Estrelas (I) Agradecimentos: Prof. Gastão B. Lima Neto e Prof. Vera Jatenco

(1)

Estrelas (I)

Sandra dos Anjos

IAG/USP

AGA 210 – 2° semestre/2016

www.astro.iag.usp.br/~aga210/

O que são estrelas ?

Distribuição das Estrelas na Via-Láctea

Estrelas mais próximas e mais brilhantes

Movimento das Estrelas e a Determinação de Distâncias

Propriedades das Estrelas: tamanho (R ), massa, composição química, temperatura, etc...

Cores e espectros: classificação espectral

Abundância química

Diagrama H-R

Síntese das Propriedades Observáveis

Agradecimentos: Prof. Gastão B. Lima Neto e Prof. Vera Jatenco

(2)

2

“Nosso Sol ” compartilha o espaço com bilhões de outras estrelas que se encontram distribuídas na Galáxia.

Entre estes bilhões de estrelas, detetamos também a presença de gás e poeira, além do campo magnético, fotons, e muitas partículas de altas energias…que compõem o que chamamos de “Meio Interestelar – (MIS)”

(3)

As estrelas estão “mergulhadas” no MIS, onde observamos uma enorme diversidade de objetos …cuja natureza depende de condições físicas, como: luminosidade, densidade, temperatura,

(4)

O que são estrelas ?

• _{Formadas a partir do colapso gravitacional de nuvens interestelares de gás e poeira do Meio}

Interestelar (MIS), são sistemas gasosos que produzem energia através de fusões termonucleares.

• Durante sua vida elas sofrem a ação da força gravitacional e também da força de pressão de radiação, gerada no processo de fusão. Veremos em detalhes durante as aulas sobre estrelas o que ocorre no equilíbrio destas forças e o que acontece no desequilíbrio...

• Existe da ordem de 200-300 bilhões de estrelas, só na Via-Láctea.

• _{Estas estrelas se encontram em}_{diferentes estágios de evolução,}_{em várias cores, tamanhos,}

massas, luminosidades e temperaturas. Vamos entender no decorrer deste tema porque existe esta diversidade...

(5)

Onde se localizam as estrelas da nossa Galáxia (SABbc)...?

Estrutura e Conteúdo Estelar

-Estrutura simplificada - várias componentes

- Disco: compartilhado por estrelas jovens e aglomerados abertos com estrelas jovens, ricas em metais

- Bojo: se constitui de estrelas velhas e abriga núcleo denso de estrelas, radiofonte e Buraco Negro (MBH ~ 4x106MO )

- Halo: envelope externo que envolve toda a Galáxia e abriga aglomerados globulares, constituído de estrelas velhas, pobres em metais

-Conteúdo: além das estrelas, possui gás, campo magnético, poeira, fótons e partículas de altas energias

(6)

Estrelas mais próximas

• A maioria é menos luminosa que o Sol.

Nome Distância anos-_{luz (pc)} Magnitude _aparente Luminosidade _{(em relação ao Sol)}

Sol –26,7 1 Alfa Centauri A 4,4 (1,34) 0 1,5 Alfa Centauri B 4,4 (1,34) 1,4 0,44 Alfa Centauri C 4,3 (1,30) 11 0,00006 Estrela de Barnard 5,9 (1,83) 9,5 0,00042 Wolf 359 7,6 (2,39) 13,5 0,00002 Lalande 21185 8,3 (2,54) 7,5 0,0055 Sirius A 8,6 (2,63) –1,4 21,8 Sirius B 8,6 (2,63) 8,3 0,003 UV Ceti 8,7 (2,68) 12,5 0,00004 Ross 154 9,4 (2,97) 10,5 0,00048 Ross 248 10,3 (3,17) 12,3 0,00011

(7)

