canopus por exemplo procyon
Transcrição
canopus por exemplo procyon
UFABC – NHZ3043 – NOÇÕES DE ASTRONOMIA E COSMOLOGIA – Curso 2016.2 Prof. Germán Lugones Capítulo 5 Astrofísica estelar: o diagrama HR Classificação espectral Espectros estelares foram obtidos para muitas estrelas bem antes do início do século 20. Os espectros ainda não eram muito bem entendidos, por isso a classificação antiga foi feita de acordo com as intensidades das linhas do hidrogênio. Foi adotada a ordem alfabética A, B, C, D, E ... sendo A a classe com linhas mais fortes, B a seguinte, e assim por diante. A classificação se estendia até a letra P. Na década de 1920, os astrônomos perceberam que as estrelas poderiam ser melhor classificadas de acordo com sua temperatura superficial. Em vez de adotar uma classificação inteiramente nova; eles reordenaram as categorias alfabéticas existentes em uma nova sequência com base na temperatura. No esquema moderno, as estrelas mais quentes são do tipo O, porque elas têm linhas de absorção de hidrogênio muito fracas e estavam classificadas perto do fim na classificação antiga. Em ordem de temperatura decrescente, as classes espectrais (ou tipos espectrais) sobreviventes são atualmente O, B, A, F, G, K, M. (As outras letras foram retiradas.) Cada tipo espectral se subdivide em 10 sub-classes, sendo 0 a mais quente, dentro da classe, e 9 a mais fria. Para lembrar: “Oh, Be A Fine Girl (Guy), Kiss Me” TABLE 17.2 Spectral Class Stellar Spectral Classes Surface Temperature (K) O 30,000 B 20,000 A 10,000 F 7000 G 6000 K 4000 M 3000 17.4 Stellar Sizes drawn through both measured points. To the extent that 20,00 Absorption Linesapproximated Familiar a Noteworthy star’s spectrum is well as a Examples blackbody, measurements of the B andionized V fluxes are enough Ionized helium strong; multiply Mintaka (O9)to specify theelements; star’s blackbody heavy hydrogen faintcurve and thus yield its surface 10,00 temperature. Neutral helium moderate; singly ionized Rigel (B8) Thus, astronomers can estimate a star’s temperature heavy elements; hydrogen moderate simply by measuring and comparing the amount of light Neutral helium very faint; singly ionized Vega (A0), Sirius (A1) 700 received through different heavy elements; hydrogen strong colored filters. As discussed in Chapter 5, this type of non-spectral-line analysis Singly ionized heavy elements; neutral Canopus (F0) using a standard set of filters is known as photometry. metals; hydrogen moderate 600 (Sec. 5.3) Table 17.1 lists, for several prominent stars, Singly ionized heavy elements; neutral Sun (G2), Alpha Centauri (G2) the surface temperatures derived by photometric means, metals; hydrogen relatively faint along with the color that would be perceived in the absence Singly ionized heavy elements; neutral Arcturus (K2), Aldebaran (K5) ofmetals filters. 400 strong; hydrogen faint Neutral atoms strong; molecules moderate; Betelgeuse (M2), Barnard’s hydrogen very faint star (M5) TABLE 17.1 Stellar Colors and Temperatures 300 Surface Color Familiar Examples at short wavelengths. Steadily improving interferometric Temperature (K) 30,000 Most stars are unresolved points of light in the sky, even when viewed through the largest telescopes. Even so, 20,000 astronomers can often make quite accurate determinations 10,000 of their sizes. 