Estrelas norm ais e suas propriedades - astro.iag.usp.brpicazzio/aga210/apresentacao/estrela-2.pdf · Como interpretar o diagram a H R? as te m p e raturas são se m e lh ante s m

Eles criaram um a das mais poderosas ferramentas da astronomia moderna: a relação entre temperatura e luminosidade.

Estrelas normais e suas propriedades

Ejnar Hertzprung Henry N . Russel

N otas de aula

Introdução à Astronomia

(AGA210)

Enos PicazzioEnos Picazzio IAGUSP/2006IAGUSP/2006

As estrelas não são iguais, nem im utáveis

Apesar de tratarmos o Sol como uma

estrela padrão, há muitos tipos de

estrelas...e suas

características mudam durante

suas vidas.

Enos Picazzio IAGUSP/2006Enos Picazzio IAGUSP/2006

Final de 1910: Ejnar Hertzsprung (Dinamarquês, 1873-1967) e Henry Norris Russel

(Americano, 1877-1952), estudando a relação entre magnitude absoluta e tipo espectral

das estrelas, propuseram independentemente este método poderoso de comparação de

estrelas.

Diagram a Temperatura ×× LuminosidadeDiagram a HR

abscissa: tipo espectraltemperatura.

ordenada: magnitude absoluta

luminosidade



A distribuição das estrelas

• As estrelas nascem, evoluem e morrem. • Diagrama HR: espécie de relatório com as características individuais típicas dos tipos estelares, considerando estrelas de diferentes idades → permite acompanhar o desenvolvimento de uma estrela, do nascimento à morte. • SP: contém mais estrelas porque énesta fase que a estrela passa a maior parte de sua vida. • Fases seguintes (G, SG e AB):são bem mais curtas, logo há menos representantes.

Como interpretar o diagrama HR?



Raio, massa e densidade

Raio: • maiores: região superior (gigantes azuis e vermelhas)• menores: região inferior e regiãos das anãs.

Massa: • maiores: extremidade esquerda,• menores: extremidade direita.

Densidade: • maiores: região das anãs • menores: região das gigantes vermelhas

temperatura linhas espectrais tipo

Região das estrelas grandes, massivas, quentes, brilhantes e de vidas curtas

Região das estrelas pequenas, de pouca massa, frias, pouco brilho e de vida longa

Enos Picazzio IAGUSP/2006


A cor das estrelas é determinada pela temperatura (Lei de W ien)


Como interpretar o diagrama HR?Diagrama de algumas estrelas conhecidasDiagrama de algumas estrelas conhecidas

RegiãoRegião das das estrelas grandesestrelas grandes, , massivasmassivas, , quentesquentes, , brilhantesbrilhantes e de e de vidas curtasvidas curtas

RegiãoRegião das das estrelas pequenasestrelas pequenas, de , de pouca massapouca massa, , friasfrias, , pouco brilhopouco brilho e de e de vida longavida longa


Como interpretar o diagrama HR?as temperaturas são semelhantes mas as luminosidades diferem de um fator

100 milhões

As estrelas mais quentes emitem

a maior parte de sua energia na

região espectral de ultravioleta


5 pc (16,3 aL) do Sol

Linhas correspondente a raios solaresLinhas correspondente a raios solares



O diagrama HR é também um determinador de distância.

Análise do espectro → tipo espectral

Diagrama HR

Paralaxe espectroscópica

magnitude absoluta (M)

magnitude aparente (m) distância

(M = m + 5 - 5 log d)

Supergigantes brilhantesSupergigantes

Gigantes brilhantes

Gigantes

Sub-gigantes

SP / anãs


O diagrama HR é também um determinador de distância.

Análise do espectro → tipo espectral

Diagrama HRmagnitude absoluta (M)

magnitude aparente (m) distância

(M = m + 5 - 5 log d)

Supergigantes brilhantesSupergigantes

Gigantes brilhantes

Gigantes

Sub-gigantes

SP / anãs

Pode atingir 30.000 pc

~ 97.800 anos-luz

Paralaxe espectroscópica


Agrupam ento estelar

• Pela maneira como são form adas, as estrelas têm tendência a se apresentarem agrupadas. Estrelas solitárias são minoria.

• Elas formam sistemas duplos, triplos, quádruplos, quíntuplos, e outros mais complexos, com o os aglomerados.

• As componentes giram ao redor do centro de massa do sistema.

• O s agrupamentos fornecem informações importantes: massas e idades das estrelas, ajudam a testar as teorias de evolução estelar, e estabelecem escalas de distância.

• Pela maneira como são form adas, as estrelas têm tendência a se apresentarem agrupadas. Estrelas solitárias são minoria.

• Elas formam sistemas duplos, triplos, quádruplos, quíntuplos, e outros mais complexos, com o os aglomerados.

• As componentes giram ao redor do centro de massa do sistema.

• O s agrupamentos fornecem informações importantes: massas e idades das estrelas, ajudam a testar as teorias de evolução estelar, e estabelecem escalas de distância.


