Estrelas mais próximas - Departamento de Física

Introdução à Astronomia e à Astrofı́sica
As Estrelas mais Próximas
Dietmar William Foryta
Departamento de Fı́sica, Universidade Federal do Paraná, Centro Politecnico, Caixa Postal 19044,
81531-990, Curitiba, Paraná, Brasil ∗
A partir da observação das estrelas podemos inferir uma grande quantidade de
informações que não são acessı́veis a uma medida direta tal qual sobre diversos
objetos que podemos ter contato direto aqui na Terra. Com nossa capacidade de
medir distâncias e outras propriedades fı́sicas das estrelas podemos tirar diversas
conclusões sobre como é o Universo a nossa volta e como ele se organiza. Com isto
fica patente que a aparente estabilidade do Universo em escala humana é irreal mas
fortemente evolutivo sobre escalas de tempo maiores.
Keywords: Estrelas: Distâncias ;
Estrelas: Tamanhos ;
Estrelas: Brilhos ;
1
Sobre a Possibilidade do Movimento da Terra
3
2
A Distância à Sirius. . . . . . . . . . . . .
7
3
A Paralaxe Estelar . . . . . . . . . . . . .
9
4
A Côr das Estrelas . . . . . . . . . . . . .
11
5
O Diagrama Côr-Magnitude . . . . . . . .
13
6
A Paralaxe Espectroscópica. . . . . . . . .
16
7
A Paralaxe Estatistica . . . . . . . . . . .
17
Um grande e tenebrosa noite de mil anos se fez
com o adveto do Cristianismo e necessidade da
Igreja Católica, nos primeiros séculos medievais, se organizar a fim de se consolidar como
autoridade espiritual e intelectual. Mas é necessário lembrar que o declı́nio da atividade
cientı́fica em geral já havia começado durante
o Império Romano. Raras são as contribuições
cientı́ficas, a excessão na área de Direito, feitas
pelos romanos.
∗
Electronic
address:
[email protected];
URL: http://fisica.ufpr.br/foryta
A ciência era para eles [os primeiros padres] um saber profano, salvo
quando necessária para a vida cotidiana, era, no melhor dos casos,
inútil, e, pior, uma perigosa distração. (Kuhn 1957, cap 4, p. 106)
Além disso, a crença que dominou os primeiros séculos da era cristã, de que todo saber
necessário ao homem estava contido nas Escrituras, levou alguns a negarem as teorias dos
antigos, pro consideralas contrárias às Escrituras.
O próprio Aristóteles, durante os séculos IV a
XII, recebeu severas crı́ticas eclesiásticas pela
aparente inconpatibilidade entre suas idéias e
as Escrituras, sendo, em 1210, em Paris, proibido o ensino da fı́sica e da metafı́sica aristotélicas.
Embora esta condenação tenha caı́do em letra
morta e Aristóteles tenha continuado a ser estudado nas escolas e universidades, ela foi seguida de outras condenações de artigos e proposições aristotélicas (entre os quais estava a
doutrina da eternidade do mundo e da unicidade do intelecto), culminando com a con-
2
Introdução à Astronomia e à Astrofı́sica
Figura 1 Campo de estrelas em uma noite escura. Observa-se facilmente a distribuição não uniforme
des estrelas no céu estrelado. Em locais com baixa luminosidade, pode-se perceber a existência de uma
faixa mais densa de estrelas conhecida como Via-Lactea. É surpreendente que esta fácil observação, a
assimetria da distribuição de estrelas, tenha sido ignorada por tanto tempo.
denação em 1277, pelo Bispo de Paris Étienne
Tempier, de 219 proposições e argumentos deterministas extraı́dos da, ou baseados na, filosofia de Aristóteles.
Aristóteles nega a possibilidade do vácuo (Physica IV, cap 6-9), do infinito real (Physica III,
cap 4-8) e de mundos plurais (De Caelo I, cap
8, 276b , 10-20). E ao faze-lo está limitando
Curitiba, 21 de Outubro de 2003
As Estrelas mais Próximas
3
Figura 2 Esquize do argumento de Nicolas Oresme para evidênciar que o estado parado de um objeto é
simplesmente aparente pois só somos capazes de perceber o movimento relativo dos corpos.
os poderes de Deus, o que os filósofos cristãos
não poderiam aceitar.
