (Sol = 1) Magnitu de Absoluta Próxima Centauri 1/10 M sol anos 1/ O B B A0 9.5 A5 8.0 F0 7.0 F5 6.3 G0 5.7 G5 5.2 Classe Espectral Temperatura Superficial (x1000 o C) K0 4.6 K5 3.8 M0 3.2 M / Diagrama HR

3 Exemplos de Objetos Ligados Gravitacionalmente Objetos gravitacionalmente ligados são muito comuns. Aglomerados devem compartilhar a mesma história (mesma origem)

4 Exemplo de Aglomerado Globular Aglomerados de forma esférica, muito rico em estrelas avermelhadas e velhas, podendo ter de milhares a milhões de objetos fisicamente ligados pela gravitação. Exemplos: M12, M13, M14, M15, M38, NGC 5139 (Omega Centauri).

5 Exemplo de Aglomerado Aberto Aglomerados aberto ou galáctico é um grupo de de dezenas a centenas de estrelas ligadas gravitacional- mente, geralmente composto por azuis e jovens comumente envoltos por um gás tênue. Se encontram predominante- mente no plano galáctico. Alguns exemplos: M7, M11, Hyades, Pleiades, NGC4755 (Caixinha de Joias) Pleiades

6 Diagrama HR de Diferentes Tipos de Aglomerados Diagramas HR das estrelas de dois tipos de objetos distintos: M39 (Aglomerado Aberto) M11 (Aglomerado Globular)

7 Diagramas HR de Diferentes Aglomerados Estelares 3 x10 9 anos

8 Diagramas HR de Diferentes Aglomerados Globulares Faixa de Instabilidade

9 Evolução Estelar Segundo Modelos Numéricos

10 Caminhos evolutivos Isócronas

11 As Variáveis RR-Lyrae Estrelas pouco massiva e associadas a Pop II. Curva de luz tem aspecto característico e períodos inferiores a um dia. A magnitude absoluta média é sempre: M 0, P = 0.6 dias RR-Lyrae D 10 m M 5 5 Fluxo Relativo Período [Dias] Limites: 1 Mpc (Telescópio Hubble)

12 A Relação Período-Luminosidade de Cefeidas C 1 P 1 = 1,5 dias C 2 P 2 = 3 dias Relação descoberta por Henrietta Leavitt, estudando variáveis na Grande Nuvem de Magalhães. L 1 = 140 L sol L 2 = 1000 L sol C 6 Magnitud de C 3 P 3 = 5dias L 3 = 1100 L sol P 4 = 10 dias C 4 L 4 = 1600 L sol inosidade [L sol ] Lum C 4 C 5 C 2 C 3 C 1 C 5 P 6 = 50 dias C 6 P 6 50 dias 10 0, Período de Pulsação [dias] P 5 =20dias L 5 = 1900 L sol L 6 = L sol Tempo

13 Uso das Cefeidas para o Cálculo de Distâncias A relação Período-Luminosidade das Cefeidas permite medir distâncias Galácticas e Extragalácticas. Feast & Catchpole (1997 MNRAS.286L...1F) 5 10 C x Cefeidas Clássicas -6-7 Magnitude M M Sol L/L sol 10 3 P 2 = 8 dias Tempo L,5 log L Sol RR-Lyrae Limites: Mpc (Telescópio Hubble) Dois tipos de Cefeidas e calibração primária subamostrada Período [dias] D 10 m M MV =4,72 2-2,5.log (L L/L sol )

14 Evolução Estelar e Evolução Química do Meio Interestelar O maior contribuinte para a evolução química do meio interestelar de uma galáxia são as estrelas em seus processos de evolução. Gigante Vermelha Nebulosa Planetária Sistema Binário IMF SFR Região HII SNI SNII Gigante Azul Supernova Meio Interestelar Enriquecido

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16 O Espectro do Sol Este é um problema bem antigo. O espectro foi primeiramente registrado por Wollaston (1808) e Fraunhofer (1815). As mais de 500 linhas são devidas a transições de elementos diferentes. Wollaston Fraunhofer

17 As Linhas de Fraunhofer No diagrama abaixo mostramos apenas as linhas mais proeminentes registradas por Fraunhofer. Na época não havia nenhuma explicação para as posições destas linhas... O problema é que no começo do Século XIX não havia técnicas apropriadas O problema é que no começo do Século XIX não havia técnicas apropriadas para o estudo dos espectros...

