estrelas - if

ESTRELAS
Sérgio Mittmann dos Santos
Astronomia
Licenciatura em Ciências da Natureza
IFRS − Câmpus Porto Alegre
2013/2
Estrelas
São esferas autogravitantes de gás ionizado, cuja fonte de
energia é a transmutação de elementos através de reações
nucleares, isto é, da fusão nuclear do hidrogênio em hélio
e posteriormente em elementos mais pesados
Estrelas
São esferas autogravitantes de gás ionizado, cuja fonte de
energia é a transmutação de elementos através de reações
nucleares, isto é, da fusão nuclear do hidrogênio em hélio
e posteriormente em elementos mais pesados
Composição química das estrelas em geral é praticamente
a mesma: aproximadamente 90% de H e aproximadamente
9% de He
Outros elementos juntos contribuem entre 1% e 2% da
composição e são chamados de metais
Estrelas
São esferas autogravitantes de gás ionizado, cuja fonte de
energia é a transmutação de elementos através de reações
nucleares, isto é, da fusão nuclear do hidrogênio em hélio
e posteriormente em elementos mais pesados
Composição química das estrelas em geral é praticamente
a mesma: aproximadamente 90% de H e aproximadamente
9% de He
Outros elementos juntos contribuem entre 1% e 2% da
composição e são chamados de metais
As estrelas atuais têm massas entre 0,08 e 100 vezes a
massa do Sol (MSol = 1,9891 × 1030 kg)
Estrelas
São esferas autogravitantes de gás ionizado, cuja fonte de
energia é a transmutação de elementos através de reações
nucleares, isto é, da fusão nuclear do hidrogênio em hélio
e posteriormente em elementos mais pesados
Composição química das estrelas em geral é praticamente
a mesma: aproximadamente 90% de H e aproximadamente
9% de He
Outros elementos juntos contribuem entre 1% e 2% da
composição e são chamados de metais
As estrelas atuais têm massas entre 0,08 e 100 vezes a
massa do Sol (MSol = 1,9891 × 1030 kg)
As estrelas normais, não colapsadas, têm temperaturas
efetivas entre 2.500 K e 30.000 K
Existem anãs brancas com temperaturas efetivas até
200.000 K e estrelas de nêutrons com temperaturas
efetivas até 1.500.000 K ou mesmo maiores
Fotometria
Fotometria é a medida da luz proveniente de um
objeto
Fotometria
Fotometria é a medida da luz proveniente de um
objeto
Todo o espectro eletromagnético, desde a radiação
gama até as ondas de rádio, são atualmente usadas
para observações astronômicas
Grandezas fundamentais
para a fotometria
L = Luminosidade: Energia total emitida por
segundo em todas as direções [J/s] = Potência [W]
Grandezas fundamentais
para a fotometria
L = Luminosidade: Energia total emitida por
segundo em todas as direções [J/s] = Potência [W]
F = Fluxo: Energia por unidade de tempo por
unidade de área que chega ao detector [J/(s·m2) =
W/m2]
Grandezas fundamentais
para a fotometria
L = Luminosidade: Energia total emitida por
segundo em todas as direções [J/s] = Potência [W]
F = Fluxo: Energia por unidade de tempo por
unidade de área que chega ao detector [J/(s·m2) =
W/m2]
Magnitude aparente m
Hiparco (160-125 a.C.) dividiu as estrelas visíveis a
olho nu de acordo com seu brilho aparente, atribuindo
magnitude 1 à mais brilhante e 6 às mais fracas
Magnitude aparente m
Hiparco (160-125 a.C.) dividiu as estrelas visíveis a
olho nu de acordo com seu brilho aparente, atribuindo
magnitude 1 à mais brilhante e 6 às mais fracas
Na definição de Hiparco, as de m = 1 são as 20
primeiras estrelas que aparecem após o pôr-do-sol
Magnitude aparente m
Hiparco (160-125 a.C.) dividiu as estrelas visíveis a
olho nu de acordo com seu brilho aparente, atribuindo
magnitude 1 à mais brilhante e 6 às mais fracas
Na definição de Hiparco, as de m = 1 são as 20
primeiras estrelas que aparecem após o pôr-do-sol
Norman Robert Pogson (1829-1891) verificou que o
sistema, baseado na percepção de brilho do olho
humano, é logarítmico
Magnitude aparente m
Fluxo correspondente a uma estrela de primeira
magnitude (m = 1) é 100 vezes mais brilhante que
uma estrela de magnitude 6
Magnitude aparente m
Fluxo correspondente a uma estrela de primeira
magnitude (m = 1) é 100 vezes mais brilhante que
uma estrela de magnitude 6
Magnitude aparente m
Fluxo correspondente a uma estrela de primeira