(pg 76)
Neste isolamento intelectual da cristiandade ocidental dificilmente se poderia esperar qualquer contribuição
para o conhecimento humano do Universo material. Tudo que o Ocidente
foi capaz de fazer foi preservar as
coleções de fatos e interpretações já
feitas pelos enciclopedistas. (Crombie 1979, v 1, p 32).
1. Sobre a Possibilidade do Movimento
da Terra
Os argumentos medievais contra o movimento
da Terra são, de um modo geral, os mesmos usados pelos antigos ptolomaicos, e os
mesmos que serão usados contra Copérnico,
por Dr. Dietmar William Foryta
no século XVI. A eles Nicolas Oresme (1323?1382), discı́pulo de Buridan e membro da importante escola nominalista de Paris, responde
[É possı́vel sustentar a opinião de
que] a Terra está se movendo com
movimento diário e o Céu não. E
primeiro, eu afirmarei que é impossı́vel mostrar o contrário por qualquer observação [experiènce]; segundo, a partir da razão [par raison];
e terceiro, eu darei razões em favor
desta opinião. (Duhen; Le Système
du Monde; reprodução de Oresme Le
livre du Ciel et du Monde Livro II
cap 25)
Uma das principais objeções, citadas por
Oresme, contra a rotação diária da Terra está
baseada na observação de que um flecha, ou
4
Introdução à Astronomia e à Astrofı́sica
Figura 3 Esquize da idéia de Gregory para a determinação da distância às estrelas, e uma possı́vel
técnica prática para tal determinação numérica.
pedra, lançada diretamente para cima, sempre
volta ao ponto do qual ela foi lançada. Porém,
se a Terra girasse, deixaria tal flecha para trás
de si e, portanto, ela não retornaria ao ponto
de partida como é observado.
Oresme se opõe a esse argumento de forma bastante clara no Livro II do Livre du Ciel e du
Monde.
A flecha (ou pedra) é movida muito
rapidamente para leste como ar
através do qual ela passa e com toda
a massa da parte inferior do Universo, indicada anteriormente, que é
movida com o movimento diário; e
assim a flecha retorna ao lugar do
qual ela foi lançada... [A trajetória
real da flecha será uma compisção ou
uma mistura de movimento rectilı́neo
e circular] (Duhen 1958)
Marshall Clagett, comentando as análises de
Buridan e Oresme com respeito à compatibilidade da rotação diurna da Terra com os
fenômenos astronômicos e a fı́sica terrestre,
afirma que (Clagett 1979)
talvez Oresme, mais tarde, tenha
compreendido que não é o ar que
causa o movimento lateral da flecha
mas o fato de que ela é parte do sistema mecânico da rotação da Terra,
tak qual um homem que move sua
mão verticalmente para cima e para
baixo em um mastro é parte do sistema mecânico do navio.
Quanto ao fato do movimento composto da
flecha não ser observado, Oresme responde,
tendo em mente suas idéias sobre a relatividade óptica do movimento.
Curitiba, 21 de Outubro de 2003
As Estrelas mais Próximas
5
Figura 4 Esquize do movimento da Terra em torno do Sol e o movimento aparente das estrelas observado. A partir de instantes bem escolhidos podemos associar as grandezas geométricas mensuráveis
e determinar a distância às estrelas. Observe que se o ângulo a ser medido for muito pequeno não
seremos capazes de atribuir um valor a distância à estrela, e assim poderemos considerar, para efeitos
de medida, que a dada estrela está no infinito.
Se uma pessoa estivesse sobre um navio movendo-se para leste muito rapidamente sem estar ciente do seu
movimento, e se ela levasse sua mão
para baixo descreveria uma linha reta
ao longo do mastro do navio, parecerlhe-is [il lui samblerait] que sua mão
estava se movendo somente com movimento retilı́neo. De acordo com
por Dr. Dietmar William Foryta
esta opinião, parece-nos do mesmo
modo que a flecha desce e sobe em linha reta... [Em defesa desta opinião,
consideremos o seguinte:] se um homem naquele navio estava indo para
oeste menos rapidamente que o navio
estava indo para leste, perece–lhe-ia
que estava se aproximando de oeste,
quando realmente estava movendo-se
6
Introdução à Astronomia e à Astrofı́sica
Tabela I As estrelas mais próximas do que 12 anos-luz.
