Aula - 3 Estrelas Luminosidade e temperatura

Aula - 3 Estrelas Luminosidade e temperatura Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016

Como homem atual vê o céu Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016

Evolução das estrelas Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 3

Estrelas Jovens - anãs São estrelas pequenas < 20 M 0 e luminosidade L < 20.000 L 0 Anãs Amarelas Pequenas, na sequência principal (nosso Sol) Anãs Vermelhas Pequenas, frias (temperatura < 4000 K), fracas, na sequencia principal. São as mais comuns tipos de estrela. (Proxima Centauri da constelação de Centaurus) Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 4

Estrelas Velhas- Gigantes São estrelas muito grandes > 20 M 0 Gigantes vermelhas Raio 100 vezes maior do que era originalmente. Temperatura < 6500 K. Elas são em geral da cor laranja (Betelgeuse). Gigantes azuis Estrelas enormes, muito quentes, Após sequencia principal (Regulus) Supergigantes Estrelas muito grandes, algumas podem ter o tamanho de todo o sistema solar. Betelgeuse e Rigel são estrelas supergigantes. Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 5

Estrelas pequenas e velhas (pouco luminosas) (Faint Stars) São estrelas muito pequenas. Anã branca: São estrelas densas e quentes, praticamente de carbono. São remanescentes de gigantes vermelhas que perderam as camadas externas. Anãs marrons massa muito pequena (menor que Jupiter), frias, não tem mais fusão nuclear, não são luminosas. Estrelas de neutrons muito pequenas, super densas, compostas basicamente de neutrons com uma fina camadas atmosférica de hidrogênio (raio de 5 a 16 km, densidade 10 15 g/cm 3.) Pulsar estrelas pequenas de neutrons que Giram muito rapidamente e emite energia na forma de pulso. Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 6

Estrelas binárias São estrelas que giram em torno do centro de massa Metade das estrelas observadas no céu são sistemas binários Polaris (Estrela do Polo Norte é um sistema binário) Binárias visuais: é um par de estrelas associadas gravitacionalmente que podem ser observadas ao telescópio como duas estrelas. A separação usual é de centenas de unidades astronômicas. Binárias eclipsantes: Parecem ser apenas uma estrela com brilho variável. Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 7

Binárias astrométricas: quando um dos membros do sistema é muito fraco para ser observado, mas é detectado pelas ondulações no movimento da companheira mais brilhante. Exemplo: Sírius Binárias espectroscópicas: quando a natureza binária da estrela é conhecida pela variação de sua velocidade radial, medida através das linhas espectrais da estrela, que variam em comprimento de onda com o tempo. A separação média é da ordem de 1 UA Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 8

Binárias X-ray: quando um das estrelas é uma anã branca, estrela de neutrons ou buraco negro que agrega matéria da uma estrela normal, produzindo emissão de raio-x. Algumas podem explodir em Novas e supernovas. Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 9

Estrelas variáveis (Cefeidas) São estrelas com luminosidade variável Cefeidas: Em 1784 uma estrela na constelação de Cepheus foi observada em várias noites por John Goodricke, que notou que a estrela tornava-se brilhante e depois diminuía seu brilho. As flutuações no brilho repetiam-se novamente a cada cinco dias. Essa foi a primeira estrela cefeida descoberta. A relação período e luminosidade pode ser útil para determinar a distância. Hubble descobriu Cefeidas numa nebulosa e calculando a distância dessas estrelas eele percebeu que a nebulosa estava muito além das fronteiras da nossa galáxia, e essa nebulosa era na realidade, uma outra galáxia. Hoje ela é conhecida simplesmente como galáxia de Andrômeda. Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 10

Existe uma relação entre a luminosidade de uma estrela e sua temperatura. Essa relação é chamada Diagrama de Hertzsprung-Russell, conhecido como diagrama HR, foi publicado independentemente pelo dinamarquês Ejnar Hertzsprung (1873-1967), em 1911, e pelo americano Henry Norris Russell (1877-1957), em 1913, Existe também uma relação entre a magnitude de uma estrela e o tipo spectral. Hans Rosenberg (1879-1940) no Astronomische Nachrichten 4445, Vol. 186, p. 71, em 1910. Hertzsprung descobriu que estrelas da mesma cor podiam ser divididas entre luminosas, que ele chamou de gigantes, e estrelas de baixa luminosidade, que ele chamou de anãs. Desta forma, o Sol e a estrela Capela têm a mesma classe espectral, isto é, a mesma cor, mas Capela, uma gigante, é cerca de 100 vezes mais luminosa que o Sol. Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016

