Com meio interestelar
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Introdução à Astronomia Semestre: 2014 2014.1 1 Sergio Scarano Jr 19/05/2014 Efeito na Medida dos Diâmetros de Aglomerados Abertos • Robert Trumpler (1930) : Diistância pe elo Diâmetrro Angularr Distância por tamanho angular. deveria ser igual à distância pela fotometria Trumpler, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 42, 214 (1930) Distância obtida pela fotometria maior do que a distância por tamanho angular l objetos bj t mais i distantes eram maiores Distância pela Fotometria Absorção Interestelar A “atmosfera interestelar ” também produz um efeito semelhante: Agentes que Reduzem o Brilho dos Astros Fontes Meio Interestelar Atmosfera da Terra CCD (Detetor) Transmissão do Telescópio Transmissão da óptica do instrumento (exemplo = filtros) Extinção Interestelar em Termos Matemáticos Fontes Sem meio interestelar: D m M 5 log l 10 Absorção m M 5 log( D ) 5 Espalhamento Com meio interestelar: m M 5 log( g( D ) 5 A Extinção Interestelar (depende das bandas observadas) Verificação Observacional do Meio Interestelar Para estrelas dominam linhas de absorção em um contínuo luminoso: As Cores Esperadas Teoricamente Considerando C id d que a emissão i ã depende d d exclusivamente l i t da d temperatura t t (corpo negro) é possível saber quais são as cores esperadas para um conjunto de filtros com transmissão conhecida. http://astro.unl.edu/naap/blackbody/animations/blackbody.html Excesso de Cor em Termos Observacionais Determinando-se D t i d o tipo ti e a classe l espectral t l de d uma estrela t l pode-se d saber b sua cor real e compará-la com sua cor observada, definindo o conceito de excesso de cor E(B-V). V M V mV 5 log( D ) 5 AV M B mB 5 log( D ) 5 AB B Fazendo a diferença de MB – MV = (B–V)0 e a indentificando como a cor intrínseca intrínseca. Podemos definir o excesso de cor como: E ( B V ) ( B V ) ( B V )0 Onde: E ( B V ) AB AV Extinção Interestelar em Função do Comprimento de Onda Representando as extinções em um dado comprimento de onda pela letra A e um índice representando o comprimento de onda: F 1 F A1 A2 2,5log 0 1 log F F0 2 2 B V AV 3 E( B V ) Vermelho Azul Seaton ((1979) RV A Extinção Comparando para uma mesma região do céu as cores observadas e as cores esperadas para objetos de tipos espectrais e classes de luminosidade determinados, pode-se determinar a extinção como o quanto RV AV 3 E( B V ) Coordenadas Equatoriais da Galáxia Vista a partir de um sistema de coordenadas esféricos como os de Coordenadas Equatoriais a Via Láctea (Galáxia) parece curva. ) http://apod.nasa.gov/apod/ap130902.html 17h42,4m- 28,9o) Bardenas Reales Foto Panorâmica Obtém-se Obtém se compondo diversas imagens de acordo com as coordenadas que elas ocupam em um certo sistema de referências. Dependendo do sistema de referências a visão pode aparecer distorcida. http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/e/e4/Bundeena-pier-360-panorama-NSW-Australia.jpg A Visão “Distorcida” da Via Láctea Vista a partir de um sistema de coordenadas esféricos como os de Coordenadas Equatoriais a Via Láctea (Galáxia) parece curva. b = Latitude galáctica l , b ) l 00o00m00s b - 00o00m00s) http://apod.nasa.gov/apod/ap130902.html Coordenadas Galácticas Tomando o centro da galáxia como referência e o sentido anti-horario anti horario sobre o plano da galáxia definimos a longitude e a latitude galáctica. Coordenadas Galácticas Relativas às Coordenadas Equatoriais q PN 62,4 , o PNG PNG 12h49m a = d = 27,6o b T Equador NAG 32,3o l CG l= longitude galáctica b = latitude galáctica = 17h42,4m CG = - 28,9o = 18h49m NAG = 0,0o A Via Láctea: Estrelas e Poeira Observando no óptico não só as partes brilhantes, brilhantes mas as partes poucos brilhantes obtém-se informações sobre a natureza da Via Láctea. Ivo Matias astrofotografiasergipe.blogspot.com.br Transparência Atomosférica e Galáctica http://en.wikipedia.org/wiki/Radio_frequency A Via Láctea: Observações no Infravermelho Para fugir do obscurecimento da poeira pode-se pode se observar a Via Láctea no Infravermelho ou no Rádio. Usando o 2MASS, as estrelas se destacam: A Via Láctea: Observações de Gás no Rádio Para fugir do obscurecimento da poeira pode-se pode se observar a Via Láctea no rádio. Aqui o exemplo da observação de linhas moleculares do gás CO (Dame, Hartmann, & Thaddeus (2001) ApJ, 547, 792) Diferentes Mapas da Galáxia http://mwmw.gsfc.nasa.gov/mmw_sci.html Distribuição de Aglomerados Globulares em Relação ao Sol Usando RR Lyrae para medir distancia de aglomerados globulares, globulares que estão distribuidos em todas as direções, e portanto são menos afetados pela extinção. Universo de Shapley Com medidas de distâncias de aglomerados globulares foi possível verificar que o Sol não estava no centro da Galáxia. Universo de Kaptein Universo de Shapley O Grande Debate entre Shapley Shapley--Curtis (1920) Curtis Shapley MWG MWG Henrietta Leavitt e Periodo Luminosidade de Cefeidas Grande e Pequena Nuvem de Magalhães Relação Período-Luminosidade no artigo de Henrieta Hubble Descobre Cefeidas em M31 Em 1923 Hubble E H bbl detectou d t t cefeidas f id em M31 e calculou l l di t distancias i muito it superiores ao tamanho ao estimados para nossa galáxia. Depois fez trabalhos equivalentes para M33 e NGC6822. Surge a Astronomia Extragaláctica. Extragaláctica DM31= 300.000 p pc > Dvia Láctea = 15.000 pc Qual Seria a Razão das Diferentes Geometrias Geometrias? ? NGC4549 M100 NGC1365 M87 LMC