Nome comum
Classe Mag
Visual
Sun
G2
-26.8
Proxima Centauri C M5.5 11.01
Alpha Centauri A G2
-0.01
Alpha Centauri B K0
1.35
Barnard’s Star
M5
9.54
Wolf 359
M6
13.45
Lalande 21185
M2
7.49
Sirius A
A1
-1.44
Sirius B
DA2
8.44
L 726-8 A
M5.5 12.41
L 726-8 B
M5.5 13.25
Ross 154
M4.5 10.37
Ross 248
M6
12.29
Epsilon Eridani
K2
3.72
Lacaille 9352
M2
7.35
Ross 128
M4.5 11.12
L 789-6 A
M5.5 13.3
L 789-6 B
M5
13.3
L 789-6 C
M7
14.0
Procyon A
F5
0.40
Procyon B
DA
10.7
61 Cygni A
K5
5.20
61 Cygni B
K7
6.05
Struve 2398 A
M4
8.94
Struve 2398 B
M5
9.70
Groombridge 34 A M2
8.09
Groombridge 34 B M6
11.06
G51-15
M6.5 14.81
Epsilon Indi
K4
4.69
Tau Ceti
G8
3.49
para leste. Do mesmo modo, caso
apresentado acima, todo movimento
pareceria como se a Terra estivesse
em repouso... Eu concluo, então, que
não se pode por toda e qualquer experiência demonstrar que o Céu e
não a Terra é movida com o movimento diário.
O argumento de Oresme está baseado na sua
Mag
Abs
4.83
15.45
4.34
5.70
13.24
16.56
10.46
1.45
11.33
15.27
16.11
13.00
14.79
6.18
9.76
13.50
15.6
15.6
16.3
2.68
13.0
7.49
8.33
11.18
11.97
10.33
13.30
17.01
6.89
5.68
Prllx
—
772.33
742.12
742.12
549.01
418.3
392.40
379.21
379.21
373.7
373.7
336.48
315.6
310.75
303.90
299.58
294.3
294.3
294.3
285.93
285.93
285.42
285.42
280.28
280.28
280.27
280.27
275.8
275.76
274.17
Dis
(al)
0.00
4.22
4.40
4.40
5.94
7.80
8.31
8.60
8.60
8.73
8.73
9.69
10.33
10.50
10.73
10.89
11.08
11.08
11.08
11.41
11.41
11.43
11.43
11.64
11.64
11.64
11.64
11.83
11.83
11.90
suposição que “movimento local não pode
ser percebido sensivelmente a não ser tanto
quanto se percebe que um corpo esteja (em
movimento) olhando-se simplesmente para outro corpo” (Oresme em Duham 1958). Oresme,
ao desenvolver este argumento, cita o Livro
IV do Perspective de Witelo (1250?-1275), segundo o qual só os movimentos relativos podem ser percebidos (ver Vitellonis ThuringoCuritiba, 21 de Outubro de 2003
As Estrelas mais Próximas
7
Figura 5 Diagrama esquemático da localização das estrelas conhecidas até uma distância de 12 anosluz.
polomi Opticae libri decem, livro IV). Segundo
Gram, Witelo teria desenvolvido esta visão a
partir da Optica de Alhazen (965?-1039) (Livro II).
2. A Distância à Sirius
No coração do Principia de Newton reside um
profundo paradoxo. A gravidade é uma força
e a gravidade universal é uma força universal,
e uma força universal, pelo menos, deveria ser
uma causa de movimento universal.
É surpreendente que no Principia Newton
nada diz sobre o paradoxo da existência de
uma força causadora de movimento sobre um
universo de estrelas “fixas”. No Principia o
termo que Newton usa para as estrelas é fixa
(de fixa stella), visto que perto de dois mil
por Dr. Dietmar William Foryta
anos de observações justificavam este termo.