Estrelas mais brilhantes

Nome Distância _anos-luz Magnitude _aparente Luminosidade _{(em relação ao Sol)}

Sol 0,0000158 –26,7 1

Sirius A (α Cão maior) 8,6 -1,4 21,8

Canopus (α Carina) 310 -0,6 14.000 Arcturus (α Boötes) 37 -0,1 110 Alfa Centauri A 4,4 0,0 1,5 Vega (α Lira) 25 0,0 48 Capella (α Auriga) 42 0,1 130 Rigel (β Órion) 770 0,2 40.000

Procyon (α Cão Menor) 11,4 0,4 7,0

Betelgeuse (α Órion) 430 0,5 9400

Achernar (α Eridani) 144 0,5 1070

Hadar (β Centauri) 525 0,6 12.000

(8)

Amplitude de Luminosidade

Uma observação em relação a “amplitude de valores” de luminosidade.

As estrelas mais luminosas tem luminosidade maiores do que 1 milhão de Sóis

A faixa de luminosidades entre as mais fracas e mais luminosas é

aproximadamente 1 bilhão.

(9)

Como temos estas informações?

Grandezas Físicas fundamentais de estrelas como temperatura, dimensão, índice de cor e composição química, são as informações que irão estruturar e consolidar o estudo da Evolução Estelar.

Uma informação de extrema relevância que precisamos ter para tanto é a distância. Apesar da distância não ser considerada uma Grandeza Física Básica, esta informação pode nos levar a obter as propriedades físicas básicas.

Vimos em roteiros anteriores que distâncias de estrelas próximas podem ser obtidas através de técnicas de trigonometria via paralaxe estelar, que se deve ao movimento da Terra em torno do Sol, e mede o movimento aparente causado pela paralaxe.

Entretanto, estrelas tem movimento real e vamos precisar de outros métodos para obter a distância. Técnicas de astrometria podem medir a componente transversal do movimento através do chamado “movimento próprio”. Medidas do efeito Doppler medem a componente radial, e portanto, estas 2 técnicas fornecem o movimento real da estrela, como veremos a seguir.

(10)

Estrelas que estão a distâncias maiores que várias centenas de parsecs são estudadas a partir de “Paralaxe Espectroscópica”, uma técnica que poderá ser entendida a partir do conceito de Diagrama-HR - correlações entre temperatura ou índice de cor ou ainda tipo espectral com magnitude absoluta ou luminosidade. Este Diagrama é de enorme importância nos estudos das estrelas, pois sintetiza as principais propriedades observacionais da estrutura e evolução estelar.

Outro caminho utilizado para se obter distâncias é o conceito de “Módulo de Distância”. Para tanto vamos definir a magnitude absoluta (M), um conceito que juntamente com a definição de magnitude aparente (m), já estudada em roteiros anteriores, vai nos permiter obter a distância a uma estrela.

(11)

Telescópio Espacial GAIA:

Tecnologia de altíssima geração para determinação de distâncias, entre outros...exoplanetas, estrelas marrons, teste para Relatividade , etc...

(12)

(13)

(14)

Medida de paralaxe até d = 20 kpc (20.000 pc) → p” 0,00005 / (Proxima-centauri p = 0,768" Até pouco tempo os telescópios disponíveis na Terra → d < 20 pc → p('') =0,05

(15)

Técnicas Observacionais para

Medir

as Estrelas

Todas as informações que conhecemos sobre as estrelas foram obtidas através das seguintes

técnicas observacionais:

1- Astrometria, que permite medir a posição das estrelas e a distância. 2- Fotometria, que permite medir o brilho e a cor das estrelas.

3- Espectroscopia, que permite medir através da análise dos espectros, condições físicas das estrelas como temperatura, densidade e turbulência, além da composição química e movimento das estrelas.

4- Polarimetria, que permite medir ondas eletromagnéticas que vibram em um ou vários planos de vibração, como por ex., a emissão produzida por cargas em movimento circular/espiral em torno de linhas de campo magnético. Não iremos abordar esta técnica no contexto do curso.

É possível medir da ordem de 10 propriedades das estrelas, entre elas: “distância”, luminosidade, temperatura, raio ou diâmetro, massa, composição química, campo magnético, rotação, turbulência, estrutura atmosférica....Estas 4 últimas não veremos no curso...

