Linhas

ASTROFÍSICA
OBSERVACIONAL
Roteiro
 Aula 1: Definições
 Radiação
 Telescópios
 Instrumentos: espectrógrafos
 Detectores
 Aula 2: Aplicações
 Espectroscopia
 Fotometria
 Imageamento
 Outras técnicas: astrometria, polarimetria, interferometria
 Grandes levantamentos (Surveys)
Instrumento,
detector
Telescópio
Dados
Armazenamento,
análise
Técnicas observacionais
Diferentes técnicas → diferentes instrumentos
Cada técnica permite um tipo de análise
Técnica
O que é?
Que tipo de informação
fornece?
Imageamento
Fotografia
Morfologia, posição...
Fotometria
Medida da luz proveniente
de um objeto
Temperatura, período orbital
(binárias), distância...
Espectroscopia
Análise da radiação emitida
por um astro em função da
freqüência
Composição química,
temperatura, rotação, perda
de massa, distância...
Espectroscopia
Espectroscopia é usada para estudar a composição química e parâmetros
físicos de um objeto a partir da análise da luz por ele emitida.
Para realizar a análise espectroscópica é necessário utilizar um instrumento
chamado espectrógrafo, que espalha a luz assim como um prisma espalha
a luz branca em diferentes cores (freqüências). A luz espalhada em
freqüências é chamada espectro.
Espectroscopia
Contínuo
Emissão
Absorção
Cada elemento químico tem um comportamento característico e único. Um
objeto que produz luz, como as estrelas, apresenta “registros” do
comportamento de cada elemento químico que o compõe na luz emitida.
Através da análise da variação da intensidade da luz em diferentes
freqüências, os astrofísicos podem determinar a composição química dos
astros, além da temperatura, da velocidade de rotação...
Estrelas
Linhas de absorção
Galáxias,
nebulosas
Linhas de emissão
Dispersão
da luz
Gráfico: intensidade ×
comprimento de onda
Definições básicas
• Perfil de linha: forma
aproximadamente gaussiana da
função de distribuição de
energia
• Largura à meia altura: largura
medida na metade do nível
entre o contínuo e o pico da
linha.
• Largura equivalente: largura de
um retângulo que subtrai do
contínuo a mesma quantidade
de energia que a linha
verdadeira.
Que informações podemos obter?
Pico da distribuição de energia
Temperatura (lei de Wien)
Presença de linhas
Composição química, temperatura
Intensidade das linhas
Composição química, temperatura
Posições relativas de linhas em
sistemas binários
Período, inclinação da órbita, massa
estelar
Estruturas nos perfis
Ventos estelares, perda de massa
Efeito Doppler
Velocidade na linha de visada
Largura das linhas
Temperatura, turbulência, velocidade
de rotação, densidade, campos
magnéticos
O que podemos procurar compreender?
• Composição química, condições físicas, modelos atmosféricos e
cinemática de estrelas na Galáxia e em galáxias próximas (Nuvens de
Magalhães)
• Distribuição de abundâncias químicas na Galáxia
• Nucleocosmocronologia (Th/Eu)
• Companheiras sub-estelares de estrelas próximas (VR de alta precisão)
• Estrutura, condições físicas e abundâncias do gás intergaláctico nos
primeiros estágios evolutivos do Universo, a partir do espectro de QSO's
a altos redshifts
• Cinemática e distribuição de massa em aglomerados estelares
• Composição química e parâmetros físicos de objetos nebulares
• Populações estelares em galáxias, distâncias de galáxias
• Dinâmica de ventos e perda de massa, importantes no processos de
formação e evolução estelar
B3V
Espectros
Estelares
BAIXA RESOLUÇÃO
Classificação espectral
Classe de Luminosidade
(primeira aproximação)
Temperatura efetiva
(primeira aproximação)
Identificação de fenômenos
de perda de massa
M2V
Espectros de baixa resolução para diferentes tipos
espectrais
en
asc
h
Sé r
ie d
eP
Série de Balmer
DB
Contínuo  temperatura
• Inclinação do contínuo de
Paschen P=F4000/F7000
Lα
• Descontinuidade de Balmer
DB=log(F3647+/F3647-)
T
17000
↓
10000
Linhas →Temperatura
Linhas de Hidrogênio
6000
↑
10000




Variação da LE
Ajuste de perfis teóricos
T<8.000K: independente de
g
T>8.000K: ambigüidade
Linhas metálicas