A atenção de Newton foi direcionada às
questões cosmológicas somente após 1692,
quando Richard Bently, teólogo, escreveu-lhe
e perguntou-lhe sobre o Universo ser finito ou
infinito. Ambos concordaram facilmente que
o universo de estrelas não poderia ser finito
por que as estrelas eram fixas, em repouso, e
um sistema de estrelas finito em repouso sofreria sob influência da gravidade um rápido
colapso. As estrelas seriam puxadas para o
centro de um sistema finito. Caso o sistema
fosse infinito não existiria um centro para o
colapso.
James Gregory, em 1668, publicou um pequeno
trabalho de geometria contendo num breve
8
Introdução à Astronomia e à Astrofı́sica
Figura 6 Outro diagrama esquemático da localização das estrelas conhecidas até uma distância de 20
anos-luz.
apêndice um brilhante método para a determinação da distância aproximada das estrelas. O método baseava-se no princı́pio, cada
vez mais aceito como certo, que o Sol é uma
estrela que casualmente é a mais próxima, e
que as estrelas e o Sol eram fisicamente similares.
Segue-se assim, que o Sol e uma estrela, por
exemplo Sirius, diferiam de brilho aparente
pela suas distâncias até nós e que se o Sol estivesse tão longe quanto Sı́rius, este brilharia
tanto quanto Sı́rius nos é visı́vel.
Agora, se espaço entre nós e Sı́rius for completamente transparente, o brilho observado diminuiria com o quadrado da distância. Com
isto basta medir a diferença de brilho para terCuritiba, 21 de Outubro de 2003
As Estrelas mais Próximas
9
Figura 7 A idéia dos ı́ndices de côr baseia-se no perfil de brilho de um dado corpo ser diferente
a diferentes temperaturas. O pico de brilho desloca-se cada vez mais a esquerda, neste diagrama,
indicando uma maior temperatura. A faixa visı́vel pelo olho humano vai de, aproximadamente, 400 nm
a 700 nm. A diferença de altura nestas extremidades indicam o valor de temperatura.
se uma idéia da distância à Sı́rius em Unidades
Astronômicas, a da distância da Terra ao Sol.
A dificuldade residia em determinar a diferença de brilho com as tecnologias disponı́veis
na época. Gregory imaginou um método engenhoso para resolver esta dificuldade prática
que foi aplicada por Newton em seu Sistema do
Mundo concluindo que Sı́rius estaria a impressionante distância de um milhão de Unidades
Astronômicas.
Assim fica surpreendente que a primeira pessoa na história, Newton, que pode entrever as
distâncias entre as estrelas, capaz de perceber
que o estado de repouso das estrelas era compor Dr. Dietmar William Foryta
pletamente inconclusivo, não tenha o feito.
3. A Paralaxe Estelar
Uma dificuldade natural do “método” utilizado por Newton é o uso da hipótese de que
Sı́rius teria o mesmo brilho que o Sol, o que, a
priori, não será. Isto significa que a distância
inferida pelo método não é confiável, apesar
de refletir, de alguma maneira, o valor “verdadeiro”. A partir deste raciocı́nio percebe-se
que há a necessidade de encontrar um outro
método de determinação de distâncias.
Outra grande objeção a construção de um
modelo héliocentrico do sistema de planetas
consistia na medida nula da paralaxe estelar.
10
Introdução à Astronomia e à Astrofı́sica
Figura 8 Diagrama côr-magnitude para as estrelas próximas. Observe a distribuição estruturada das
estrelas. Identifica-se facilmente 4 grupos principais: O mais numeroso nomeado como Sequência
Principal, acima, os grupos das Gigantes e das Supergigantes e embaixo a esquerda as Anãs Brancas
(mesmo que estas não sejam brancas).
Como no modelo héliocentrico caracterizavase pelo movimento da Terra, este movimento colocaria um observador situado nela e
posições diferentes quando observando as estrelas. Assim, dever-se-ia notar uma mudança
no padrão das estrelas, este movimento estelar
periódico chamava-se paralaxe estelar.
Com uma estimativa de distância pode-se concluir, parcialmente, que mesmo possuindo um
movimento devida a distância a paralaxe estelar seria muito pequena e, muito provavelmente, além da capacidade observacional. Assim, as estrelas pareceriam paradas.
Podemos exemplificar a paralaxe estelar pelo
passeio em meio a um arvoredo. A medida
em que se passeia as arvores movem-se umas
em relação às outras pela existência do movimento através das árvores.