7000 Direct and Indirect Measurements6000 4000 Some stars are big enough, bright enough, and close 3000 enough to allow us to measure their sizes directly. One and adaptive-optics techniques have allowed astronomers Blue-violet Mintaka (d Orionis) ▲ FIG to construct very-high-resolution stellar images in a small obser number ofBlue cases. Some results Rigel show enough detail to show a few surface features, asVega, noted in Figure 17.11(b) fortempe the White Sirius comp (Sec. 5.4 and 5.6) same star Betelgeuse. spectr Yellow-white Canopus Once a star’s angular size has been measured, if its distance show Yellow Sun, Alpha Centauri is also known, we can determine its radius by simple geometry. cooles (Sec. 1.6) For example,Arcturus, with a distance of 130 pc andofan Orange Aldebaran neu angular diameter of up to 0.045–, Betelgeuse’s maximum tempe Red Betelgeuse, Barnard’s star radius is 630 times that of the Sun. (We say “maximum radius” 650 nm 400 nm Hydrogen 30,000 K O Helium B 20,000 K Carbon Helium A 10,000 K Iron Calcium F 7000 K Sodium Magnesium Oxygen Iron G 6000 K Oxygen 4000 K K 3000 K M Many molecules Comparison of spectra observed for seven different stars having a range of surface temperatures. These are not actual spectra, which are messy and complex, but simplified artists’ renderings illustrating notable spectral features. The spectra of the hottest stars, at the top, show lines of helium and multiply ionized heavy elements. In the coolest stars, at the bottom, helium lines are absent, but lines of neutral atoms and molecules are plentiful. At intermediate temperatures, hydrogen lines are strongest. hs s O. ony due to singly ionized calcium, must be just right to remove one mer lines Hβ , Hγ and Hδ are al class A2. These lines correthe level the principal quantum = 2. If the temprature is too high – – – – II luminous giants, III normal giants, IV subgiants, V main sequence stars (dwarfs). The luminosity class is determined from spectral lines that depend strongly on the stellar surface gravity, which is closely related to the luminosity. The masses 22.4.1 A seqüência espectral e a temperatura das estrelas Cada linha escura no espectro de uma estrela está associada à presença de um elemento quı́mico na atmosfera da estrela. Isso pode nos levar a pensar que as estrelas com linhas espectrais diferentes têm composição quı́mica diferente. No entanto, atualmente se sabe que a composição quı́mica das estrelas em geral é praticamente a mesma: aproximadamente 90% hidrogênio e aproximadamente 10 % hélio; todos os outros elementos juntos contribuem entre 1% e 2% da composição e são chamados de metais. Portanto, o hidrogênio é de longe o elemento quı́mico mais abundante nas estrelas, e ainda assim as linhas do hidrogênio, embora fortes em algumas estrelas, são fracas em outras. Como isso se explica? Na verdade, mais do que a composição quı́mica, é a temperatura que determina o espectro das estrelas. Consideremos uma linha de Balmer do hidrogênio. Essas linhas se originam em transições entre o segundo nı́vel de energia do hidrogênio e qualquer outro nı́vel acima dele: transições de nı́vel para cima (n2 > 2) resultam em absorção, transições de nı́vel para baixo (n2 = 2) resultam em emissão. Então, para uma estrela ter linhas de Balmer intensas, ela precisa ter muitos átomos de hidrogênio excitados ao nı́vel n=2. Isso acontece em estrelas com temperatura em torno de 10 000 K em outras. Como isso se explica? Na verdade, mais do que a composição quı́mica, é a temperatura que determina o espectro das estrelas. Consideremos uma linha de Balmer do hidrogênio. Essas linhas se originam em transições entre o segundo nı́vel de energia do hidrogênio e qualquer outro nı́vel acima dele: transições de nı́vel para cima (n2 > 2) resultam em absorção, transições de nı́vel para baixo (n2 = 2) resultam em emissão. Então, para uma estrela ter linhas de Balmer intensas, ela precisa ter muitos átomos de hidrogênio excitados ao nı́vel n=2. Isso acontece em estrelas com temperatura em torno de 10 000 K (kT = 0, 86 eV); para temperaturas muito mais baixas, como a do Sol por exemplo, o hidrogênio está no estado fundamental, e poucas colisões podem acontecer que sejam energéticas o suficiente para excitar o hidrogênio. Já em estrelas com temperaturas muito mais altas, o hidrogênio está quase todo ionizado, devido às freqüentes colisões, e novamente existem muito poucos átomos excitados. Assim, as linhas de Balmer ficam fracas em estrelas muito 211 quentes ou muito frias, apesar de o hidrogênio existir abundantemente em todas. 