magnitude (m = 1) é 100 vezes mais brilhante que
uma estrela de magnitude 6
m(Vega) = 0
m(Sírius) = −1,42
m(Lua cheia) = −12,0
m(Sol) = −26,7
8.mai.2000: m(Marte) = 1,50; m(Urano) = 6,00;
m(Netuno) = 8,00; m(Plutão) = 14,0
Magnitude absoluta M
Para podermos comparar os brilhos intrínsecos de 2
estrelas, precisamos usar uma medida de brilho que
independa da distância
Magnitude absoluta M
Para podermos comparar os brilhos intrínsecos de 2
estrelas, precisamos usar uma medida de brilho que
independa da distância
Definimos como magnitude absoluta M a magnitude
teórica que a estrela teria se estivesse a 10 pc de
nós
Magnitude absoluta M
Para podermos comparar os brilhos intrínsecos de 2
estrelas, precisamos usar uma medida de brilho que
independa da distância
Definimos como magnitude absoluta M a magnitude
teórica que a estrela teria se estivesse a 10 pc de
nós
m − M = 5 (log r) − 5
Magnitude absoluta M
Ordem
0
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
Estrela
Sol
Sírius (no Cão Maior)
Canopus (na Carina)
Rigel Kentaurus (Alpha
Centauri)
Arcturus (em Boötes)
Vega (na Lyra)
Capella (na Auriga)
Rigel (no Órion)
Procyon (no Cão Menor)
Archenar (em Eridanus)
Betelgeuse (no Órion)
Hadar (no Centauro)
Altair (na Águia)
Acrux (no Cruzeiro)
Aldebaran (em Touro)
Spica (em Virgem)
Antares (no Escorpião)
Magnitude
Absoluta
MV
+4,72
+1,4
-2,5
Magnitude
Aparente
mV
-26,72
-1,46
-0,72
Distância à
Terra
+4,4
-0,27
4,3
+0,2
+0,6
+0,4
-8,1
2,8
-1,3
-5,1
-4,3
+2,3
-3,8
-0,2
-4,7
-5,2
-0,04
0,03
+0,08
+0,12
+0,38
+0,46
+0,58
+0,61
+0,77
+0,79
+0,87
+0,98
+1,09
34
25
41
900
11
75
445
300
17
270
65
260
600
(anos-luz)
8 min
8,6
74
Espectroscopia
Quase toda informação sobre as propriedades físicas das estrelas são
obtidas direta ou indiretamente de seus espectros, principalmente
suas temperaturas, composições e densidades
Espectroscopia
LEIS DE KIRCHHOFF
1 Um corpo opaco quente, sólido, líquido ou gasoso, emite um espectro
contínuo. Exemplos: filamento de uma lâmpada incandescente (sólido);
lava de um vulcão (líquido); estrela (gás muito denso).
2 Um gás quente transparente (pouco denso) produz um espectro de linhas
brilhantes (de emissão). O número e a posição (cor) destas linhas depende
dos elementos químicos presentes no gás. Exemplo: lâmpada
fluorescente.
3 Se um espectro contínuo passar por um gás à temperatura mais baixa, o
gás frio causa a presença de linhas escuras (de absorção). O número e a
posição destas linhas depende dos elementos químicos presentes no gás.
Exemplo: Sol e sua atmosfera.
Espectroscopia
1820 JOSEPH VON FRAUNHOFER observou linhas nos espectros do
Sol, de Sírius, Castor, Pollux, Capella, Betelgeuse e Procyon
Espectroscopia
1820 JOSEPH VON FRAUNHOFER observou linhas nos espectros do
Sol, de Sírius, Castor, Pollux, Capella, Betelgeuse e Procyon
Linha
1856 GUSTAV ROBERT KIRCHHOFF
(Å)
Elemento
Cor
A
7594
oxigênio Vermelho
B
6867
oxigênio
C
6563 hidrogênio, H
D1
5896
sódio Amarelo
D2
5890
sódio
D3
5876
hélio
E
5270
ferro e cálcio
b1
5184
magnésio
F
4861
G
4308
H
3968
cálcio
K
3934
cálcio Violeta
hidrogênio, H
Verde
ferro (e cálcio) Azul
Espectroscopia
He
Na
Fe
Espectroscopia
Classificação espectral do Observatório de Harvard Estrelas
são classificadas em função decrescente da temperatura,
como O B A F G K M
Espectroscopia
Classificação espectral do Observatório de Harvard Estrelas
são classificadas em função decrescente da temperatura,
como O B A F G K M
Oh! Be A Fine Girl, Kiss Me!
Espectroscopia
Classificação espectral do Observatório de Harvard Estrelas
são classificadas em função decrescente da temperatura,
como O B A F G K M
Oh! Be A Fine Girl, Kiss Me!
OBA, Frango Grelhado "Kom" Molho
Espectroscopia
Classificação espectral do Observatório de Harvard Estrelas
são classificadas em função decrescente da temperatura,
como O B A F G K M
Oh! Be A Fine Girl, Kiss Me!
OBA, Frango Grelhado "Kom" Molho
Cada tipo espectral se subdivide em 10 classes, sendo 0 a
mais quente e 9 a mais fria
Espectroscopia
Classificação espectral do Observatório de Harvard Estrelas
são classificadas em função decrescente da temperatura,
como O B A F G K M
Oh! Be A Fine Girl, Kiss Me!