(16)

1- Astrometria

• Medidas de posições de estrelas são importantes por vários motivos:

• Repetidas medidas de posição podem revelar movimentos de estrelas.

• _{Os movimentos permitem obter as distâncias das estrelas, e portanto, fornecem a}

estrutura da Galáxia.

• _{Determinação da distância de aglomerados de estrelas, onde o conjunto de}

estrelas nasceu junto, diferenças nas propriedades das estrelas podem ser atribuídas a evolução.

• Determinação posição relativa de estrelas que se encontram nas proximidades via

interferometria (interferencia é usada para medir a separação angular).

PS: Métodos novos em astrometria estão sendo explorados

como t

elescópios espaciais (sem interferência da atmosfera, ganho na precisão) → Hipparcos (0,001 segundos de arco (“), Satélite Gaia

(17)

Movimentos das Estrelas

• As estrelas giram em torno do centro Galáctico em um movimento organizado conhecido como

rotação diferencial.

– _{Na posição do Sol a velocidade de rotação é de ~ 220 km/s.}

• As estrelas também têm uma velocidade aleatória ou dispersão de velocidade superposta,

adicional, à rotação.

– Para estrelas próximas do Sol esta velocidade V ~ 10 – 40 km/s.

sentido de rotação

3 componentes perpendiculares de velocidade

(18)

Movimento das Estrelas

• A componente radial, na linha de visada é medida via efeito Doppler

• _{A velocidade que resulta do movimento (Vtotal) se decompõe em 2 componentes mensuráveis:} velocidade tangencial ou transversal (Vt) medida pelo movimento em relação às estrelas

distantes (movimento próprio) + velocidade radial medida via efeito Doppler → ver a seguir V2_{total = Vt}2_{+ Vr}2

observador

(19)

Astrometria – Medidas de

Movimento Próprio

...mede a componente transversal (Vt) do movimento espacial

- Para se obter a velocidade tangencial de uma estrela, a distancia D e devem ser observáveis conhecidos. Lembrem-se que D(pc) = 1/p"

- Quanto maior a velocidade transversal, maior o movimento próprio. - Mas quanto maior a distância, menor o movimento próprio.

( V_t)

µ

Vt =

4,74

µ (“/ano) Km/s

p(“)

µ

Sen µ = µ = Vt D (pc)

(20)

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 com movimento próprio acima de

3"/ano.

Imagem feita por Steve Quirk

µ

(21)

Relembrando o Efeito Doppler

...e fazendo analogia do efeito sonoro com o da luz

Direção do movimento

Sirene de um carro de polícia altera o

som quando passa por observador

alta frequência baixa

frequência

A velocidade V da fonte pode ser obtida por:

∆λ

λ

₀

=

Vrad

c

∆λ=λ

_{− λ}

₀

Fonte em movimento altera a Frequência e o

Comprimento de Onda em relação ao obs.

A comparação das linhas em repouso e

observada mostram deslocamento.

Repouso - �₀

Observado - �

(22)

Efeito Doppler

-

Se o movimento for de aproximação, a frequência aumenta e dizemos que ocorreu um "desvio para o azul" (blueshift).

-

Se o movimento for de afastamento, a frequência diminui e dizemos que ocorreu um "desvio para o vermelho" (redshift).

(23)

2- Fotometria

...considerações gerais

• Originalmente, o brilho das estrelas era medido com o objetivo de identificar e

distinguir estrelas.

• Hoje, a medida de brilho é realizada para determinar a energia produzida e outras

propriedades físicas de estrelas e de outros astros. No caso das estrelas

pode-se obter informações como: tamanho, massa e temperatura.

• A

luminosidade de uma estrela é a energia total que ela emite por segundo. Para

se obter a luminosidade de uma estrela é preciso realizar observações na faixa

inteira de energia que a estrela emite (ultra-violeta, infravermelho, etc...).