22.5 Classificação de luminosidade A classificação espectral de Harvard só leva em conta a temperatura das estrelas. Considerando que a luminosidade de uma estrela é dada por A classificação espectral é função da temperatura do índice de cor. received through different colore in Chapter 5, this type of non using a standard set éoffunção filters is k superficial, mas também (Sec. 5.3) Table 17.1 lists, for se the surface temperatures derived b along with the color that would be p of filters. TABLE 17.1 Stellar Colors and Surface Temperature (K) Color 30,000 Blue-violet 20,000 Blue 10,000 White 7000 Yellow-white 6000 Yellow 4000 Orange 3000 Red .5 Classificação de luminosidade Classificação de luminosidade lassificação deHarvard Harvard só leva em aconta a temperatura A classificaçãoespectral espectral de só leva em conta temperatura das estrelas. Considerando que a luminosidade de uma estrela é dada por estrela é dada por elas. Considerando que a luminosidade de uma L = 4ºR2 æTef4 vemos a luminosidade de estrela com maior raio é maior, a mesma mos que que a luminosidade deuma uma estrela com maior raio para é maior, par temperatura. sma temperatura. Em 1943, William Wilson Morgan (1906-1994), Ph lds Keenan (1908-2000) e Edith Kellman, do Observatório de Yerkes, Em 1943,asforam diferentes classes de luminosidade (de Morganduziram seis introduzidas diferentesseis classes de luminosidade, baseados nas largu Keenan), baseadas que nas larguras de linhasàespectrais que superficial: são sensíveis à gravidade inhas espectrais são sensı́veis gravidade superficial: • Ia• -Iasupergigantes superluminosas. Exemplo: Rigel (B8Ia) - supergigantes superluminosas. Exemplo: Rigel (B8Ia) • • • Ib - supergigantes. Exemplo: Betelgeuse (M2Iab) Ib• -IIsupergigantes. Exemplo: Betelgeuse - gigantes luminosas. Exemplo: Antares (MII) (M2Iab) • III - gigantes. Exemplo: Aldebarã (K5III) - subgigantes. Exemplo: Exemplo: α Crucis (B1IV) II •- IV gigantes luminosas. Antares (MII) • V - anãs (sequência principal). Exemplo: Sírius (A1V) • III - gigantes. Exemplo: Aldebarã (K5III) A classe de luminosidade de uma estrela também é conhecida pelo seu A classe deIsso luminosidade uma estrela pode ser conhecida pelo seu espectro. Isso espectro. é possı́veldeporque a largura das linhas espectrais depende é possível porque a largurasuperficial, das linhas espectrais depende fortemente da àgravidade fortemente da gravidade que é diretamente relacionada lumisuperficial,As quemassas é diretamente relacionada à luminosidade: nosidade. das gigantes e anãs da seqüência principal são similares, mas ‣oAraio das gigantes é muitonamaior. Como a aceleração gravitacional é aceleração gravitacional superfície de uma estrela é dada por g: dada por g: GM g= , 2 R ela é‣ muito maiordepara umaiguais, anã do uma maior Para estrelas massas g é que muitopara maior paragigante. uma anã Quanto do que para uma a gravidade gigante.superficial, maior a pressão e, portanto, maior o número de colisões entre as partı́culas na atmosfera da estrela. As colisões perturbam os maiordos a gravidade superficial, maior pressão e, portanto, maior o ‣ Quanto nı́veis de energia átomos, fazendo com que aeles fiquem mais próximos número de colisões entre as partículas na atmosfera da estrela. 