Astronomia Galáctica Semestre: 2016.1 Sergio Scarano Jr 31/07/2016
Comparação entre Hyades e Pleiades O aglomerado das Pleiades tem metalicidade próxima a do Sol e da média em torno do Sol. Efeitos sistemáticos associados a distância também afetam as magnitudes medidas em cada classe estelar, visto que as Hyades se encontram a 46,3 pc e as Pleiades a 115 pc. Metalicidade Distância Abundância de Oxigênio Idade
Construção da ZAMS Calibrado pelas Hyades Resultados do Blaauws (1963), que porém possui sérios problemas com avermelhamento diferencial, desconsiderando diferenças e metalicidade
Classificação de Trumpler (1930)
Reconhecimento de Campos de Aglomerados Utilizando ainda o exemplo de Tombaugh 1. Aglomerados menos povoados são também chamados de associações, detectados pela sobre-densidade de algum tipo especial de estrela: Associações OB, Associações T, etc.
Identificando em Contando Estrelas em Aglomerado Assumindo como exemplo o aglomerado Tombaugh 1, na constelação do Cão Maior. XZ CMa Tombaugh 1 (10 arcmin 2 ) Tombaugh 1 (30 arcmin 2 ) Raio Nuclear Raio Coronal
Efeito na Medida dos Diâmetros de Aglomerados Abertos Robert Trumpler (1930) : Distância por tamanho angular. deveria ser igual à distância pela fotometria Distância pelo Diâmetro Angular Distância obtida pela fotometria maior do que a distância por tamanho angular objetos mais distantes eram maiores Trumpler, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 42, 214 (1930) Distância pela Fotometria
Contagem de Estrelas As coordenadas de um ponto P em coordenadas esféricas e sua relação em coordenadas cartesianas é P(r,θ,φ): dr r NN = nn dddd VV nn = dddd dddd [nn] = ppcc 33 mmmmgg 11 NN = rr nn(rr, θθ, φφ ) rr 22 ddωω dddd VV dddd = rrrrrr rr ssssssss dddd dddd = rrrrrr rrrrrrrrrr dddd dddd ddωω = dddd rr 22 = ssssssss dddd dddd Assumindo n constante (homogeneidade) e independente da direção (isotropia): NN = ΩΩΩΩrrr33 ff = 33 LL NN LL (ff > fff) = 4444rr 22 nn LL ΩΩ 33 LL 4444 33 22 ff 33 22
Contagem de Estrelas em Forma Integral Obtendo o logaritmo das expressões: sendo mm = 22, 55 llllll ff + CC mm llllll(nn LL ) = cccccccctt 11 33 22 llllll(ff) 55 22 llllll NN LL = cccccccctt 22 + 00, 6666 llllll NN LL 00, 66 Lembrando que: mm MM = 55555555 rr 55 ; llllll rr = (mm MM + 55)/55 ; NN = ΩΩΩΩrrr33 33 llllll NN LL = llllll nn LL + llllll ΩΩ 33 mm + 33333333 rr llllll NN LL = llllll nn LL + llllll ΩΩ 33 00, 6666 + 00, 6666 + 33 Somando estrelas de diferentes luminosidades: NN = NN LL 11 + NN LL 22 + = ΩΩ 33 nn LL11 LL 11 4444 + nn LL 22 LL22 4444 + 33 22 ff 33 22 llllll NN LL = cccccccctt 33 + 00, 6666 o formato de N independe da distribuição de luminosidade das estrelas sendo contadas
Contagem de Estrelas em Forma Diferencial Em forma diferencial define-se o número de estrelas por unidade de magnitude: AA mm = dddd dddd A(m): número de objetos por unidade de magnitude pela regra dos logaritmos: llllll NN = llll NN llll 1111, em que chamaremos μμ = llll(1111) Usando a expressão integral: llll NN = cccccccctt 44 + 00, 6666 mm cuja derivada é: dd dddd llll NN = 11 NN, e pela regra da cadeia: dd dddd llll NN = 11 dddd NN dddd Assim: dddd dddd = 00, 6666 NN = AA mm. Extraindo o logaritmo de ambos os lados: llllll AA mm llllll AA mm = llllll 00, 6666 + llllll(nn) = cccccccctt 55 + 00, 6666 os desvios dos limites esperados traçam em primeira ordem o tamanho da estrutura, enquanto os limites observados delimitam a completude do catálogo. llllll AA(mm) 00, 66 mm esperado observado (plano do disco) observado (perpendicular ao plano do disco)
Kapteyn, 1900 Mapa 3d de Kapteyn Kapteyn mapeou o brilho das estrelas no céu e reconstruiu sua distribuição 3D com a hipótese de que quanto + fraco + longe. Resultado concordava com Hershell: Um universo achatado e (quase) HELIOCÊNTRICO!!. Usa a fotografia para fazer contagens de estrelas e medidas de paralaxe para estimar o tamanho da Galáxia (não considera a absorção da luz estelar) O universo de Kapteyn (1922): tipo uma lente, com ~10 kpc de diâmetro, 2 kpc de espessura Descobre a primeira evidência da rotação galáctica: medindo a paralaxe verifica que o movimento das estrelas próximas é mais ou menos ordenado. J. C. Kapteyn, 'Star-streaming', Report of the British Associationfor the Advancement of Science, section A, 1905: 257-65, p. 258.