• Em uma única observação não é possível obter a energia total irradiada em toda a

faixa do espectro de uma estrela (ou fonte). Na prática o que se faz é medir

separadamente a magnitude em várias bandas e assim pode-se obter a energia

total de todo o espectro. A magnitude neste caso é chamada bolométrica. Assim,

observações dos astros são feitas em filtros ou bandas, i.e., em intervalos de

comprimento de onda (ou frequência, ou energia).

(24)

2- Fotometria

...considerações gerais

• Vimos em roteiros anteriores que o brilho é expresso em termos de sistemas

de magnitude estelar. Lembrem-se que m = -2,5log F + C e F = L/4πd

2

.

• Quando se mede o brilho em 2 bandas ou 2 filtros diferentes obtem-se o

Indice de Cor.

• Medidas da

cor e

temperatura são relevantes para se obter várias

propriedades de estrelas, como veremos adiante.

(25)

Bandas Fotométricas

• U, B e V representam as

magnitudes aparentes (m

_U

, m

_B

, m

_V

)

nas bandas do ultravioleta, azul e

visível.

• _{Os sistemas fotométricos também}

se estendem para outras faixas

espectrais como o vermelho (R, I) e

o infravermelho (J, H, K, L, M..

)

• Definido em função das magnitudes aparentes medidas em diferentes bandas espectrais

ou filtros.

• Ex: Sistema fotométrico Johnson:

(26)

Índice de Cor

• Existem outros sistemas

(filtros):

• u', g', r', i', z'

• Índice de cor é a diferença entre os fluxos (brilhos) de duas bandas ou filtros.

• Por exemplo:

• B–V, V–R, H-K, g'-r’, etc...

• Por convenção, fazemos:

(banda mais azul – banda mais vermelho)

f l u x o r e l a t i v o

(27)

Índice de Cor

(28)

Índice de Cor

• Diferença entre os fluxos (brilhos) de duas bandas:

(

B–V) = m_B–m_V= –2,5 log (F_B/ F_V)

• Em estrelas (e corpos negros) o índice de cor está relacionado com a temperatura.

Nas galáxias, com a população estelar

t e m p e r a t u r a [ K ] +frio e +vermelho +quente e +azul

(29)

Para se obter a magnitude aparente,

m

, é preciso saber a distância....!

• Mas sei que: Então substituindo (2) em (1) temos:

m - M = + 2,75 +5 logd + 7,75

Por definição a magnitude absoluta M de uma estrela é a magnitude aparente m que uma

estrela teria a uma distância, d = 10pc

m

_−M=5log

d

10 • Módulo de distância (m – M)

• Magnitude aparente (m):

( depende da distância )

m=

−2,5log F+C

observação

F=

L

4πd

2

m=

−2,5log L+ 2,5log4π+5logd+C

(L expressa o brilho verdadeiro da estrela)

(1)

(30)

Lembrando das Leis de Wien, Stefan-Boltzman, Indice de Cor

...utéis para estimar propriedades de estrelas, como, a temperatura superfícial

• Lei de Wien:

T. �

_max

= 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/m

2

– _mede-se _{o fluxo emitido pela estrela e obtemos a temperatura.}

σ

é a cte de Stefan-Boltzmann

• Índice de cor: (B–V) = mag

_B

–mag

_V

= –2,5 log (

F

_B

/

F

_V

)

– 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.}

(31)

o Raio ou Tamanho das Estrelas

...pode ser obtido igualando-se as eqs 1 e 2 a seguir

• Pela Lei de Stefan-Boltzmann:

F: fluxo de energia por unidade de área de um corpo negro, por segundo (potência)

σ: constante de Stefan-Boltzmann = 5,67 x 10

-8

watt m

-2

K

-4

T: temperatura do corpo negro em kelvins

F=σT

4 F

(

R

_✶

)

₌

L

✶

4πR

_✶2

luminosidade intrínseca: energia total (potência)

_{emitida por unidade de tempo em todas as}

direções.