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luminosidade temperatura magnitude espectro Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 13

Luminosidade Fluxo: Energia luminosa total emitida por um metro quadrado de um objeto por segundo. F W / m 2 ( J / m 2 / s) Luminosidade: Energia luminosa total emitida por uma superficie de um objeto por segundo. L ( Area F)( J / s) Exemplo uma lampada de 0.01 m 2 de área e com 100 W de potencia. Fluxo = Luminosidade/Area = 100/0.01 = 10.000W/m 2 Todo corpo emite radiação eletromagnética em todos os comprimentos de onda com uma distribuição de energia por comprimento de onda que depende da temperatura. Radiação de corpo negro: os fotons esteão em equilibrio e obdecem a lei de Stefan-Boltzmann Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 14

Luminosidade total: Para obter a luminosidade total basta integrar sobre todos os comprimentos de onda Temperatura efetiva: A temperatura de um corpo negro com raio similar a de uma estrela irradia a mesma quantidade de energia. Pela lei de Stefan-Boltzmann: F T 4 A lei de Wien afirma que a freqüência n max para a qual a radiância espectral alcança o seu valor máximo aumenta proporcionalmente à temperatura max b T max 3.000.000 T Para comprimentos de onda em nm para max 500nm T 3.000.000 / 500 6. 000K Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 15

Brilho Fluxo: Energia luminosa total emitida por um metro quadrado de um objeto por segundo. F W / m 2 ( J / m 2 / s) Aumentando a área de uma esfera de r para 2r a área aumenta de 4pr 2 para 4p(2r) 2 =16pr 2 (fator 4). Portanto o fluxo (energia luminosa por segundo por unidade de área) diminui por um fator 4. Duas estrelas tenham o mesmo brilho. Elas estão a mesma distância do sistema solar? Elas tem brilhos diferentes mas a mais brilhante está mais longe e a menos brilhante mais perto? Como saber? Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 16

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Aglomerado de galáxias Abell 2029. Agloremado de estrelas Pleiades. Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 18

Magnitude é a escala logarítmica do brilho de um objeto utilizada na astronomia Começou com Hipparchus (120 BC) e Ptolomeu (150 AD) Estrelas são classificadas em classes de 1 a 6 Estrela mais brilhante classe=1 Estrela mais fraca classe=6 Estrela classe=1 é 2 vezes mais brilhante que estrela classe-2 e assim por diante. Então estrela classe=1 é 2 6 =64 vezes mais brilhante que estrela classe=6 No século 19 isso foi modificado para fator 2.512 de tal forma que (2.512) 5 =100 Conseguimos visualizar diferentes magnitudes mas não diferentes fluxos. Se o brilho de uma estrela for o dobro da outra, nosso olho não vai achar que ela brilha duas vezes mais, mas sim, vai parecer que o brilho alterou em uma escala logarítmica, ou seja, ficou 4 vezes mais brilhante. Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 19

Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 20 De acordo com a escala de magnitude logarítmica moderna, dois objetos, cuja intensidade (brilho) medida a partir da Terra em unidades de energia por unidade de área (como Watts por centímetro quadrado ou W/cm 2 ) são F 1 e F 2 terá: 100 5 1 6 6 1 1 6 F F m m m 5 1 1 1 100 i i F F m 2 1 1 2 1 2 1 2 2 1 ) 5 ( 2 1 1 2 2.5log ) 0.4( log100 5 log 100 1 2 F F m m m m m m F F F F m m m m m 100 5 6 1 F F m ) / / ( / 2 2 s m J m F W Magnitude aparente m v : Devido a classificação historica em classes de brilho, o brilho é chamado de magnitude visual ou aparente m v. Se refere a quantidade de radiação que um detector na Terra observa corrigido pela presença da atmosfera (tirando o efeito da atmosfera).

