Estrelas (I)

Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereiro

IAG/USP

AGA 210 – 1° semestre/2017

www.astro.iag.usp.br/~aga210/

Estrelas mais próximas e mais brilhantes Movimento das estrelas Tamanho das estrelas Temperatura Cores e espectros: classificação espectral Abundância química Diagrama H-R Estrelas binárias: definição

Estrelas •  Existem mais estrelas no céu ou grãos de areia na Terra?

•  Tem MUITO mais estrelas no Universo do que grãos de areia na Terra.

•  Estimamos que há dezenas de milhares vezes mais estrelas do que grãos de areia na Terra.

Estrelas •  Existem mais de 200 bilhões de estrelas só na Via Láctea.

•  Existem de várias cores, tamanhos, massas, luminosidades e temperaturas.

•  Da Terra, podemos ver cerca de 5000 estrelas a olho nu. (até magnitude 6)

Estrelas mais próximas

A maioria é menos luminosa que o Sol.

Nome Distância anos-luz (pc)

Magnitude aparente (V)

Luminosidade (em relação ao Sol)

Sol 1,58x10–5 (4,85x10–6) –26,7 1

Alfa Centauri C 4,3 (1,30) 11.1 0,000056

Alfa Centauri A 4,4 (1,34) 0.0 1,54

Alfa Centauri B 4,4 (1,34) 1.3 0,45

Estrela de Barnard 5,9 (1,83) 9,6 0,00044

Wolf 359 7,6 (2,39) 13,5 0,000019

Lalande 21185 8,3 (2,54) 7,5 0,0058

Sirius A 8,6 (2,63) –1,4 22,5

Sirius B 8,6 (2,63) 8,3 0,003

BL Ceti 8,7 (2,68) 12.6 0,000056

UV Ceti 8,7 (2,68) 13.1 0,000037

Ross 154 9,4 (2,97) 10,4 0,00051

Ross 248 10,3 (3,17) 12,3 0,00011

Epsilon Eridani 10,5 (3,23) 3,7 0,288

Fonte: http://www.recons.org/

Estrelas mais brilhantes Nome Distância

anos-luz Magnitude

aparente (V) Luminosidade

(em relação ao Sol)

Sol 0,0000158 –26,7 1

Sirius A (α Cão maior) 8,6 -1,46 21,8

Canopus (α Carina) 310 -0,6 14.000

Rigil (α Centauri) 4.4 0,0 1,5

Arcturus (α Boötes) 37 -0,1 110

Vega (α Lira) 25 0,0 48

Capella (α Auriga) 42 0,1 130

Rigel (β Orion) 860 0,2 40.000

Procyon (α Cão Menor) 11 0,4 7,0

Betelgeuse (α Órion) 640 0,5 9400

Achernar (α Eridani) 140 0,5 1070

Hadar (β Centauri) 350 0,6 12.000

Altair (α Aquila) 17 0.8 11,3

•  Algumas das estrelas mais brilhantes estão muito distantes.

Movimento das estrelas

•  As estrelas se movem na Galáxia (como tudo se move...).

•  A velocidade se decompõe em 2 componentes: –  velocidade radial (medida pela espectroscopia – efeito Doppler) –  velocidade tangencial (ou transversal, medida pelo movimento em

relação às estrelas distantes)

observador

Dist

ânci

a

velocidade

velocidaderadial

velocidadetransversal

Movimento das estrelas

•  As estrelas se movimentam dentro da nossa galáxia. –  Velocidade relativa entre as estrelas na vizinhança solar é da ordem de

algumas dezenas de km/s. –  Observamos este movimento projetado no plano do céu.

Movimento das estrelas •  Movimento em relação às estrelas fixas:

–  Movimento próprio, μμ (medido em segundos de arco por ano).

•  Quanto maior a velocidade transversal, maior o movimento próprio.

•  Mas quanto maior a distância, menor o ângulo, portanto menor o movimento próprio (aparente).

μ"

ano= 4,74

vkm/s

distpc

observador

Dist

ânci

a

velocidadetransversal

Distância

velocidadetransversal

distânciapercorrida

Ângulo percorrido:Movimento próprio

μ

•  Mesmo para estrelas próximas, o movimento próprio é pequeno. –  Maior movimento próprio é da Estrela de

Barnard: 10,3″/ano.