212energia dos átomos, fazendo com que eles ‣ As colisões perturbam os níveis de fiquem mais próximos ou mais afastados entre si do que o normal. ‣ Assim, os átomos perturbados podem absorver fótons de energia e comprimento de onda levemente maior ou menor do que os que os fótons absorvidos nas transições entre níveis não perturbados. ‣ O efeito disso é que as linhas ficam alargadas (alargamento colisional ou de pressão). Portanto, para uma mesma temperatura, quanto menor a estrela, mais alargada será a linha, e vice-versa. Super-gigantes Gigantes Sub-gigantes SP Anã branca O diagrama HR O Diagrama de Hertzsprung-Russell, conhecido como diagrama HR, foi descoberto em 1911-1913, como uma relação existente entre a luminosidade de uma estrela e sua temperatura superficial. ‣ Tanto a luminosidade (ou magnitude absoluta) como a temperatura superficial de uma estrela, são características facilmente determináveis para estrelas de distâncias conhecidas: a primeira pode ser encontrada a partir da magnitude aparente, e a segunda a partir de sua cor ou tipo espectral. ‣ Hertzsprung descobriu que estrelas da mesma cor podiam ser divididas entre luminosas, que ele chamou de gigantes, e estrelas de baixa luminosidade, que ele chamou de anãs. Dessa forma, o Sol e a estrela Capela têm a mesma classe espectral, isto é, a mesma cor, mas Capela, uma gigante, é cerca de 100 vezes mais luminosa que o Sol. ◀ K range Ia 10,000 Luminosity (solar units) Ib II III 100 MA IN 1 IV SE QU EN CE 0.01 (b) V 0.0001 30,000 o w o Kc 10,000 6000 Surface temperature (K) 3000 Spectral classification (a) Nesse diagrama, a temperatura cresce para a esquerda, e a luminosidade para cima. astronomers can usually tell with a high degree of confidence what sort of object it is. Now we have a way of specifying a star’s location in the diagram in terms of properties that are measurable by purely spectroscopic means: Spectral type and luminosity class define a star on the H–R diagram just as surely as do temperature and luminosity. The full specification of a star’s spectral properties includes its luminosity class. For example, the Sun, a G2 main-sequence star, is of class G2V, the B8 blue supergiant Rigel is B8Ia, the red dwarf Barnard’s star is M5V, the red supergiant Betelgeuse is M2Ia, and so on. Consider, for example, a K2-type star (Table 17.4) with a surface temperature of approximately 4500 K. If the widths of the star’s spectral lines tell us that it lies on the main sequence (i.e., it is a K2V star), then its luminosity is about 0.3 times the solar value. If the star’s A maior parte das estrelas está alinhada ao longo de uma estreita faixa na diagonal que vai do extremo superior esquerdo (estrelas quentes e muito luminosas), até o extremo inferior direito (estrelas frias e pouco luminosas). Essa faixa é chamada sequência principal. O fator que determina onde uma estrela se localiza na sequência principal é a sua massa: estrelas mais massivas são mais quentes e mais luminosas. As estrelas da sequência principal têm, por definição, classe de luminosidade V, e são chamadas de anãs. (c) n b ti n s s c m h C 4 ◀ K range o w o Kc Ia 10,000 Luminosity (solar units) Ib II III 100 MA IN 1 IV SE QU EN CE 0.01 (b) V 0.0001 30,000 10,000 6000 Surface temperature (K) 3000 Spectral classification (a) astronomers can usually tell with a high degree of confidence what sort of object it is. Now we have a way of specifying a star’s location in the diagram in terms of properties that are measurable by purely spectroscopic means: Spectral type and luminosity class define a star on the H–R diagram just as surely as do temperature and luminosity. The full specification of a star’s spectral properties includes its luminosity class. For example, the Sun, a G2 main-sequence star, is of class G2V, the B8 blue supergiant Rigel is B8Ia, the red dwarf Barnard’s star is M5V, the red supergiant Betelgeuse is M2Ia, and so on. Consider, for example, a K2-type star (Table 17.4) with a surface temperature of approximately 4500 K. If the widths of the star’s spectral lines tell us that it lies on the main sequence (i.e., it is a K2V star), then its luminosity is about 0.3 times the solar value. If the star’s (c) Um número substancial de estrelas também se concentra acima da sequência principal, na região superior direita (estrelas frias e luminosas). Essas estrelas são chamadas gigantes, e pertencem à classe de luminosidade II ou III. n b ti n s s c m h Bem no topo do diagrama existem algumas estrelas ainda mais luminosas: são C 4 chamadas supergigantes, com classe de luminosidade I. ◀ K range Ia 10,000 Luminosity (solar units) Ib II III 100 MA IN 1 IV SE QU EN CE 0.01 (b) V 0.0001 30,000 o w o Kc 10,000 6000 Surface temperature (K) 3000 Spectral classification (a) astronomers can usually tell with a high degree of confi- Finalmente, algumas estrelas se concentram no canto inferior dence whatesquerdo sort of object it is.