Razão entre as
profundidades de linhas do
mesmo elemento (ou do
mesmo grupo)
Espectro de uma estrela O9.5V
Si IV
O II
C III
N III
O II
O II
N III
N II + Si IV
O II
Presença
e/ou
intensidade
de linhas
metálicas
indicam a
faixa de
temperatura
da estrela
Gravidade superficial (pressão atmosférica)
Linhas de Hidrogênio


Ajuste de perfis teóricos
Variação da largura equivalente com a
gravidade
Turbulência
Atmosférica
↓
alargamento
do perfil
Campos de
velocidades
Efeito do
v sen i
sobre
perfis
teóricos
Perfis
observados
Rotação Estelar v seni → alargamento
do perfil
Velocidade Radial
∆λ = vr
λo
c
Se afasta: ∆λ>0
deslocamento para o
vermelho
Se aproxima: ∆λ< 0
deslocamento para o
azul
Planeta não observado provoca
alterações na órbita da estrela
central → Deslocamento Doppler
Velocidade radial: velocidade na
linha de visada: é a velocidade
com a qual um objeto se move
na direção do observador
Binárias
Espectroscópicas
Desvios Doppler Periódicos
Órbitas circulares: v1=2πr1/P
v2=2πr2/P
Dos espectros obtemos v1, v2 e P
v1/v2 = r1/r2 = M1/M2
→ obtemos r1, r2, M1 e M2
Campos
Magnéticos
Efeito Zeeman
Presença de campos
magnéticos
suspende a
degenerescência:
efeito observado=
alargamento das
linhas (se confunde
com v sen i)
A separação das
componentes só
pode ser observada
em estrelas com
baixa rotação
Curva de
crescimento
Composição
Química
Largura equivalente das linhas
metálicas ∝ número de
absorvedores
Perda de massa (ETT, Of, SN, WR) dM/dt=4πr2ρv
Perfil P Cygni: Emissão alargado + absorção deslocado
F: gás absorve a luz da estrela e se aproxima com velocidade vr
H: gás absorve luz da estrela e re-emite. A expansão do envoltório em
diferentes direções promove o alargamento do perfil
Espectro da estrela P Cygni
O Perfil varia com o tempo!
Imageamento
Imageamento = fotografia com detectores eletrônicos
Vantagens das imagens eletrônicas: medida de brilho, posição
Imageamento com filtros


um filtro deixa passar apenas uma determinada cor (por exemplo,
vermelho, verde ou UV)
A partir de imagens obtidas com filtros diferentes, é possível avaliar o
brilho de um objeto em diferentes cores. Um objeto pode parecer muito
brilhante no UV, p. ex., e pouco brilhante no visível.
Porque isto acontece????
UV
Verde
IV
Combinação de cores
Vermelho + Verde + Azul
Hubble Gallery
Fotometria
Medida da intensidade da radiação emitida por um objeto.
Unidade fotométrica = magnitude.
•
•
Magnitude aparente (m): brilho
aparente de um objeto observado
da Terra
O brilho de um objeto depende
também da sua distância à Terra:
duas estrelas com “brilhos
absolutos” iguais mas com
distâncias diferentes terão
diferentes “magnitudes aparentes”
Magnitude absoluta (M): brilho
que o objeto teria se estivesse a
uma distância padrão da Terra.
Objeto
Magnitude
aparente
Sol
-26,7
Lua cheia
-12,5
Vênus
-4,3
Júpiter
-2,5
Sírius
-1.4
Acrux
1,3
Andrômeda
4,0
Neb. de Órion
9,0
Plutão
13,9
Magnitudes são medidas em
faixas espectrais definidas por
filtros. Existem vários sistemas
de filtros fotométricos.
Filtros fotométricos
• A fotometria utiliza diferentes conjuntos de filtros para
estudar a intensidade relativa dos astros em diferentes
regiões espectrais.
• O sistema de filtros mais comum é o sistema de Johnson
(UBV). Cada objeto apresenta diferentes magnitudes em cada
um dos filtros U, B e V → diferença entre as magnitudes =
índice de cor (B-V) e (U-B) → temperatura
Azul, T~30.000K
Branca, T~10.000K
Vermelha, T~3.000K
U
B V
3.6 4.7 4.9
5.3 5.3 5.3
7.5 6.6 5.6
B-V
-0.2
0.0
1.0
Curva de luz de binárias
eclipsantes
Sistema binário com órbita orientada de tal maneira que
uma estrela passa em frente à outra a cada intervalo de
tempo (período).
Diagrama HR
Diagrama HR
Aglomerados: distância,
idade
Astrometria
 Determinação da posição de um astro
em relação a um sistema de
coordenadas
 Ex.: Ascenção Reta (R.A.) e
Declinação (Dec.)
 Satélites astrométricos