Fluxo medido F Podemos estabelecer uma relação genérica entre magnitude e distância: m 2 m m 2 =m com fluxo F=F 2 m 1 =0 com fluxo F 0 =F 1 1 F1 2.5log F F0 m 0 2.5log F 2 m 2.5log F 0 estrela com magnitude m e fluxo F estrela com magnitude m=0 e Fluxo F0 2.5log F m C 2.5log Fluxo é dado por: F F L 4pd 2 Temos a relação entre magnitude e distância: m m C C L 2.5log 2 4pd 2.5log 4p 2.5log L 5log d 1 2 3 4 5 6 magnitude m C 2.5log L 5log m é a magnitude aparente que depende do fluxo observado C seria a constante do ponto zero Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 21 ' d

A magnitude aparente de uma estrela mede seu brilho aparente, que depende de sua distância. Por exemplo, qual estrela é intrinsicamente mais brilhante, Sírius, com m=-1,42 ou Vega, com m=0? Claro que visto aqui da Terra, Sírius é mais brilhante. Para podermos comparar os brilhos intrínsecos de duas estrelas, precisamos usar uma medida de brilho que independa da distância. Para isso, definimos como magnitude absoluta (M) a magnitude teórica que a estrela teria se estivesse a 10 parsecs de nós. Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 22

magnitude absoluta Mas se quisermos comparar estrelas com brilhos diferentes, devemos imaginá-las à mesma distância, e só então comparar o brilho entre elas. 1 2 Essa distância tomada como padrão é 32,6 Anos-luz. E a mgnitude, então, passa a ser chamada de magnitude absoluta. d d d 3 4 d = 10 pc = 32,7 ly d d d 5 6 Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 23

Magnitude aparente Magnitude absoluta m C ' 2.5log L 5log d Para d = 10 parsec M C ' 2.5log L 5 m M [ C ' 2.5log L 5log d] [ C ' 2.5log L 5] m M 5log d 5 m M 5log d 5 a comparação entre a magnitude aparente (observada) e a magnitude absoluta (que pode ser obtida conhecendo-se a luminosidade da estrela) é bastante útil na determinação da distância das estrelas Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 24

brilho das estrelas Magnitude absoluta M: A magnitude absoluta de uma estrela é a magnitude que a estrela teria se estivesse localizada a uma distância de 10 parsec. Como o brilho de duas estrelas iriam aparecer se estivessem na mesma distância. É uma grandeza teórica. Estrelas com M=-8 são mais energéticas e estrelas com M=+15 são menos energéticas. Nessa escala o Sol tem M=+5. Normalmente, apenas a magnitude aparente é mencionada, porque esta pode ser medida diretamente. Pode ser usado para determinar distância de objetos a partir da luminosidade. com d em parsec M é definido de tal forma que a magnitude aparente distantes 10 parsecs (32,6 ly) tem uma magnitude aparente igual a absoluta. Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 25

Magnitude e distância Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 26

Métodos e distância Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 27

Distancia (brilho bolometrico) Magnitude bolometrica: Magnitude absoluta que poderia ser medida em cada comprimento de onda por um bolometro (equipamento que mede a potencia (energia) da radiação eletromagnética por aquecimento) Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 28

Cor brilho e temperatura Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 29

Em um gás quente os atomos colidem e excitam uns aos outros, fazendo com que os eletrons mudem de orbitas. Olhando para a luz emitida pelas estrelas em função do comprimento de onda podemos identificar transições específicas do hidrogênio. Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 30

Hidrogênio Hélio Oxigênio Carbono Nitrogênio Neônio Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016

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Indice de cor Indice de cor são definidos em função das magnitudes observadas em diferentes comprimentos de onda, ou seja, nas diferentes bandas espectrais. Perfil padrão dos filtros UBV, indicando o máximo de resposta nos diferentes comprimentos de onda Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 33

Índice de cor e temperatura Temperatura efetiva: A temperatura de um corpo negro com raio similar a de uma estrela irradia a mesma quantidade de energia. Pela lei de Stefan-Boltzmann: A lei de Wien afirma que a freqüência n max para a qual a radiância espectral alcança o seu valor máximo aumenta proporcionalmente à temperatura max b T max 3.000.000 T Para comprimentos de onda em nm para max 500nm T 3.000.000 / 500 6. 000K Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016

Índice de cor e temperatura Considere 3 estrelas a, b, c com temperaturas Ta > Tb > Tc. A estrela a é muito quente e a intensidade da banda B é maior que a da banda V. É uma estrela azul. A estrela b a 10.000K as intensidades das bandas B e V são aproximadamente iguais. A estrela c é uma estrela vermelha a 3.000K e a intensidade de V é maior que B. Para essa estrela R é maior que V e B. Podemos dizer que quanto mais [B-V] for positivo mais quente será uma estrela Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 35