(estrelas Now we have a quentes way of specifying a star’s location in the diagram in terms of properties e pouco luminosas): são chamadas anãs brancas. Apesar do nome, estrelas na that are measurable by purelyessas spectroscopic means: Spectral and luminosity class define a star on the H–R diagram verdade cobrem um intervalo de temperatura e cores quetype abrange desde as mais quentes, just as surely as do temperature and luminosity. The full star’s spectral properties lumique são azuis ou brancas e têm temperatura superficiaisspecification de atéof a170000 K, atéincludes as itsmais nosity class. For example, the Sun, a G2 main-sequence star, is of class G2V, the3500 B8 blue supergiant frias, que são vermelhas e têm temperaturas superficiais de apenas K. Rigel is B8Ia, the red dwarf Barnard’s star is M5V, the red supergiant Betelgeuse is M2Ia, and so on. Consider, for example, a K2-type star (Table 17.4) with a surface temperature of approximately 4500 K. If the widths of the star’s spectral lines tell us that it lies on the main sequence (i.e., it is a K2V star), then its luminosity is about 0.3 times the solar value. If the star’s Estima-se que em torno de 90% das estrelas nas vizinhanças do Sol são estrelas da sequência principal. Aproximadamente 10% são anãs brancas e menos do que 1% são gigantes ou supergigantes. (c) n b ti n s s c m h C 4 Luminosity (solar units) Spica A Fig. da esquerda: diagrama HR das100 estrelas mais brilhantes do céu 100100 Deneb Rigel Canopus Vega Sirius A 1 1 Antares RED GIANT Betelgeuse REGION Antares Betelgeuse Mira Aldebaran Capella 100 R Capella Vega Arcturus Arcturus Sirius A Altair a Centauri 10 R Procyon A a Centauri Sun Sun MAIN SEQUENCE 1R 0.01 0.01 If very luminous blue giants are overrepresented in Figure 17.15, low-luminosity red dwarfs are surely underrepresented. In fact, no dwarfs appear on the diagram. This 10,000 absence is not surprising because low-luminosity stars are difficult to observe from Earth. In the 1970s, astronomers 100 R began to realize that they had greatly underestimated the 100 number of red dwarfs in our galaxy. As hinted at by the H–R Sirius A Fig. da diagram in Figure 17.14, which MAINshows an unbiased sample of SEQUENCE direita: stars in the solar actually the Altairneighborhood, red dwarfs are10 R diagrama Centauri a most common type of star Procyon A in the sky. In fact, they probably 1 account for upward of 80 Sun percent of all starseinEridani the universe. HR das In contrast, O- and B-type supergiants are extremely rare, estrelas R with only about 1 star in 10,000 falling into these1categories. Luminosity (solar units) 10,000 10,000 Luminosity (solar units) ANIMATION/VIDEO White Dwarfs in Globular Cluster BLUE Rigel GIANTS 0.01 Sirius B Procyon B Barnard’s star 0.1 R Sirius B WHITE DWARF REGION White Dwarfs and Red Giants RED Procyon B DWARFS 0.1 R vizinhas do Sol (até ~5pc). SELF-GUIDED TUTORIAL Hertzsprung–Russell Diagram Most stars lie on the main sequence. some of the Barnard’sHowever, star Proxima Centauri 0.0001 0.0001 0.0001 Proxima Centauri points plotted in Figures 17.13 through 17.15 clearly do not. One30,000 such point in Figure 17.13 represents Procyon 30,000 10,000 6000 3000 10,000 6000 3000 B, the white 30,000 10,000 6000 3000 dwarf discussed earlier (Section 17.4), with surface temperaSurface temperature (K) (K) Surface