Hipparcos (HIgh Precision PARallax
COllecting Satellite), 1989-1993 →
Catálogo com informações
astrométricas e fotométricas posições, paralaxe, movimentos
próprios e magnitudes - de
aproximadamente 120.000 objetos

GAIA (lançamento previsto em 2013)
→ Mapa 3D da nossa Galáxia, com
dados de ~1 bilhão de objetos
Paralaxe
Paralaxe é a variação aparente de um
objeto devido à posição da Terra em
relação ao Sol.
Medida da posição do objeto em relação
ao “fundo” medida duas vezes ao ano,
quando a Terra ocupa posições opostas
na sua órbita em torno do Sol
D=d/π
D= 1 UA = 149.6 milhões km
D(pc)=1/π
Interferometria
• Interferometria →
resoluções superiores
às obtidas pelos
telescópios
separados, sem ter de
recorrer à construção
de um telescópio de
maiores dimensões.
• Mais usada na
banda radio.
• Utilização no visível
é bastante recente →
VLT: 4 x 8m
Interferência
Dois feixes de radiação de mesmo comprimento de onda
Máximo de cada onda coincidem: as duas
amplitudes se somam = 2 x a amplitude
original → interferência construtiva.
Um feixe deslocado de λ/2 em relação ao
outro: as duas ondas se cancelam →
interferência destrutiva
Medida da interferência: posições e ângulos
Coronografia
 Coronógrafo: bloqueio da luz incidente no centro do plano focal.
 Bloqueio da fonte mais brilhante para não saturar o CCD → maior tempo
de exposição possibilita observar objetos próximos mais fracos.
 coroa solar, discos estelares, planetas, satélites...
Beta Pictoris
Discos proto-planetários
Coroa Solar
Proplyds
Discos proto-estelares
Polarimetria
Polarimetria: medida da polarização da luz.
Luz comum: ondas vibram em todas as direções, de
maneira desordenada → luz não-polarizada
Quando a luz passa por um meio material, pode passar a
vibrar em apenas uma direção → luz polarizada.
M82
Setas vermelhas e azuis:
direções do campo
magnético;
linha pontilhada branca:
estrutura em “bolha” do
campo magnético;
Setas brancas: direção do
vento do centro da galáxia
Polarimetria
Através do estudo do grau e da direção de polarização da luz
emitida por um astro, os astrônomos podem compreender o
fenômeno que causou a polarização observada, principalmente
campos magnéticos.
Aplicações




Geometria e dinâmica de ventos estelares, discos e jatos → processos
de perda de massa e enriquecimento do Meio Interestelar.
Binárias espectroscópicas: medida da inclinação da inclinação da órbita
e, a partir daí, das massas
Campos magnéticos estelares; anãs brancas
Composição e estrutura de grãos interestelares
Dificuldades



Desenvolvimento instrumental
Sinal fraco → longos tempos de exposição
Observação e análise dificultadas por contaminação.
Grandes Levantamentos (Surveys)
Mapeamento fotométrico ou
espectroscópico de determinada
região do céu



Telescópios dedicados






IRAS (Satélite IR, 12, 25, 60 e 100
μm, 1983)
2MASS (2-Micron All Sky Survey,
1.25, 1.65, 2.17 μm, 2 tel. 1.3m
HS & HN, 1997-2001)


JPAS (Espanha/ON):
Levantamento fotométrico de uma
região de 8000 graus² do céu (HN)
Sistema de 56 filtros de banda estreita
Objetivo principal: cosmologia → 14
milhões de galáxias (+ estrelas,
asteróides)
SDSS (Sloan Digital Sky Survey,
APO2.5m, 2000-hoje)
Outros...
Previstos


LSST (Large Synoptic Survey
Telescope, 8.4 m tel., Chile)
PanSTARRS (4 x 1.8m tel., Havaí)
T2.5m, Teruel/Espanha (2012)