18 Contribuições de Bunsen ( ) 1899) Em meados da década de 1850, Bunsen estava muito preocupado com a iluminação de seu laboratório em Heidelberg. A fumaça então gerada também era bastante desagradável. Para resolver o problema, ele bolou uma maneira de controlar a combustão. A idéia é muito simples: misturar o ar com o gás antes do ponto projetado de combustão. Peter Desaga (mecânico da Univ. de Heidelberg) construiu o queimador de acordo com as especificações de Bunsen.

19 Gustaf Kirchhoff ( ) 1887) Em 1845 propôs as leis que descrevem a corrente e a voltagem em circuitos elétricos. Em 1851, conheceu Bunsen, que arranjou recursos para Kirchhoff passar algum tempo em Heidelberg... Kirchhoff concebeu e montou um conjunto com um prisma, três telescópios velhos e uma fonte de luz (o bico de Bunsen!) O conjunto decompõe a luz nos comprimentos de onda muito mais eficientemente que os filtros de vidro usados até então.

20 Uso de um Espectrógrafo Contínuo de Lâmpada Incandescente Linhas do Vapor de Mercúrio Fósforo em Monitor Linhas de Absorção do Sol Emissão Monocromática de Led Linhas do Vapor de Sódio

21 Leis de Kirchoff

22 Espectrógrafo de Kirchhoff Do ângulo de desvio da luz (medido num vernier e registrado) determinase o comprimento de onda da raia com grande precisão.

23 Novos Elementos

24 Busca de Métodos para Classificar os Espectros A principal i conseqüência deste inchaço da lista de elementos foi a procura dos químicos por uma racionalização da estrutura atômica e a invenção da Tabela Periódica por Mendeleev em 1870.

25 Anders J. Ångstrom ( ) 1874) Trabalhou com Astronomia e Termoquímica na Univ Uppsala Descobriu Trabalhou com Astronomia e Termoquímica na Univ. Uppsala. Descobriu vários princípios fundamentais da nova ciência da Espectroscopia.

26 Reconhecimento das Linhas do Sol Ångstrom reconheceu que três das sete linhas de Fraunhofer estavam nas posições exatas das linhas do hidrogênio... E viu que não era coincidência. Obs.: a composição do Sol é aproximadamente 73% de hidrogênio, 25% de hélio mais 0,77% de oxigênio, 0,29% de carbono, 0,16% de ferro etc. Claro que na década de 1880 os cientistas ainda não contavam com recursos mais sofisticados como Mecânica Quântica...

27 Espectro do hidrogênio Em 1884 quatro linhas do espectro eram conhecidas. Muitas medidas da posição destas linhas foram publicadas e estavam disponíveis na literatura... Como Ångstrom havia notado, para todos os elementos o espectro de emissão é igual ao de absorção!

28 Johann J. Balmer ( ) 1898) Um obscuro matemático de Basel, fascinado por coisas de numerologia. Vários pesquisadores estavam estudando o espectro do hidrogênio... Os números mais recentes na época eram os de Ångstrom. Balmer escreveu as quatro linhas conhecidas na forma: 9 5 h, 4 3 h, 25 h, h e notou que eram equivalentes a 9 5 h, h, 25 h, h Começou a estudar as quatro linhas do espectro do hidrogênio em 1884 por sugestão de um amigo. Encontrou a relação empírica: 2 n h onde h = 3646 Å n 2 4

29 Duas Formas de Representar um Espectro Um espectro bidimensional como usualmente extraído (acima), pode ser convertido em um espectro unidimensional se supusermos simetria espacial. Espectro p/ NGC3512

30 Espectro de Uma Estrela Es spectro foto ográfico Linhas do Hidrogênio Fluxo Continuum Espectro gráfico Linhas de absorção Comprimento de onda [Angstrom]