–  Descoberta em 1916 por Edward Emerson Barnard (1857–1923), está a 1,6 parsecs na constelação de Ophiucus e sua velocidade transversal é de 2,2 km/s.

–  Apenas 35 estrelas têm movimento próprio acima de 3″/ano.

Animação do movimento da

Estrela de Barnard durante 60 anos.

Tamanho das estrelas

•  Pela lei de Stefan-Boltzmann: F = σ T 4 ; [watt/m2] .

•  Mas o fluxo emitido por uma estrela é a sua luminosidade dividida pela sua superfície:

F = Luminosidade/Superfície

Tamanho das estrelas

•  Pela lei de Stefan-Boltzmann: F = σ T 4 ; [watt/m2] .

•  Mas o fluxo emitido por uma estrela é a sua luminosidade dividida pela sua superfície:

F = Luminosidade/Superfície

•  Portanto: L / (4π R2) = σ T 4 L = 4π σ R2 T 4 ou

•  Conhecendo a luminosidade e a temperatura, podemos obter o raio da estrela. –  Este é o único método prático para se medir o tamanho de um

grande conjunto de estrelas.

R =

1

T 2

L4πσ

Qual é a temperatura de uma estrela? •  Lei de Wien: T × λmax = 0,29 K × cm

–  mede-se o comprimento de onda que corresponde a emissão do contínuo máxima e obtemos a temperatura.

Qual é a temperatura de uma estrela? •  Lei de Wien: T × λmax = 0,29 K × cm

–  mede-se o comprimento de onda que corresponde a emissão do contínuo máxima e obtemos a temperatura.

•  Lei de Stefan-Boltzmann: F = σ T 4 watt/m2 –  mede-se o fluxo emitido pela estrela e obtemos a temperatura.

Para isto, precisamos conhecer a distância da estrela.

Qual é a temperatura de uma estrela? •  Lei de Wien: T × λmax = 0,29 K × cm

–  mede-se o comprimento de onda que corresponde a emissão do contínuo máxima e obtemos a temperatura.

•  Lei de Stefan-Boltzmann: F = σ T 4 watt/m2 –  mede-se o fluxo emitido pela estrela e obtemos a temperatura.

Para isto, precisamos conhecer a distância da estrela.

•  Índice de cor: (B–V) = magB–magV = –2,5 log (FB / FV) –  mede-se o índice de cor e obtemos a temperatura.

•  Estas temperaturas são as mesmas para um corpo negro perfeito.

–  Mas apenas aproximadamente iguais para uma estrela.

•  Lembrando: esta é a temperatura na superfície da estrela (isto é, na fotosfera).

Cores das estrelas •  Orion: Rigel (beta) é azul, Betelgeuse (alfa) é vermelha

Cores das estrelas •  As cores estão relacionadas com o espectro.

•  Plêiades

•  Espectros das Plêiades

imagem “clássica”.

imagem dos espectros, após a luz das estrelas passarem por um

prisma

Cores das estrelas •  Progresso em razão do desenvolvimento da fotografia astronômica

Edward Pickering e os “computadores” de Harvard (em 1913).

Henry Draper, de Harvard, fotografou o primeiro espectro de Vega em 1872.

Cores das estrelas •  Annie Jump Cannon, responsável pela classificação espectral.

–  Classificou 225 mil estrelas até mag. 9 entre 1918 e 1924 (Henry Draper Catalog, HD)

(1863 – 1941)

Desde 1934, existe um prêmio Annie Jump Cannon para astrônomas (US$1500).

placa fotográfica de um espectroscópio de prisma objetivo (espectroscopia sem fenda).

Cores das estrelas

•  Espectro de várias estrelas

Qual é a mais quente? e a mais fria?

Cores das estrelas

•  Pela lei de Wien (T × λmax = 0,29 K × cm),quanto mais quente, mais azul.

tem

pera

tura

aum

enta

comprimento de onda (λ) aumenta

Classificação espectral

•  Primeira classificação, Séc XIX, baseada na intensidade das linhas do hidrogênio (série de Balmer).

•  Nomenclatura adotada: A, B, C, D, ..., P.

•  “A” tem as linhas mais fortes. “P” as mais fracas.

Classificação espectral •  Nos anos 1920, a classificação é refeita em termos da

temperatura da estrela.