Avermelhamento Devido à Atmosfera Terrestre A turbulência da atmosfera causa o seeing e a interação com a atmosfera muda o fluxo ao longo do espectro dependendo da massa de ar. m dentro m fora = fora m F dentro 2,5 log 2, 5 F F dentro = F fora 10 m fora m fora X X m = k( λ) X ( h) Define-se a Lei de Bouguer s: h h m dentro m dentro F(h,λ) = F fora.10 -k(λ).x(h) 2.5
Transparência Atomosférica e Galáctica http://en.wikipedia.org/wiki/radio_frequency
Absorção Interestelar A atmosfera interestelar também produz um efeito semelhante:
Agentes que Reduzem o Brilho dos Astros Fontes Meio Interestelar Atmosfera da Terra CCD (Detetor) Transmissão do Telescópio Transmissão da óptica do instrumento (exemplo = filtros)
Extinção Interestelar em Termos Matemáticos Fontes Sem meio interestelar: m M = D 5 log 10 Absorção m = M + 5log( D) 5 Espalhamento Com meio interestelar: m = M + 5log( D) 5 + A Extinção Interestelar (depende das bandas observadas)
As Cores Esperadas Teoricamente Considerando que a emissão depende exclusivamente da temperatura (corpo negro) é possível saber quais são as cores esperadas para um conjunto de filtros com transmissão conhecida. http://astro.unl.edu/naap/blackbody/animations/blackbody.html
Diagrama Cor-Cor de Diferentes Componentes Diferentes grupos estelares conhecidos teoricamente e pares de cores geram padrões de comparação distintos, mas independentes da distância. -1.0 15000 K 10000 K -0.5 6000 K (U-B) 0.0 0.5 4000 K 1.0 1.5-0.3 0 0.3 0.6 0.9 1.2 1.5 (B-V)
Excesso de Cor em Termos Observacionais Determinando-se o tipo e a classe espectral de uma estrela pode-se saber sua cor real e compará-la com sua cor observada, definindo o conceito de excesso de cor E(B-V). M = m 5 log(d) + 5 + V V V A V M = m 5 log(d) + 5 + B B A B B Fazendo a diferença de M B M V = (B V) 0 e a indentificando como a cor intrínseca. Podemos definir o excesso de cor como: E(B V ) = (B V ) (B V ) 0 onde: E(B V ) = A B A V
Diagrama Cor-Cor Como as cores são independentes da distância, comparar duas cores para um conjunto de objetos conhecidos permite comparar resultados observados com os esperados. Observações do meio interestelar mostram que a absorção visual e o excesso de cor é praticamente constante: R AV E(B V ) V = = Que em termos do excesso de cor se encontra empiricamente: E E U B B V 3 0, 72
Diagrama Cor-Cor:Aplicação Utiliza-se a técnica de slide fitting, em que uma curva característica (representativa do objeto que está sendo amostrado) e deslocada segundo a linha de avermelhamento observacional. E E U B B V 0, 72 + 0,05 E(B V )