Estrelas

Estrelas mais próximas e mais brilhantes
Movimento das estrelas
Tamanho das estrelas
Temperatura
Cores e espectros: classificação espectral
Abundância química
Diagrama H-R
Estrelas (I)
Gastão B. Lima Neto
Vera Jatenco-Pereiro
IAG/USP
www.astro.iag.usp.br/~aga210/
AGA 210 – 1° semestre/2016
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
Distância
anos-luz (pc)
Magnitude
aparente (V)
Luminosidade
(em relação ao 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
Nome
Sol
A maioria é menos luminosa que o Sol.
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
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
Procyon (α Cão Menor)
•  Algumas das estrelas mais brilhantes estão muito distantes.
Movimento das estrelas
•  As estrelas se movem na Galáxia (como tudo se move...).
observador
•  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)
Movimento das estrelas
•  Movimento em relação às estrelas fixas:
–  Movimento próprio, μ.
observador
•  Quanto maior a velocidade transversal, maior o
movimento próprio.
•  Mas quanto maior a distância, menor o
movimento próprio.
v km/s
μ"
= 4,74
ano
dist pc
•  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.
Movimento das estrelas
sentido
de rotação
3 componentes
perpendiculares
de velocidade
•  As estrelas giram em torno do centro Galáctico.
–  Na posição do Sol esta velocidade é de ~220 km/s.
•  As estrelas têm uma velocidade aleatória superposta à rotação.
–  Para estrelas próximas do Sol esta velocidade é ~10–40 km/s.
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
T4
ou
R=
1
T2
L
4πσ
•  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.
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
Australian Astronomical Observatory
Cores das estrelas
•  As cores estão relacionadas com o espectro.
•  Plêiades
imagem “clássica”.
imagem dos espectros, após a luz
das estrelas passarem por um
prisma
•  Espectros das Plêiades
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)
placa fotográfica de um
espectroscópio de prisma
objetivo (espectroscopia sem
fenda).
Desde 1934, existe um prêmio Annie Jump Cannon para astrônomas (US$1500).
Cores das estrelas
= 0,29 K × cm),
quanto mais quente, mais azul.
temperatura aumenta
•  Pela lei de Wien (T × λmax
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
estrelas quentes
primeiros tipos
(early types)
estrelas frias
tipos tardios
(late types)
•  Cada tipo é subdividido em 10 sub-classes de 0 até 9
–  por exemplo: G0, G1, G2,..., G9
Para lembrar: “Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me” (um clássico)
Até hoje não tem uma versão em Português universalmente aceita para
esta frase mneumônica
Classificação espectral
Balmer
brilho relativo
O Sol é classificada
como uma estrela
G2.
É um pouco mais fria
que uma G1e mais
quente que uma G3.
3500
4500
5500
6500
comprimento de onda [Å]
7500
8500
Classificação espectral
•  A classificação é função da temperatura da estrela.
3.000 K
brilho relativo
4.300 K
5.500 K
6.700 K
8.200 K
16.000 K
50.000 K
comprimento de onda [Å]
Classificação espectral
•  A classificação é função da temperatura da estrela.
•  Também é função do índice de cor.
brilho relativo
(B – V)
comprimento de onda [Å]
3.000 K
+1,69
4.300 K
+1,18
5.500 K
+0,65
6.700 K
+0,45
8.200 K
+0,15
16.000 K
–0,16
50.000 K
–0,32
Classificação espectral
cor de um corpo negro
Temperatura (K)
Composição química
•  A receita de uma estrela é mais ou menos a mesma.
• 
Proporção em número
de átomos:
• 
Proporção em massa:
70,6% de hidrogênio
91,0% de hidrogênio
8,9% de hélio
menos de 0,2% de metais.
27,4% de hélio
0,96% de oxigênio
0,31% de carbono
0,17% de neônio
0,13% de ferro
0,43% o resto
metais
Composição química
•  A receita de uma estrela é mais ou menos a mesma.
em escala logarítmica podemos comparar as abundâncias.
Procura de correlações entre
características físicas
•  Correlações nos permitem deduzir propriedades intrínsecas
dos objetos estudados.
•  O que podemos deduzir da população abaixo?
altura [em metros]
2
1.5
1
habitantes de um bairro
medidas de altura e idade
0.5
0
0
10
20
30
40
50
60
idade [em anos]
70
80
90
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
Diagrama Hertzsprung-Russell
ou
Diagrama H-R
temperatura ou
tipo espectral
Diagrama H-R
•  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 H-R
•  Além da sequência principal vemos outros grupos de estrelas.
Diagrama H-R
supergigantes
brilhantes (Ia)
supergigantes
(Ib)
•  Classes de
luminosidade de
Yerkes.
gigantes
brilhantes (II)
gigantes (III)
Estrelas da Sequência
principal do tamanho
ou menor que o Sol
são chamadas anãs.
subgigantes (IV)
(V)
O Sol é uma G2V
Diagrama H-R
•  As estrelas podem ser separadas no
diagrama H-R 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 H-R:
define-se claramente as regiões onde
se encontram as diferentes categorias de
estrelas.
Diagrama H-R e
tamanho das estrelas
•  Lembrando:
L = 4π σ R2 T4
ou
R=
1
T2
L
4πσ
Tamanho da Estrela de Barnard,
Sírius e Arcturus em relação ao
Sol?
Diagrama H-R e tamanho das estrelas
•  Lembrando: L = 4π σ
R2
T4
ou
R=
1
T2
L
4πσ
Diagrama H-R e tamanho das estrelas
•  Lembrando: L = 4π σ
R2
T4
ou
R=
1
T2
L
4πσ
Diagrama H-R para estrelas próximas
Tamanho das estrelas: Linhas diagonais no diagrama H-R
• 
100 estrelas + brilhantes
• 
Estrelas até 5pc de distância.
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.
–  Betelgeuse teria
42 cm de diâmetro e
estaria a 1320 km do
Sol (estaria em Cuiabá).
80 km de diâmetro