OBA, Frango Grelhado "Kom" Molho
Cada tipo espectral se subdivide em 10 classes, sendo 0 a
mais quente e 9 a mais fria
Nos anos 1990, foram descobertas estrelas mais frias que as
M9
Adicionou-se as classes L, com temperaturas entre 2200 K e
1400 K, e T, anãs marrons, com temperaturas abaixo de 1400K
(quando se forma o metano)
Espectroscopia
Classificação espectral do Observatório de Harvard Estrelas
são classificadas em função decrescente da temperatura,
como O B A F G K M
Oh! Be A Fine Girl, Kiss Me!
OBA, Frango Grelhado "Kom" Molho
Cada tipo espectral se subdivide em 10 classes, sendo 0 a
mais quente e 9 a mais fria
Nos anos 1990, foram descobertas estrelas mais frias que as
M9
Adicionou-se as classes L, com temperaturas entre 2200 K e
1400 K, e T, anãs marrons, com temperaturas abaixo de 1400K
(quando se forma o metano)
Oh! Be A Fine Girl, Kiss Me Lovingly Tonight!
Espectroscopia
Observatório de Yerkes 6 diferentes classes de
luminosidade, baseadas nas larguras das linhas
espectrais
Espectroscopia
Observatório de Yerkes 6 diferentes classes de
luminosidade, baseadas nas larguras das linhas
espectrais
Ia Supergigantes superluminosas. Exemplo: Rigel (B8Ia):
L=40.550 LSol
Ib Supergigantes. Exemplo: Betelgeuse (M2Ib): L=12.246 LSol
II Gigantes luminosas. Exemplo: Antares (M1II): L=4.875 LSol
III Gigantes. Exemplo: Aldebarã (K5III): L=100 LSol
IV Subgigantes. Exemplo: Acrux (Crucis) (B1IV): L=30,76 LSol
V Anãs (seqüência principal). Exemplo: Sol (G2V): L=1 LSol
Espectroscopia
Observatório de Yerkes 6 diferentes classes de
luminosidade, baseadas nas larguras das linhas
espectrais
0 Hipergigantes
Ia Supergigantes superluminosas. Exemplo: Rigel (B8Ia):
L=40.550 LSol
Ib Supergigantes. Exemplo: Betelgeuse (M2Ib): L=12.246 LSol
II Gigantes luminosas. Exemplo: Antares (M1II): L=4.875 LSol
III Gigantes. Exemplo: Aldebarã (K5III): L=100 LSol
IV Subgigantes. Exemplo: Acrux (Crucis) (B1IV): L=30,76 LSol
V Anãs (seqüência principal). Exemplo: Sol (G2V): L=1 LSol
VI Sub-anãs
VII Anãs brancas
Espectroscopia
estrelas azuis, com Tef=20 000 a 35 000 K, apresentam linhas de HeII (hélio uma
O vez ionizado) e ultravioleta forte. Exemplo: 10 Lac (V=4,88, O9) e Mintaka ( Ori,
uma das Três Marias, V=2,10, O9).
estrelas branco-azuladas , com Tef=15 000 K, com linhas de HeI. Exemplos: Rigel
B
(
A
Ori, V=0,12, B8Ia) e Spica (
Vir, V=0,90, B1V).
estrelas brancas, com Tef=9000 K, com linhas de HI forte. Exemplos: Sírius (
Can Maj, V=-1,46, A1V) e Vega (
Lyr, V=0, A0V).
estrelas branco-amareladas, com Tef=7000 K, com linhas de metais observadas.
F Exemplos: Canopus (
Car, V=-0,72, F0Ib) e Procyon (
Can Min, V=0,38,
F5IV).
G
estrelas amarelas, com Tef=5500 K, como o Sol, com fortes linhas de metais e HI
fraco. CaI (H e K) fortes. Exemplos: Sol (G2V) e Capela (
Aur, V=0,08, G1II).
estrelas alaranjadas, com Tef=4000 K, com linhas metálicas dominantes. Contínuo
K azul fraco. Exemplos: Aldebarã (
Tau, V=0,80, K5III) e Arcturus (
Boo, V=0,04, K2III).
M
estrelas vermelhas, com Tef=3000 K, com bandas moleculares (TiO) muito fortes.
Exemplos: Betelgeuse (
Ori, V=0,50, M2Ib) e Antares (
Sco, V=0,88, M1Ib).
Diagrama de Hertzsprung Russell
Diagrama HR Descoberto independentemente pelo
dinamarquês Ejnar Hertzsprung (1873-1967), em
1911, e pelo americano Henry Norris Russell (18771957), em 1913, como uma relação existente entre a
LUMINOSIDADE de uma estrela e sua
TEMPERATURA SUPERFICIAL
Diagrama HR
Diagrama HR
Diagrama HR
Satélite Hipparcos Mais de
40.000 estrelas
Evolução estelar
Referências
K. S. Oliveira Fo. e M. F. O. Saraiva. Astronomia e
astrofísica, 2a. ed. São Paulo: Livraria da Física, 2004
W. J. Maciel (ed.). Astronomia e astrofísica. São
Paulo: EdUSP, 1991
D. Halliday, R. Resnick e J. Walker. Fundamentos de
física, v. 4, 8a. ed. Rio de Janeiro: LTC, 2009