temperature (K) Surface temperature ture 8500 K and luminosity about 0.0006 times the solar value. A few more such faint, hot stars can be seen in Figure 17.14 in the bottom left-hand corner of the H–R diagram. This region, Spectral classification Spectral classification Spectral classification known as the white-dwarf region, is marked on Figure 17.14. Interactive FIGURE 17.14 H–R Diagram of Nearby ▲Interactive FIGURE H–R Diagram of Well-Known FIGURE 17.15 H–R17.13 Diagram of Brightest Stars An H–R Also shown in Figure 17.13 is Aldebaran (discussed Stars Most stars have properties within the long, thin, shaded Stars A plot of luminosity against surface temperature (or diagram for the 100 brightest stars in the sky is biased in favor of the Ao interpretar o diagrama HR, temos de levar em conta os17.4), efeitos de seleção: inregion Section whose surface is 4000 of the H–R diagram known astemperature the main sequence. The K and spectral class) is a useful wayappear to compare stars. here are most luminous stars—which toward thePlotted upper left—because whose luminosity is some 300 times greater than the Sun’s. points plotted here are for stars lying within about 5 pc of the data some starseasily mentioned earlier in the text. The Sun, we can seefor them more than we can the faintest stars. (Compare the Sun. dashed diagonal line corresponds a constant Another point represents Betelgeuse (Alphastellar Orionis), ‣ Se fizermos diagrama HR destars.) umaof amostra deEach estrelas limitada portomagnitude aparente, which has aum luminosity of 1 solar unit and a temperature with Figure 17.14, which shows only the closest radius. (Recall that the symbolstar “R } ” means the ninth-brightest in the“solar sky,radius.”) a little cooler than 5800 K, is a G-type star. The B-type star Rigel, at top left, has a um temperature grandeofnúmero intrinsecamente brilhantes about 11,000 de K andestrelas a luminosity more than 10,000 Aldebaran, butvão moreaparecer. than 100 times brighter. The upper constant-radius the radius–luminosity–tempertimesAlong that of athe Sun. The M-type line, star Proxima Centauri, at bottom right-hand corner of the H–R diagram, where these stars lieao Sol, ‣ Se fizermos outroofimplies diagrama com uma amostra de estrelas limitada pela distância right,ature has a temperature about 3000 luminosity less than relationship thatK and aHR, Figure shows 17.15), a more systematic study of region. stellar No (marked17.14 on Figure is called the red-giant 1 10.000 that of the Sun. (See also Overlay 1 of the acetate insert.) 4 properties, covering the 80 or so stars that lie within 5 pc red giants are found within 5 pc of the Sun (Figure 17.14), o diagrama será diferente. luminosity ∝ temperature . of the Sun. As more are included thethe diagram, but many of thepoints brightest stars seeninin sky arethe in fact ‣ A aparência do diagrama HR de estrelas pertencentes a um determinado aglomerado de main sequence “fills up,” and the pattern becomes more eviBy including such lines on our H–R diagrams, we can indicate red giants (Figure 17.15). Though relatively rare, red giants discussion mainly in terms of the more “theoretical” quandent.are Thesovast majority ofpor stars the immediate vicinity ofThey temperatures, luminosities, on a that, singlefor plot. bright that are in visible toesses great distances. tities,stellar temperature andfortemente luminosity, and butradii realize estrelas depende da idade do aglomerado e, they isso, diagramas são the Sun lie on the main sequence. We see a very clear trend as we traverse the main sequence form a third distinct class of stars on the H–R diagram, many purposes, color-magnitude and H–R diagrams repreimportantes para estudos detheevolução estelar. The of main-sequence range to bottom. Atthing. one end, stars are large, hot, and very surface differenttemperatures in their properties from both stars