Sistem as binários

Compostos de duas estrelasWilliam Herschel: primeiro astrônomo a demonstrar a existência de estrelas duplas, gravitando uma em torno da outra.

• Dupla óptica• Binárias visuais• Binárias espectroscópicas• Binárias eclipsantes


Diferenças

Dupla óptica Binária Visual

• Ilusão óptica: distâncias diferentes

• Movimentos próprios diferentes e não correlacionados

• Sistema duplo: mesma distância. Estão próximas o suficiente para distinguirmos as duas componentes.

•Movimento orbital mútuo.


Sistemas duplos tão distantes que não se consegue distiguir as componentes diretamente.

Identificação feita pelos espectros Identificação feita pela curva de luz

Binária espectroscópica Binária Eclipsante

Diferenças


Binária espectroscópica

Velocidade Radial

Massas estelares

Espectros das estrelas são diferentes

Resultado: um espectro composto

Pelo efeito Doppler pode-se ver deslocamento de linhas em função do movimento orbital


como a estrela de menor massa move-se mais rapidamente que a de maior massa, a razão entre as velocidades das componentes representa a razão inversa de suas massas.

Binária espectroscópicaum a das componentes apresenta velocidade radial de aproximação, enquanto a outra apresenta velocidade radial de recessão (casos 2 e 4),

e vice-versa.

as linhas se deslocam em sentidos opostos (um a para o vermelho, a outra para o azul).

o tempo decorrido entre os deslocamentos máximos (para o azul e para o vermelho) das linhas determina o período orbital do sistema.


Binária eclipsante

Q uando a estrela menos luminosa éparcialmente encoberta pela sua companheira, a luminosidade do sistema atinge um valor intermediário (caso 2).

O período orbital é o intervalo de tempo decorrido entre dois picos idênticos (casos 1 e 5, por exemplo).

Estudando detalhadamente o perfil da curva de luz do sistema é possível inferir detalhes da órbita e os raios das componentes.

Posição do plano orbital da binária deve ser favorável à observação do eclipse.

Q uando a estrela mais lum inosa é eclipsada a luminosidade do sistema atinge o valor mais baixo (caso 1)


Trajetos aparentes de Sirius A e sua companheira Sirius B.

Binária astrométricaApenas a órbita da componente mais brilhante

ao redor do centro de massa do sistema pode ser

observada.

Se a massa da componente visível puder ser estimada,

por exemplo através da luminosidade, então a massa da componente invisível poderá ser

determinada.

Sirius foi a primeira (1830) binária

astrométrica a ser resolvida

Sirius

Sirius A: a mais brilhante

Sirius B: companheira invisível a olho nú.

FZ Orion

Estrela de comparação

Binária eclipsante

As medidas são relativas: compara-se a magnitude variável da binária com a magnitude constante de uma estrela

FZ Orion

Estrela de comparação

FZ Orion-2.9

-2.8

-2.7

-2.6

-2.5

-2.4

-2.3

-2.2

-2.1

-2

-1.90 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.9 1

Fase

Dife

renç

a de

Mag

nitu

de

12/21/03 I12/21/03 R12/21/03 V12/22/03 I12/22/03 R12/22/03 V

Binária eclipsanteDa diferença de magnitudes entre a estrela de comparação a binária, obtém-se a curva de luz da binária.

O tempo de corrido entre dois picos representa o período orbital.

O plano orbital das componentes pode estar inclinado em relação ao observador.


Aglomerados: sistemas com mais de um a dezena de estrelasAs componentes de um aglomerado, que podem ser sistemas duplos ou múltiplos, seguem órbitas complexas ao redor do centro de massa do sistema, cada qual afetando a órbita das demais componentes.

Aglomerados abertos• Sistemas dispersos contendo atéalguns milhares de estrelas, encerradas em um volume de raio entre 1 e 10 pc.

• Características mais marcantes: localizados no plano galáctico e constituídos estrelas de População I (estrelas jovens com composição química mais rica em metais) .

• Exemplos: Pleiades (Touro) e Caixa de Jóias (Cruz)


Aglomerados: sistemas com mais de um a dezena de estrelas

Associações OB: • Agrupamentos de estrelas de tipos espectrais O e B (grandes massas e temperaturas elevadas), concentrados no plano galáctico.

• Por serem jovens, estão próximas do local onde foram formadas;

• Apresentam movimento expansivo (fuga em relação ao centro do aglomerado). A desintegração dessas associações é apenas uma questão de tempo. A constelação de Órion é rica em estrelas O e B, praticamente uma imensa associação OB conhecida por Órion OB 1


Aglomerados: sistemas com mais de um a dezena de estrelas

Aglomerados globulares• Compostos de dezenas de milhares de estrelas, podendo chegar até um milhão delas. • Forma esférica típica resultado decorrente da ação combinada da força gravitacional das estrelas.

• Estrelas fortemente concentradas na região central do aglomerado.

• Compostos de estrelas de População II [estrelas velhas e com composição química pobre de metais] e estão fora do plano galáctico. São muito brilhantes, observáveis a grandes distâncias (por isso são utilizados como indicadores de distância).

• Exemplo: Ômega Cen

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