Para uma estrela esférica de raio R

_★

, o fluxo na sua superfície também pode ser

obtido pela Lei do Inverso do Quadrado da Distância:

- No sistema internacional de unidades, a luminosidade é expressa em watt (Joules/s).

- O fluxo de energia é a potência emitida por unidade de área (watt/m

2

).

(eq.1)

(32)

Finalmente, podemos estimar o Raio, e portanto seu tamanho, conhecendo-se a

luminosidade e temperatura pela equação abaixo:

R

_✶

₌

1 T

_efetiva2

√

L

_✶

4πσ

Subtituindo agora o fluxo (F) como definido na eq. (1), temos:

L

_✶

=4πR

_✶2

σT

_efetiva4

O brilho, ou fluxo, é medido utilizando fotometria via

telescópio + detetor.

Mas da eq. 2, lembrando que d é o raio da estrela - R, temos:

Por outro lado, da eq. 1 sabemos que:

F=

L

✶

4πd

2

L

✶

=4πR

✶

2 _F

₍

_R

₎

F=σT

4 (eq. 3)

(33)

Podemos usar a

cor e temperatura

para classificar razoavelmente

bem as estrelas.

(34)

Cores das Estrelas

(35)

Cores das Estrelas

• As cores estão relacionadas com o espectro.

• Plêiades

• Espectros das Plêiades

imagem “clássica”.

imagem dos espectros: geradas após a luz das estrelas passarem por um prisma objetivo

(36)

Classificação Espectral

Os estudos sistemáticos foram desenvolvidos no Observatório de Harvard no início do Séc. XX.

O trabalho começou por Henry Draper que fotografou o primeiro espectro da estrela Vega em 1872.

(37)

Cores das Estrelas

(38)

Cores das Estrelas

• Annie J. Cannon, responsável pela classificação espectral.

Como a primeira seqüência foi desenvolvida no

Observatório de Harvard em 1910, por Annie J.

Cannon e seus colaboradores, essa seqüência

recebe o nome de

Classificação de Harvard.

Trabalho publicado no Henry Draper Catalog (HD) e no

Henry Draper Extension (HDE) com mais de 225.000 estrelas

Annie Jump Cannon (1863 – 1941)

(39)

Cores das Estrelas

• _{Annie J. Cannon, responsável pela classificação espectral.}

– Classificou 225 mil estrelas até mag. 9 entre 1918 e 1924.

Desde 1934, existe um prêmio Annie Cannon para astrônomas (US$1500).

placa fotográfica de um espectroscópio de prisma objetivo (espectroscopia sem fenda).

(40)

Cores das Estrelas

• Espectro de várias estrelas

(41)

Cores das Estrelas

• Pela lei de Wien -> T.�

_max

= 0,29 K cm

→

quanto mais quente, mais azul.

t

e

m

p

e

r

a

t

u

r

a

u

m

e

n

t

a

(42)

Classificação Espectral Inicial

Primeira classificação, baseada na

intensidade das linhas do hidrogênio

(série de Balmer). 4 linhas

(λ=4100, 4340, 4860 e 6560 Ao)

• Nomenclatura adotada:

A, B, C, D, ..., P.

• -

_{“A” tem as linhas mais fortes do 1o}

elemento mais simples (H).

- “B” tem as linhas mais fortes de He (2o

(43)

Classificação Espectral Refeita

• _Cannon_{percebe que se diferentes tipos de espectro fossem arranjados em certa ordem, o}

padrão de linhas espectrais mudaria suavemente de um para o próximo. Foi capaz de

refinar cada classe em 10 subclasses, de 0 (zero) até 9, de acordo com o decréscimo de temperatura. Ex: G0 (mais quente da classe), G1, G2,..., G9 (mais fria da classe)

• _{Nos anos 1920 a classificação é refeita em termos da temperatura superficial 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)

(44)

Classes Espectrais e Temperatura Superficial

- As classes espectrais são agrupamento de estrelas em função da temperatura superficial.

- A correlação entre a aparência do espectro e a temperatura é devido a ionização.