Imaginemos agora o movimento da Terra em
torno do Sol e como estas estrelas mover-seiam supondo que este observador seja capaz
de observar pequenos ângulos. Para efeitos
de análise considere uma estrela “próxima” e
diversas estrelas mais distantes.
A medida em que a Terra percorre sua órbita,
a estrela “próxima” descreve um caminho no
céu que reflete a mudança do observador. A
amplitude desta mudança pode ser medida na
Curitiba, 21 de Outubro de 2003
As Estrelas mais Próximas
11
Figura 9 Relação massa luminosidade que pode ser obtida pela análise de perı́odos orbitais em estrelas
binárias.
foma de um ângulo, como está esquematizado
na figura 4. Tendo-se agora este ângulo e
conhecendo-se a distância entre os dois pontos extremos da órbita terrestre, conhecemos
então a distância a estrela “próxima”.
. incluir tabela de estrelas mais próximas
(nome, paralaxe e distância)
Agora que conhecemos a distância por um
método que não é baseado no brilho da própria
estrela, poderemos saber qual é seu brilho, sua
potência, e comparar com a potência do Sol.
Uma vez feita tal tabela, objeto, potência e
distância, podemos perceber que a hipótese de
Gregory é somente aproximada e leva a um erro
na determinação da distância.
Vale muito salientar que a idéia de Gregory
não deve ser rejeitada simplesmente por que
ela não dá o valor “correto” da distância,
por Dr. Dietmar William Foryta
mas sim considera-la como extremamente útil,
pois foi esta que permitiu a primeira estimativa de distância para alguma estrela. Claro
que técnicas mais aprimoradas resultarão em
valores “melhores”, todavia uma informação
mesmo que aproximada é melhor do que nenhuma.
4. A Côr das Estrelas
Quando observamos a Natureza devemos tentar observa-la muito mais além do que simplesmente o que nos é a primeira vista mais evidente. Muitas informações estão a disposição
e não as percebemos. Isto mostra que não
existe descoberta “por acidente”! Se o pensador não estiver preparado para descobrir, ela
não descobrirá.
Observando as estrelas da noite podemos perceber que as estrelas, além de possuirem bri-
12
Introdução à Astronomia e à Astrofı́sica
Figura 10 Exemplo de espectro de um corpo, neste caso uma lâmpada fluorescente, evidênciando o
significado da côr.
lhos diversos, também possuem cores diversas. Interessante notar que não existem estrelas azuis tuquesa, lilases ou rosas... Qual a
origem destas cores? Existiria um mecanismo
que faça as estrelas terem as cores que tem?
Considerando nosso Sol, sabemos que o Sol
nos aquece. Vamos considerar como objeto de
experimentação um corpo quente, por exemplo uma barra de ferro, como uma “análogo”
ao Sol.
Quando aquecemos um pouco a barra de ferro,
podemos mesmo nos queimar sem perceber visualmente que a barra estava aquecida. Mas
se a barra estiver “muito” aquecida, podere-
mos perceber pelo seu brilho que a barra esta
aquecida. A experiência nos diz que quanto
mais aquecida estiver a barra mais brilhante
esta estará.
Assim poderemos correlacionar o brilho com
a temperatura da barra. Vale notar que o
brilho da barra tem colorações diferentes a
diferentes temperaturas. Inicialmente vermelho escuro, avermelhado mais brilhante, passando para o laranja, amarelo e atingindo um
branco amarelado. Analogamente, quando temos uma chama em um fogão, ela será avermelhada quando “for fria”, depois amarelada e,
finalmente, azulada quando for “mais quente”.
Curitiba, 21 de Outubro de 2003
As Estrelas mais Próximas
13
1H
4 He
7 Li
12 C
14 N
16 O
20 Ne
23 Na
24 Mg
27 Al
28 Si
32 S
40 Ar
40 Ca
56 Fe
83 Kr
87 Sr
131 Xe
137 Ba
Figura 11 Espectro de diversos elementos.
. procurar figuras adequadas: corpo negro vermelho, amarelo e azul
Podemos, então, definir um ı́ndice de cores que podemos associar a temperatura do
corpo, quanto mais azulado, “mais quente”
este corpo será.