•  Ordem passa a ser:

O B A F G K M

•  Cada tipo é subdividido em 10 sub-classes de 0 até 9

–  por exemplo: G0, G1, G2,..., G9.

estrelas quentes primeiros tipos (early types)

estrelas frias tipos tardios (late types)

Para lembrar: “Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me” (um clássico).

Não tem uma versão em Português universalmente aceita para esta frase mneumônica. Mas podemos usar: OBA, Frango Grelhado Ketchup Mostarda.

Classificação espectral br

ilho

rela

tivo

comprimento de onda [Å] 3500 4500 5500 6500 7500 8500

Balmer

O Sol é classificada como uma estrela G2.

É um pouco mais fria que uma G1e mais quente que uma G3.

Classificação espectral •  A classificação é função da temperatura da estrela.

brilh

o re

lativ

o

comprimento de onda [Å]

50.000 K

16.000 K

8.200 K

6.700 K

5.500 K

4.300 K

3.000 K

Classificação espectral •  A classificação é função da temperatura da estrela. •  Também é função do índice de cor.

brilh

o re

lativ

o

comprimento de onda [Å]

50.000 K –0,32

16.000 K –0,16

8.200 K +0,15

6.700 K +0,45

5.500 K +0,65

4.300 K +1,18

3.000 K +1,69

(B – V)

Classificação espectral

cor de um corpo negro

Temperatura (K)

Tipo Cor simbólica T(K) Linhas proeminentes de absorção Exemplos Fração das estrelas

O Azul 30000 He ionizado (fortes), elementos pesados ionizados (OIII, NIII, SiIV), fracas linhas de H

Alnitak (O9) Mintaka (O9)

0,001%

B Azulada 20000 He neutro (moderadas), elementos pesados 1 vez ionizados Rigel (B8) 0,1%

A Branca 10000 He neutro (muito fracas), ionizados, H (fortes)

Vega (A0) Sirius (A1)

1%

F Amarelada 7000 elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros (FeI, CaI), H (moderadas) Canopus (F0) 2%

G Amarela 6000 elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros, H (relativamente fracas)

Sol (G2) Alfa Cen (G2)

7%

K Laranja 4000 elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros, H (fracas)

Aldebaran (K5) Arcturos (K2)

15%

M Vermelha 3000 Átomos neutros (fortes), moleculares (moderadas), H (muito fracas) Betelgeuse (M2) 75%

H He Li Be B C N O F Ne Na Mg Al Si P S Cl Ar K Ca Sc Ti V Cr Mn Fe Co Ni Cu Zn

Abundância de elementos no Sol

porc

enta

gem

de

mas

sa

elemento

100%

80%

60%

40%

20%

0%

Composição química

•  Proporção em massa: 70,6% de hidrogênio

27,4% de hélio

0,96% de oxigênio 0,31% de carbono 0,17% de neônio 0,13% de ferro 0,43% o resto

•  A receita de uma estrela é mais ou menos a mesma.

“metais”

•  Proporção em número de átomos: 91,0% de hidrogênio 8,9% de hélio menos de 0,2% de metais.

0

0.5

1

1.5

2

0 10 20 30 40 50 60

altu

ra [

em m

etro

s]

idade [em anos]

70 80 90

Procura de correlações entre características físicas

•  Correlações nos permitem deduzir propriedades intrínsecas dos objetos estudados.

habitantes de um bairro medidas de altura e idade

•  O que podemos deduzir da população abaixo?

Procura de correlações entre características físicas em estrelas

•  Em 1905, Ejnar Hertzsprung descobre –  correlações entre a luminosidade e a temperatura de estrelas. –  a existência de estrelas anãs e gigantes.

•  Em 1913 Norris Russel dá sequência a este trabalho com uma base de dados mais completa.

•  Estes resultados podem ser visualizados em um diagrama da luminosidade em função da temperatura.

luminosidade

temperatura ou tipo espectral

Diagrama Hertzsprung-Russell ou

Diagrama HR

Diagrama HR

•  As estrelas poderiam, a principio, se distribuírem aleatoriamente. •  Porém, as estrelas se encontram em regiões definidas no diagrama HR.

A maioria das estrelas se encontra na Sequência Principal.

Diagrama HR

•  Estrelas próximas do Sol.