- Quanto maior a temperatura, mais ionizado o gás nas camadas mais externas.

- O grau de ionização determina que linhas espectrais são formadas

- A maioria das estrelas tem a mesma composição química.

Sol: é classificado como uma estrela G2. É um pouco mais fria que uma G1 e mais quente que uma G3.

(45)

Classificação Espectral

• A classificação é função da temperatura superficial da estrela.

b

r

i

l

h

o

r

e

l

a

t

i

v

o

comprimento de onda [Å]

50.000 K 16.000 K 8.200 K 6.700 K 5.500 K 4.300 K 3.000 K

(46)

Classificação Espectral

• A classificação é função da temperatura superficial da estrela.

• Também é função do índice de cor.

b

r

i

l

h

o

r

e

l

a

t

i

v

o

comprimento de onda [Å]

50.000K –0,32 16.000K –0,16 8.200 K +0,15 6.700 K +0,45 5.500 K +0,65 4.300 K +1,18 3.000 K +1,69(B – V)

(47)

Classificação Espectral

Os tipos resultam de correlações entre temperatura, tipo espectral, cor e proeminência de linhas

Tipo Cor simbólica T(K) Linhas proeminentes de absorção Exemplos

O Azul 30000 B Azulada 20000 Rigel (B8) A Branca 10000 F Amarelada 7000 Canopus (F0) G Amarela 6000 K Laranja 4000

He ionizado (fortes), elementos pesados ionizados (OIII, NIII, SiIV), fracas linhas de H

Alnitak (O9) Mintaka (O9) He neutro (moderadas), elementos

pesados 1 vez ionizados

He neutro (muito fracas), ionizados, H (fortes)

Vega (A0) Sirius (A1) elementos pesados 1 vez ionizados,

metais neutros (FeI, CaI), H (moderadas) elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros, H (relativamente fracas)

Sol (G2) Alfa Cen (G2) elementos pesados 1 vez ionizados,

metais neutros, H (fracas)

Aldebaran (K5) Arcturos (K2)

cor de um corpo negro Temperatura (K)

(48)

Composição Química

• Proporção em massa: 70,6% de hidrogênio 27,4% de hélio 0,96% de oxigênio 0,31% de carbono 0,17% de neônio 0,13% de ferro 0,43% o resto

• A receita de uma estrela é mais ou menos a mesma.

“metais” • Proporção em número de átomos: 90% de hidrogênio 10% de hélio menos de 1% de metais.

(49)

Composição Química

• A receita de uma estrela é mais ou menos a mesma.

(50)

Procura de Correlações entre Características Físicas

• Correlações nos permitem deduzir propriedades intrínsecas dos objetos estudados. • _{O que podemos deduzir da população abaixo?}

habitantes de um bairro

medidas de altura e idade

(51)

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 seqüência a este trabalho com uma base de

dados mais completa.

l u m i n o s i d a d e temperatura ou tipo espectral Diagrama Hertzsprung-Russell ou Diagrama H-R

Estes resultados podem ser visualizados em um diagrama da luminosidade

em função da temperatura.

(52)

Diagrama H-R

...representa uma das maiores sínteses observacionais

• _{Na figura abaixo}_{cada ponto representa uma estrela}_{. Vemos que as estrelas não estão distribuídas}

ao acaso, o que significa que existem correlações bem definidas entre a luminosidade (ou

magnitude absoluta - M) e a temperatura superficial, ou Tipo espectral ou índice de cor veja eixo x abaixo.

• _{4 grandes grupos de estrelas podem ser identificados na figura abaixo.} • _{Quem são estes grupos ? Qual a importância deles?}

ou ou

(53)

Uma observação acerca das possíveis grandezas físicas que

podem ser utilizadas nos eixos x e y do D-HR

(54)

Diagrama H-R:

identificando os 4 grandes grupos mais relevantes

-

O maior grupo de estrelas (85%) encontra-se na Sequência Principal (SP), cujas

principais propriedades são:

10

-2

_{< Lsol < 10}

6

2500 < Tsup (K) < 50.000

0,1 < Rsol < 10

M

T

(55)

-

Algumas estrelas se posicionam acima da SP tendo L mais alta para a mesma Tsup das estrelas da SP.