. exemplo de estrelas e temperatura
. tabela com ı́ndices de cores e temperatura
por Dr. Dietmar William Foryta
5. O Diagrama Côr-Magnitude
Filho de peixe peixinho será, não poderá ser
leão. Isto evidência a existência de um mecanismo que torna filho de peixe, peixe. Caso
na Natureza encontremos “estruturas”, a estas
estruturas deverão estar associados mecanismos que mantém estas estruturas. Por exemplo, se soltarmos um corpo este cairá. Por-
14
Introdução à Astronomia e à Astrofı́sica
Figura 12 Espectro de diversas estrelas identificadas pelo código nimeado “classe espectral”. A classe
espectral adiciona-se os sı́mbolos V e III para representar respectivamente, estrelas de sequência principal e do grupo das gigantes. Por exemplo observe as estrelas da classe K4 em ambos os diagramas. A
diferença que fica evidente é a maior inclinação a esquerda e um perfil mais “plano” a direita presente
no espectro das gigantes. Assim podemos identificar se a estrela pertence a classe das gigantes ou da
sequêncioa principal.
tanto existe alguma “coisa” que faz este corpo
cair. Esta “coisa” chamamos de peso, a força
da gravidade atuando sobre o corpo próximo
a superfı́cie da Terra. Se existir um movimento desconhecido, por exemplo de um fio
conduzindo corrente elétrica muito próximo a
um ı́mã, o fio será, eventualmente, “puxado”
para uma direção que não é vertical, então
existe uma força, neste caso será uma força
magnética.
Existiria
alguma
estrutura
nos
valores
numéricos das propriedades fı́sicas das estrelas que poderiam nos dar informações
sobre o que são as estrelas? O que temos
de propriedades fı́sicas que pertencem as
estrelas? A distância até nós não pertencem
as estrelas, mas sua temperatura e seu brilho
sim. Façamos um diagrama correspondendo
estes valores e vemos no que dará...
. diagrama côr-magnitude
Na figura (?) temos tal diagrama. Observe
que os pontos representando as estrelas não
Curitiba, 21 de Outubro de 2003
As Estrelas mais Próximas
15
Figura 13 Segundo a temperatura superficial da estrela, certos elementos são mais brilhantes do que
outros. Assim podemos via espectro usar a intensidade relativa das linhas espectrais para confirmar a
estimativa obtida pela técnica de ı́ndice de cores.
estão distribuı́dos ao acaso, mas formando estruturas. Duas estruturas são mais evidêntes.
Uma “grande” faixa diagonal que será chamada Sequência Principal, pois contém a maioria dos pontos, e um agrupamento, além de
alguns pontos algo espalhados.
Pelo momento não sabemos ainda qual deverá
ser o mecanismo que assim distribui as estrelas, mas sabendo que ele existe poderemos (i)
procurar qual a origem deste mecanismo, o
por Dr. Dietmar William Foryta
mescanismo ele próprio, e (ii) utilizar tal conhecimento e obter mais informações sobre as
estrelas. Analisemos segundo a linha (ii) pelo
momento.
Considere uma linha vertical. Ela afirma que
duas estrelas terão a mesma temperatura, assim, se há uma separação vertical, tendo portanto potencias diferentes, então as estrelas
terão tamanhos diferentes. Quanto maior a
potencia, maior o tamanho. Assim uma es-
16
Introdução à Astronomia e à Astrofı́sica
Figura 14 Técnica da paralaxe espectroscópica baseia-se na idéia que a partir do conhecimento do
espectro, saber temperatura e classe, podemos inferir qual deva ser a luminosidade da estrela observada.
Nota-se que como as classes não são muito estreitas, isto implicará em uma determinação imprecisa
do brilho absoluto, o que resultará em um determinação imprecisa da distância.
trela do agrupamento que não seja a Sequência
Principal, por estar acima desta, será muito
maior do que uma estrela na Sequência Principal. Portanto daremos o nome ao agrupamento de estrelas, de Gigantes. Por oposição
às Gigantes, teremos, as Estrelas Anãs.