•  A maioria das estrelas se distribuem ao longo de uma linha: Sequência Principal

•  Note que precisamos conhecer as distâncias das estrelas para construir o diagrama HR.

Diagrama HR

•  Classes de luminosidade de Yerkes. Estrelas da Sequência principal do tamanho ou menor que o Sol são chamadas anãs.

(V)

O Sol é uma G2V

supergigantes brilhantes (Ia)

supergigantes (Ib)

gigantes brilhantes (II)

gigantes (III)

subgigantes (IV)

Diagrama HR •  As estrelas podem ser separadas no

diagrama HR de acordo com sua categoria. Exemplos:

•  Sol é considerado uma estrela anã.

•  Betelgeuse é uma super-gigante.

•  Anãs Brancas são muito quentes, mas muito menores que o Sol.

•  Não há estrelas vermelhas com a luminosidade do Sol.

•  A distribuição de um grande número de estrelas no Diagrama HR:

define-se claramente as regiões onde se encontram as diferentes categorias de estrelas.

Diagrama HR e tamanho das estrelas

•  Lembrando: L = 4π σ R2 T4 ou

R =

1

T 2

L4πσ

Tamanho da Estrela de Barnard, Sírius e Arcturus em relação ao Sol?

Diagrama HR e tamanho das estrelas

•  Lembrando: L = 4π σ R2 T4 ou R =

1

T 2

L4πσ

Diagrama HR e tamanho das estrelas

•  Lembrando: L = 4π σ R2 T4 ou R =

1

T 2

L4πσ

Diagrama HR para estrelas próximas

•  Estrelas até 5pc de distância. •  100 estrelas + brilhantes

Tamanho das estrelas: Linhas diagonais no diagrama H-R

Tamanho e distância das estrelas •  Se a vizinhança solar, dentro de um raio de 4 parsecs, fosse do

tamanho da Grande São Paulo:

–  Haveriam 10 sistemas estelares no círculo abaixo:

–  Uma estrela como o Sol teria ~ 0,5 mm de diâmetro.

–  A estrela mais próxima do Sol estaria a 13 km (por exemplo, na Mooca).

–  Betelgeuse teria 42 cm de diâmetro e estaria a 1320 km do Sol (estaria em Cuiabá).

80 km de diâmetro

•  Grande parte das estrelas como o Sol ou mais luminosas estão em sistemas múltiplos.

•  A formação de estrelas resulta tanto em sistemas múltiplos como em estrelas isoladas como o Sol.

•  Exemplo de sistemas próximos (até 3,8 pc): –  Alfa Centauro: 3 estrelas –  Sirius: 2 estrelas –  EZ Aquário: 3 estrelas –  Procyon: 2 estrelas –  61 Cygni: 2 estrelas –  Epsilon Indi: 3 estrelas

•  Dentro de 10 pc (em 01/2017): –  185 estrelas solitárias –  55 binárias –  15 sistemas triplos –  3 quádrupos –  1 quíntuplo

Sistemas estelares múltiplos

(obs.: 26 exoplanetas)

172 estrelas em sistemas múltiplos

fonte: www.recons.org

Charles Lada 2009

Sistemas binários •  Algumas estrelas binárias (ou “estrelas duplas”, isto é estrelas muito

próximas no céu) são conhecidas desde a época de Ptolomeu.

•  Exemplo: ν1 e ν2 Sagitário (catalogada por Ptolomeu no Almagesto).

Estrelas com separação de 14′.

Sistemas binários: reais e aparentes

•  Binárias ópticas •  Alguns sistemas são apenas alinhamentos na linha de visada,

mas estão distantes uma estrela da outra.

•  Binárias reais –  Sistema ligado pela gravitação, ambas giram em torno de um centro

de massa comum.

75 Dragonis (140 pc) SAO 3405 (179 pc)

observador

(estrelas separadas por ~ 21′)

Sistemas binários •  William Herschel mostra em 1803 que algumas “estrelas duplas” são

sistemas onde uma estrela orbita ao redor da outra e inicia um estudo sistemático destes pares de estrelas.

•  Conhecendo a órbita das estrelas de um sistema duplo podemos determinar a massa das estrelas.

Phil. Trans. of the Royal Soc. of London

massa é um parâmetro fundamental mas não é observado diretamente

Continua na próxima aula...