...como a Tsup destas estrelas é a mesma das estrelas da SP, ou seja, a emissão de energia por m2

de área é a mesma, para que L seja maior, a estrela deve ser maior....daí o nome de Gigantes e Supergigantes. Se caracterizam, respectivamente, por:

103_<_Lsol_{< 10}5_;_{Tsup (K)}_{< 5000 ; 10 <}_Rsol_{< 100}

Caracterizando os 4 grandes grupos de Estrelas –

Gigantes e Supergigantes

105_<_Lsol_{< 10}6_{; 3000 <}_{Tsup (K)}_{< 50000 ;}_R_{≈ 10}3 _Rsol

(56)

-

Algumas estrelas se posicionam abaixo da SP tendo L mais baixa para a mesma Tsup das

estrelas da SP.

C

omo são estrelas relativamente quentes elas são chamadas de Anãs Brancas.

Se caracterizam por:

L ≈ 0.014 Lsol ; Tsup (K) ≈ 10.000 ; R ≈ 0.04 Rsol

(57)

Estrelas também podem ser classificadas de acordo com a classe de

luminosidade adicionalmente ao tipo espectral (ex: Sol - G2V)

(58)

Diagrama H-R: D-HR

• _{As estrelas podem ser separadas no D- HR de} acordo com sua categoria

.

• Exemplos:

• Sol é considerado uma estrela anã.

• _{Betelgeuse é uma}_{supergigante.}

• Sirius B e Procyon B, são Anãs Brancas. - Muito quentes e muito menores que o Sol.

- Sol: G

₂

V

Localização no D-HR de algumas estrelas brilhantes conhecidas próximas do Sol

(59)

Lembrando que o tamanho das estrelas pode ser obtido pelas equações abaixo

...ver slide 32...

ou

L

✶

=4πσR

✶2

T

efetiva4

R

✶

=

1 T

_efetiva2

√

L

_✶

4πσ

(60)

Comparação das dimensões das estrelas...

L

_✶

=4πσR

_✶2

T

_efetiva4

ou que

_R

✶

=

1 T

_efetiva2

√

L

_✶

4πσ

(61)

Diagrama H-R e tamanho das estrelas

...podemos posicionar algumas estrelas conhecidas no D-HR, e observar suas propriedades

Arcturus: Raio = 17.890.000 km (25,7 R☉)

Ts: 4.290 K

Tipo Espectral→ K2III

Betelgeuse: Raio = 821.300.000 km (1.180 R☉)

Ts = 3.500 K

TE → M2Iab; Supergigante vermelha uma das maiores conhecidas e pode se tornar uma SN nos próximos 1000 anos

Sol: Raio = 695.700 km Ts = 5.777 K

TE → G2V ; Anã

Sírius A: Raio = 1. 191. 000 km (1,711 R☉) Ts = 9940 K

Tipo Espectral (TE) -> A15

20 vezes mais brilhante que o Sol

(62)

O B A F G K M

Row 1 Row 2 Row 3 Row 4 0 2 4 6 8 10 12 Column 1 Column 2 Column 3 Sírius A: A1V Sol: G2V Arcturus: K2III Betelgeuse: M2Iab

Estrelas + quentes Estrelas + frias ...Para lembrar: “Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me”

T

Quanto maior a temperatura, mais ionizado o gás nas camadas mais externas

O grau de ionização determina que

linhas espectrais são formadas

GI

+

Tipos Espectrais (OBA...etc.) relacionados com T e GI

(63)

Diagrama H-R:

linhas diagonais que posicionam os raios estelares

• Estrelas até 5pc de distância.

• 100 estrelas + brilhantes

R

_✶

₌

1 T

_efetiva2

√

L

_✶

(64)