main-sequence sent from prettytop much the same Diagrama HR e tamanho das estrelas Lembremos que: L∗ = 4 π R∗2 σ Tef4 portanto: 1 R∗ = 2 Tef L∗ 4πσ ( log L∗ = 4 log Tef + log 4πσR*2 ) y = a⋅x+b Logo, em um diagrama HR cujos eixos sejam log(L) e log(T) temos linhas diagonais que permitem identificar o raio da estrela. Fig. 8.8. The Russell dia horizontal c be either the B − V , obta from observ spectral clas studies the e perature Te used. These to each oth dependence what with lu vertical axis absolute ma a (lg(L/L ⊙ the curves o dius are stra densest area sequence an tal, red giant branches co ant stars. Th are scattered ants. To the some white 10 magnitud main sequen ently brighte are marked w the nearest s with dots. Th the Hipparco Diagrama HR e populações estelares Aglomerados estelares: São grupos auto-gravitantes de estrelas que estão associadas entre si. As estrelas de um aglomerado estelar formaram-se da mesma nuvem de gás e portanto têm a mesma idade, a mesma composição química e a mesma distância. Existem aglomerados abertos, com dezenas a centenas de estrelas, como as Plêiades, a 410 anos-luz da Terra, com uma idade de aproximadamente 20 milhões de anos. Também existem aglomerados globulares com cerca de 10000 membros ou mais. São compactos, têm forma esférica, e suas estrelas figuram entre as mais velhas da Galáxia. O estudo dos aglomerados estelares permitiu que se estabelecessem dois tipos de populações estelares: Estrelas da População I - são jovens e ricas em metais. Estrelas da População II - são mais velhas e pobres em metais. Aglomerados jovens As principais diferenças entre populações são apresentadas em diagramas H-R de diferentes aglomerados. No aglomerado jovem das Plêiades (~ 20 milhões de anos): Todas as estrelas estão ainda na Sequência Principal As Plêiades: ricas em metais: (Z ~ 0,01), pertencem à População I. Aglomerados velhos Diagrama para um aglomerado bem mais velho: Omega Centauri ( > 10 bilhões de anos): A sequência principal vai desde estrelas tipo M até o ponto chamado de turnoff em F. Há uma grande concentração no ramo das gigantes, como aparece na parte superior. A metalicidade é muito baixa: Z < 0,001 (pobres em metais): é de População II. As Plêiades, mais ricas em metais (Z ~ 0,01), pertencem à População I. Jovem Velho espectroscópicas. A relação massa-luminosidade 23.4 A relação massa-luminosidade As massas das estrelas podem ser determinadas no caso de estrelas duplas orbitando umaAs emmassas torno da aplicando-se Terceira Lei de observações têm dasoutra, estrelas podem seradeterminadas no Kepler. caso de Essas estrelas duplas mostrado que uma as massas dasdaestrelas para ao longo da orbitando em torno outra, aumentam aplicando-sedea baixo Terceira Lei cima de Kepler. sequência principal. Pode-se, portanto, uma relação empírica Essas observações têm mostrado que estabelecer as massas das estrelas aumentam de massaluminosidade, vezda permite estimar as massas das estrelas baseadas baixo para que cimapor ao sua longo seqüência principal. Pode-se, portanto, esta- em seu uma relação massa-luminosidade, que por sua vez permite estimar tipo belecer espectral. as massas das estrelas baseadas em seu tipo espectral. Para estrelas com Paramassas estrelasgrandes, com massas grandes, que 3 amassas solares,é aproporciluminosidade é maiores do que maiores 3 massasdo solares, luminosidade proporcional ao cubo da massa; já massas para massas pequenas, menores 0,5 massa onal ao cubo da massa; já para pequenas, menores do que do 0,5que massa solar, a luminosidade é proporcional à potência 2,5 da ou seja: solar, a luminosidade é proporcional à potência 2,5massa, da massa, ou seja: M ∏ 3MØ , L / M 3 3MØ ∏ M ∏ 0, 5MØ , L / M 4 M ∑ 0, 5M 225Ø , L / M 2,5 As massas das estrelas variam entre 0,08 e 100 massas solares, ao passo que °4 e 10solares. +6 vezes As As massas das estrelas das variam entre 0,08 entre