Considere uma linha horizontal. Ela afirma
que dois pontos que estão sobre esta linha horizontal terão a mesma potência. Assim se a
temperatura de cada estrela for diferente, portanto há uma distância horizontal, isto significa que o tamanho das estrelas serão diferentes. Então pontos a esquerda, no diagrama,
serão imesamente menores, se as estrelas de
sequência principal são chamadas Anãs, então
o que é menor do que Anãs? Daremo-lhes o
nome de Anãs Brancas, por serem muito quentes e portanto esbranquiçadas.
6. A Paralaxe Espectroscópica
. acertar as figuras com os elementos quı́micos
Observe que o uso do diagrama CôrMagnitude só é, a priori, utilizável para estrelas com distância conhecida. E o que faremos com aquelas estrelas que não sabemos a
distância?
Mesmo não sabendo a distância, pela sua côr
poderemos identificar sua côr, i.e., sua temperatura superfı́cial. Então, basta seguir uma
linha de temperatura e verificar qual seu brilho absoluto, pois as duas propriedades estão
correlacionadas por algum mecanismo (mesmo
que desconhecido).
Todavia, através do ı́ndice de cores não poderemos saber se a estrela observada pertence a
sequência principal ou ao grupo das gigantes.
Como saber então como diferencia-las?
Curitiba, 21 de Outubro de 2003
As Estrelas mais Próximas
Analizando a luz que nos chega das estrelas
podemos perceber que a luz é muito mais estruturada do que somente a nı́vel de cores
como foi analizada anteriormente. Se abrirmos a luz com um prisma, ou com um dispersor mais eficiente, poderemos ver aquilo que
chamamos de espectro da luz. Observando o
espectro da luz de diversos objetos podemos
perceber que algumas vezes temos cores mais
brilhantes ou mais escuras do que outras vizinhas. A estes chamamos respectivamente,
linhas de emissão e linhas de absorção.
Observando as linhas de emissão e de absorção
no espectro das estrelas podemos identificar se
a mesma é uma gigante ou de sequência principal. Na figura (?) temos diversos exemplos de
espectros, em particular podemos analisar a
estrela de espectro K4, V para sequência principal e III para gigantes. Note que o perfil
espectral no comprimentos de onda maiores é
mais “plano” para as gigantes e o perfil em
comprimentos de onda menores é mais inclinado nas gigantes.
Sabendo, i.e., estimando o brilho da estrela
poderemos determinar a distância pelo brilho observado. Claro que esta estimativa de
distância tem um “grande erro”, pois no diagrama Côr-Magnitude, os agrupamentos da
Sequência Principal e das Gigantes não é
muito estreito, o que dá um erro na estimativa de brilho e portanto na distância. Mesmo
assim, uma estimativa de distância é muito
melhor do que nenhuma estimativa.
7. A Paralaxe Estatistica
Quando observamos os céus percebemos que
as estrelas não estão uniformemente dis-
por Dr. Dietmar William Foryta
17
tribuı́das. Em particular podemos perceber
alguns grupos que parecem mais compactos
do que simples aproximações ao acaso. A estes
grupos chamamos de Aglomerados de Estrelas.
Note que estes Aglomerados não são simples
associações casuais, pois o número de estrelas parece indicar que estas formam um grupo
coeso, que não dispersa-se com o tempo, pois
estão “unidas” de alguma forma. A partir da
Lei da Gravitação Universal, podemos imaginar que estas estrelas estão unidas gravitacionalmente. Se estas formam um grupo, a
distância entre as estrelas do grupo não poderá ser muito grande, e portanto todas as
estrelas do grupo deverão estar aproximadamente a mesma distância.
Estando a mesma distância, a queda no brilho destas estrelas será na mesma escala. Assim, teremos o equivalente do diagrama CôrMagnitude para o grupo, mas ao invés de
termos o brilho “real”, teremos o brilho observado. Assim se “puxarmos” a sequência
principal e sobrepusermos a sequência principal de um diagrama Côr-Magnitude com brilho “real” teremos então uma estimativa do
brilho “real” destas estrelas, e portanto suas
distâncias.
Este método é mais poderoso do que o método
de paralaxe espectroscópica pois a largura da
banda de estrelas deverá ser correlacionada
com a largura do outro diagrama minimizando
o erro vertical na determinação de brilho.