31 Primeiros Espectros O trabalho começou por Henry Draper que fotografou o primeiro espectro de Vega em 1872.

32 Espectros muito diferentes! Em algumas estrelas as linhas do H são muito fortes (A0V), emoutras, são quase inexistentes (M5V). T [K] (B V) K +1,69 Ma agnitude Relativa K +1, K +0, K +0, K +0, K 0, K 0,32 comprimento de onda [Å]

33 Primeira Classificação espectral Primeira classificação no Século XIX, baseada na intensidade das linhas do hidrogênio. Nomenclatura adotada: A, B, C, D,..., P. Estrelas A teriam as linhas mais fortes. Estrelas P : P: as mais fracas.

34 Classificação Espectral de Harvard temp peratura a aumenta Annie J. J Cannon estudou o espectro de mais de 400, estrelas e percebeu uma correlação entre o tipo espectral (A, B, C, etc.) e a cor da estrela (ou seja, sua temperatura). Ela propôs uma nova classificação, em que a intensidade da linha de um dado elemento depende da composição química e temperatura da fotosfera comprimento de onda ( ) aumenta

35 Subdivisão da Classificação de Harward As estrelas de tipo mais próximo de O, no início da seqüência são chamadas estrelas de primeiros tipos (do inglês early type), enquanto que os tipos mais próximos de M, no final da seqüência são chamados tipos tardios (late type). Cada tipo é subdividido em 10 grupos, de 0 (primeiros) a 9 (tardios). estrelas quentes tipos recentes (early types) estrelas frias tipos tardios (late types) O B A F G K M Sol

36 Intensidade Relativa das Linhas Nomenclatura: H I, He I, Ca I, etc. átomo com todos os elétrons. H II, He II, O II, Ca II, etc. átomo que perdeu 1 elétron. He III, O III, Ca III, etc. átomo que perdeu 2 elétrons. tensidade das Linhas H In He II He I Metais ionizados Metais neutros TiO Si IV Si III Si II Classe Espectral O B A F G K M

37 Classificação espectral de Harvard Resumo da Classificação Espectral de Harvard e exemplos: Tipo Cor T(K) Linhas proeminentes de absorção Exemplos He ionizado (fortes), elementos Alnitak (O9) O Azul pesados ionizados (OIII, NIII, SiIV), Mintaka (O9) fracas linhas de H B Azulada He neutro (moderadas), elementos Rigel (B8) pesados 1 vez ionizados A Branca F Amarelada 7000 G Amarela 6000 K Laranja 4000 M Vermelha 3000 He neutro (muito fracas), ionizados, H (fortes) elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros (FeI, CaI), H (moderadas) elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros, H (relativamente fracas) elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros, H (fracas) Átomos neutros (fortes), moleculares (moderadas), H (muito fracas) Vega (A0) Sirius (A1) Canopus (F0) Sol (G2) Alfa Cen (G2) Aldebaran (K5) Arcturos (K2) Betelgeuse (M2)

38 Classificação espectral Intensidade de uma linha depende do número de átomos no nível inicial da transição. Este número depende da temperatura e da diferença de energia entre os níveis da transição atômica. A diferença de energia depende do elemento (H, He, C, N, O, etc...). Ex: para T = K A transição n=2 n=3: provável no H mas difícil no He. n=4 n=3 linha H (absorção) n=2 n=1

39 Espectros de Elementos

40 Classe de Luminosidade Linhas espectrais são muito sensíveis à densidade das fotosferas p estelares. Atmosfera de estrelas gigantes tem menor densidade (linhas espectrais estreitas) que a de uma anã (linhas espectrais largas).

41 O Método da Paralaxe Espectroscópica Conhecidos o tipo espectral (linhas presentes) e a classe de luminosidade (largura das linhas) de uma estrela pode se determinar sua magnitude absoluta no Dia- grama H-R. Ex. K0III, m= Tipo Espectral: K0 Classe Luminosidade: III M= 0,7 Fluxo Relativo D 10 m M [Å] Limites: 100 kpc (melhor em aglomerados)

42 Simuladora de Paralaxe Espectroscópica