e 10010 massas luminosidades das as luminosidades estrelas variam a luminosidade dovariam sol. entre 10-4 e 10+6 vezes a luminosidade do sol. estrelas the HR diagram. The range is 2,000–40,000 K, and that L ⊙. The rotation of stars appea spectral lines. One edge of the ing us, the other edge is rec from the edges is Doppler s rotational velocity observed component along the line of is obtained by dividing with gle between the line of sight A star seen from the direction rotation. Assuming the axes of rota ented, the distribution of rota statistically estimated. The hot faster than the cooler ones. The equator varies from 200–250 k about 20 km/s for spectral ty rotational velocity may reach 5 The chemical composition duced from the strengths of t three-fourths of the stellar ma comprises about one-fourth, an elements is very small. The a ments in young stars (about 2% old ones, where it is less than * The Intensity Emerging Distâncias das estrelas Métodos usados para determinar distâncias dentro do sistema solar: radares ou leis de Kepler para os movimentos orbitais. No caso das estrelas as distâncias envolvidas são grandes demais, i.e. precisamos de outros métodos de determinação da distância. Para estrelas próximas podemos determinar a paralaxe estelar. Este método tem atualmente um limite de ~ 400 pc com Hiparcos. Exemplos: Próxima Centauro: p = 0,772'' ➔ d = 1,3 pc (ou 4,24 a.l.); Sirius : p = 0,38'' ➔ d = 2,63 pc (ou 8,58 a.l.); α Crux : p = 0,01'' ➔ d = 100 pc; β Crux : p = 0,0029'' ➔ d = 345 pc; Paralaxe espectroscópica: Uma das aplicações mais importantes do diagrama HR é a determinação de distâncias estelares. Suponha, por exemplo, que uma determinada estrela tem um espectro que indica que ela está na sequência principal e tem tipo espectral G2. Sua luminosidade, então, pode ser encontrada a partir do diagrama HR e será em torno de 1L⊙ (M = +5). espectral G2. Sua luminosidade, então, pode ser encontrada a partir do diaConhecendo-se magnitude portanto, sua distância pode ser conhecida a grama HR sua e será em torno aparente, de 1LØ (M = +5). Conhecendo-se sua magnitude portanto, sua distância pode ser conhecida a partir do seu módulo partiraparente, do seu módulo de distância: de distância: (m ° M ) = °5 + 5 log d °! d = 10(m°M +5)/5 é o módulo de distância, e onde onde (m-M)(m-M) é o módulo de distância, e m = magnitude aparente m = magnitude aparente M = magnitude absoluta M = magnitude absoluta d = distância em parsecs. d =a distância em parsecs. Em geral, classe espectral sozinha não é suficiente para se conhecer a luminosidade da estrela de forma única. É necessário conhecer também sua classe de luminosidade. Por exemplo, um estrela de tipo espectral G2 Essa pode maneira se obter as distâncias partir do seu tipo espectral terdeuma luminosidade de das 1 LØestrelas, , se for ada seqüência principal, ou ededa sua classe10deLluminosidade, é chamada método paralaxes uma gigante, oudas ainda de 100 Lespectroscópicas. Ø (M = 0), se for Ø (M = -5), se for uma supergigante. Essa maneira de se obter as distâncias das estrelas, a partir do seu tipo espectral e da sua classe de luminosidade, é chamada método das paralaxes espectroscópicas. 23.4 A relação massa-luminosidade Em geral, a classe espectral sozinha não é suficiente para se conhecer a luminosidade da estrela de forma única. É necessário conhecer também sua classe de luminosidade. Por exemplo, uma estrela de tipo espectral G2 pode ter uma luminosidade de 1L⊙ se for da sequência principal, ou de 10 L⊙ (M=0), se for uma gigante, ou ainda de 100 L⊙ (M=−5), se for uma supergigante. É necessário distinguir as classes de luminosidade. Como? Como mencionado antes, isso é possível usando o alargamento colisional das linhas; lembrar que estrelas maiores apresentam linhas mais estreitas. Escala de distância ~ 100.000 Paralaxe espectroscópica Distância Paralaxe estelar Radar Terra