Índice de cor Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 36

Classificação espectral cor-temperatura das estrelas O B A F G K M estrelas azuis, T ef =20 000 a 35 000 K, apresentam linhas de HeII (hélio uma vez ionizado) e ultravioleta forte. (Orion, uma das Três Marias). estrelas branco-azuladas, T ef =15 000 K, com linhas de HeI. estrelas brancas, T ef =9000 K, com linhas de HI forte; Sírius e Vega estrelas branco-amareladas, T ef =7000 K, com linhas de metais observadas. Exemplos: Canopus estrelas amarelas, T ef =5500 K, como o Sol, com fortes linhas de metais e HI fraco. CaI (H e K) fortes. estrelas alaranjadas, T ef =4000 K, com linhas metálicas dominantes. Contínuo azul fraco. Exemplos: Aldebarã e Arcturus estrelas vermelhas, com T ef =3000 K, com bandas moleculares (TiO) muito fortes. Exemplos: Betelgeuse e Antares. Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016

(Uma maneira de decorar a ordem da classificação é a frase: Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me! Cada tipo espectral, com exceção do O, pode ser subdividido em classes de 0 a 9: 05...09 B0 B1...B8.B9 A0...A9 F0...F9 G0...G9 K0...K9 M0...M9 Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016

Diagrama Hertzsprung-Russell Magnitude, Raio, Luminosidade e Temperatura estão relacionadas nas estrelas e não variam de forma independente. Podemos relacionar [L T] estrelas. e [L M] para inferir sobre propriedades das [L T] é conhecido como diagrama Hertzsprung-Russell (HR). Uma estrela pode aumentar a sua luminosidade e aumentar o raio ou temperatura. Mantendo o raio constante a luminosidade em função da temperatura deve ser uma linha reta numa escala log-log Log(L)=constante Log(Teff) Estrelas com a mesma luminosidade que estrelas da sequencia principal mas que fica a direita no diagrama deve ter uma superfície menor (raio menor). Estrelas muito quentes mas com baixa luminosidade devem ter superfícies pequenas (anãs brancas). Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016

Diagrama Hertzsprung-Russell Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016

Diagrama Hertzsprung-Russell Luminosidade versus temperatura Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 41

Diagrama Hertzsprung-Russell Luminosidade temperatura - Raio A posição de uma estrela no diagrama HR também nos dá o seu tamanho/raio. Considerando a relação Stefan-Boltzmann Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 42

Diagrama Hertzsprung-Russell O astronomo Wihelm Gliese publicou em 1957 o primeiro catálogo com 1.00 estrelas localizadas até 20 parsecs (65 ly) da Terra. O diagrama HRD mais completo foi construído com a observação de 22.000 estrelas pelo satélite Hipparcos. Esse satélite foi lançado em 1989 pela European Space Agency e operou até 1993. Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 43

CLASSES DE LUMINOSIDADE De acordo com a luminosidade e o tipo espectral, as estrelas podem ser classificadas em: Ia - Supergigantes brilhantes Ib - Supergigantes fracas II - Gigantes brilhantes III - Gigantes IV - Subgigantes V - Estrelas da Seqüência Principal VI - Sub-anãs VII - Anãs brancas Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 44

Relação massa luminosidade Para algumas poucas estrelas na sequencia principal podemos relacionar a massa com a luminosidade: Onde n está entre 3 e 4. Isso implica que para as estrelas na sequencia principal (MS), com massa entre 2 e 20 Mo, no diagram HRD é uma função da massa. De baixo para cima as estrelas aumentam a massa. Estrelas com massas maiores que 20 M 0 Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 45

Idade e metalicidade Existem muitas outras grandezas, além da Luminosidade que são de fudamentais para determinarmos propriedades das estrelas, entre elas, idade e composição quimica (X, Y, Z) X = fração de massa do hidrogênio Y = fração de massa do hélio Z = fração de massa de outros elementos (metalicidade) Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 46

Gra nde za M é to do P o r quê? Química es pectro Evo lução Temperatura Lei Wien Clas s ificação Campo Magn. E. Zeeman Es tudo So l Vel. Radial E. Do ppler Dinâmica Ro tação E. Do ppler Manchas Fluxo Fo tô metro P laneta Raio L e T Clas s ificação Idade Indireta Evo lução Dis tância P aralaxe Es calas Mas s a L. Kepler Evo lução Valdir Guimaraes ( ) Curso Astrofísica Nuclear - 2016 47