Augusto Damineli IAGUSP

Antiguidade: (~5 mil anos) fixidez das estrelas =>ponto de apoio para marcação de tempo e espaço

Agricultores sistema ecliptical => estações do ano

Navegadores mapeamento do espaço

Hiparco 150 A.C.

•Criou o sistema de magnitudes, em uso até hoje.

•Mediu posições de estrelas e comparou com catálogos antigos, descobrindo a precessão dos equinócios (eixo da Terra)

Ao longo de 20 séculos, as estrelas foram imaginadas como feitas de matéria superior e estariam pregadas em uma esfera cristalina, logo além da esfera lunar.

Sistemas do mundo => baseados nos movimnetos dos planetas atingiu a maturidade no século XVIII

Giordano Bruno (1584) imaginou que as estrelas eram sóis e formavam sistemaspalanetários.

Galileu Galilei (1610) defendeu a idéia que as estrelas nascem e são feitas de matéria comum.

Século XIXMedidas de brilho, distância e massas mostram que as

As estrelas são sóis <=> O Sol é uma estrela

D = 1UA/ p(rad)

D

1 grau/180 = 1 rad/π

1” = 206 265 rad

D = 206265 UA/ p(“) = 3.26 anos-luz/p(“)

Hipparco p~0.001” 120 000 estrelas

Bessel 1837 61 Cygni (0.293”)

Próxima Centauri p = 0.76” D= 4.3 anos-luz

Século XXEspectroscopia: temperatura, composição química

Tempos de vida, populações estelares

Nucleossíntese => evolução química Escola de HarvardHenry Drape

Pickering

Williamina Fleming

Miss Cannon

Cecilia Payne Gaposchkin

Os espectros estelares são classificados em 7 tipos espectrais principais – indicam temperatura superficial

30 000K

10 000 K

6 000 K

3 000 K

Corpos em equilíbrio térmico emitem luz segundo a função de Planck

λmax(µ)~3000/T(K)

L=4πR2σTs4

A seqüência de tipos espectraisTipo

Esp.

Cor Tsup (K) Linhas proeminentes de absorção Exemplos

O Azul 30.000 He ionizado (fortes), elementos pesados ionizados (OIII, NIII, SiIV), fracas linhas de H

B Azulada 20.000 He neutro (moderadas), elementos pesados 1 vez ionizados

Rigel (B8)

A Branca 10.000 He neutro (muito fracas), elementos pesados 1 vez ionizados, H (fortes)

Vega (A0)Sirius (A1)

F Amarelada 7.000 elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros (FeI, CaI), H (moderadas)

Canopus (F0)

G Amarela 6.000 elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros, H (relativamente fracas)

Sol (G2)Alfa Cen (G2)

K Laranja 4.000 elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros, H (fracas)

Arcturus (K2)Aldebaran (K5)

M Vermelha 3.000 Átomos neutros (fortes), moleculares (moderadas), H (muito fracas)

Betelgeuse (M2)

Equação de ecitação: Boltzman

Ni+1/Ni = g2/g1 e-(Ei+1

-Ei)/kT

Equação de ionização: Saha

Nj+1/Nj = A (kT)3/2/Ne e-χj/kT

Força de uma linha

Nj,s/N α Ne (e-(Xs)/kT) / (kT)3/2e-χ

j/kT

0.1 R

1 R

10 R

100 R1000 R

0.01 R

Lum

inos

idad

e So

l=1

Tipo espectral

Temperatura superficial K10 00030 000 6 000 3 000

------

----

1

101

102

103

104

105

106

10-1

10-2

10-3

10-4

10-5 - ---

O B A F G K M

SPIZ

Supergigantes

Anãs Brancas

Sequência Principal

Nucleossíntese: Cadeia próton-próton

Próton

Neutron

Deutério Hélio-3 Hélio-4

Nucleossíntese: ciclo CNO

Hélio-4

12C

13N 13C

14N

15O15N

+

+

+

+

106 anos

14 min

105 anos

108 anos

1,5 min

104 anos

Energética:próton-próton x CNO

0.1 R

1 R

10 R

100 R1000 R

0.01 R

Lum

inos

idad

e So

l=1

Tipo espectral

Temperatura superficial K10 00030 000 6 000 3 000

------

----

1

101

102

103

104

105

106

10-1

10-2

10-3

10-4

10-5 - ---

O B A F G K M

SPIZ

100M

1M

0.1M

Sequência Principal

---------pp-------

---------CNO-------

~90% das estrelas estão na Sequência PrincipalIsso implica que elas estão numa fase energética demorada

Na SP as estrelas queimam H => HeDe fato:

Tomando como 100% a energia total que se pode extrair dos átomos via nucleossíntese,

~80% é produzido na conversão H=>He

~20% nas fases seguintes, do He ao => Fe

Potência luminosa de estrelas

5 m

ilhõe

s x

L

1 L

=40

0 B

i. m

egat

ons/

s

1/10

000

x L

L α M4

Tempo de vida de estrelas

3 m

ilhõe

s an

os

10 t

rilh

ões

anos

= 10

B. a

nos

Tvida = 1010 (M /M)3 anos

Zona de habitabilidade

Fluxo luminoso

distância

T100T0

Zona de água líquida

0.1 R

1 R

10 R

100 R1000 R

0.01 R

Lum

inos

idad

e So

l=1

Tipo espectral

Temperatura superficial K10 00030 000 6 000 3 000

------

----

1

101

102

103

104

105

106

10-1

10-2

10-3

10-4

10-5 - ---

O B A F G K M

SPIZ

Alta massa

baixa massa