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