O parâmetro de densidade Verificar!!!! Universo com várias componentes Densidade crítica.

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1 O parâmetro de densidade Verificar!!!! Universo com várias componentes Densidade crítica

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3 Distâncias em Astronomia

4 O brilho é medido em magnitude: proposto há 2.000 anos pelo astrônomo grego Hiparco, que agrupou todas as estrelas que conseguia ver a olho nu em seis categorias de brilho. Primeira tentativa de classificar as estrelas segundo seu brilho. Enganavam-se com relação ao tamanho. Quanto menor seu valor, mais brilhante é o astro. A classificação de Hiparcos tornou-se obsoleta com o advento dos telescópios Definição moderna: Resposta do olho humano é logarítimica: um objeto de magnitude 1 é 2,5 vezes mais brilhante que um de magnitude 2 Os astrônomos escolheram a estrela Vega, a mais brilhante da constelação de Lira, para representar o zero da escala. Magnitude aparente (m)!! Brilho das estrelas Define o zero da escala

5 Magnitude absoluta Como comparar realmente o brilho entre as estrelas? Magnitude absoluta (M): é definida como a magnitude aparente que a estrela teria se estivesse a uma distância de 10 pc (3,09 x 10 16 m) Correção da absorção interestelar

6 Brilho aparente Uma diferença de 5 magnitudes corresponde a uma diferença de 100 vezes no brilho.

7 Sistemas de magnitudes O fluxo das estrelas varia com o comprimento de onda!!!!! Sistema de magnitudes UBV: combinação de magnitudes na regiões espectrais ultravioleta (U), azul (B) e visual (V). O visual fica no amarelo. Essas bandas espectrais são centradas em 3600 Å, 4200 Å e 5500 Å respectivamente. No sistema UBV as magnitudes aparentes são indicadas pelas letras maiusculas U, B e V, e as magnitudes absolutas correspondentes são indicadas por M B,M V,M U Índice de cor: É a diferença de magnitude em duas bandas diferentes, por exemplo, B-V, ou U-B. Estão relacionadas com propriedades intrísecas das estrelas, como temperatura por exemplo. Para o Sol: U-B=0,17 e B-V=0,68

8 Medindo distâncias em astronomia: Estimadores primários.

9 Paralaxe trigonométrica Hipparcos (1989-1993): liberou 120 mil paralaxes de estrelas em 1997 com precisão de 0.002”. Gaia (2013-): obter a paralaxe de 1 bilhão de estrelas com erros da ordem de microarco. Medir precisamente o desvio da luz pelo sol, entre outros.

10 Paralaxe cinemática A suposição é que todas as estrelas possuem a mesma velocidade espacial Método aplicado a estrelas em aglomerados abertos, pois possuem velocidades espaciais similares. Os aglomerados estelares abertos são grupos estelares formados a partir de uma mesma nuvem molecular, sem estrutura e em geral de forma irregular e englobam centenas de estrelas. Também se denominam aglomerados galácticos, pois se podem encontrar por todo o plano galáctico. Este método é utilizado para distâncias até cerca de 200 pc. Foi aplicado com grande sucesso para o aglomerado Hyades, um aglomerado aberto com cerca de 200 estrelas e uma distância de 45 pc. Temos também: grupo ursa-maior com 60 estrelas e distância de 25 pc e as Pleiades com 600 estrelas e distância de 130 pc. A distância atual direta, via paralaxe, estimada até Hyades é de cerca de 46 pc.

11 Aglomerado Fechado: muito velho, vermelho e populoso (mais de 1000 estrelas), encontra-se principalmente no halo com forte atração gravitacional entre as estrelas (minigaláxias). Forma-se no colapso da nuvem molecular que origina a galáxia. Aglomerado aberto: jovem, azul (quentes), no plano galáctico e menos populoso (centenas de estrelas). Forma-se do colapso de nuvens do disco.

12 Utilizando as Hyades como base, adota-se a hipótese de que as estrelas da sequência principal, de todos os aglomerados abertos da galáxia tem a mesma magnitude absoluta M V das Hyades. Por comparar as magnitudes aparentes com as absolutas é possível estimar a distância até o aglomerado aberto como: Método de ajuste da sequência principal m V -M V = 5log d(pc) -5 + A

13 Método de ajuste da sequência principal Com o advento do satélite Hipparcos a calibração da sequência principal foi feita utilizando cerca de 100 mil estrelas com as distâncias de paralaxe trig. conhecidas!!!

14 Estrelas variáveis Durante a SP, a luminosidade das estrelas varia muito pouco e lentamente. Quando a estrela evolui para os estágios subseqüentes, ela passa por fases em que sua luminosidade varia dramáticamente com o tempo, em períodos que duram de algumas horas a alguns anos. Estrelas nessas fases são chamadas variáveis. Um tipo importante de estrelas variáveis são as variáveis pulsantes, que são estrelas que apresentam variações em períodos regulares e previsíveis. Dois tipos de variáveis pulsantes são as Cefeidas e as RR Lyrae. Ambas estão na fase de queima de He no núcleo, e no diagrama H-R se localizam acima da SP, numa faixa chamada faixa de instabilidade. Durante uma pulsação, a Cefeida quando está com o raio menor e temperatura maior, ioniza o hidrogênio, aumentando o número de partículas e, portanto, aumentando a pressão. O aumento de pressão aumenta o raio, diminuindo a temperatura, recombinando o hidrogênio. Pela redução do número de partículas, a pressão diminui e a estrela se contrai, aumentando a temperatura e recomeçando o ciclo.

15 Estrelas variáveis RR Lyrae: são estrelas evoluídas que estão começando a queimar o hélio no núcleo, muito comuns em aglomerados globulares. Seus períodos de pulsação são pequenos, entre 0,5 e 1 dia, com variações em magnitude menores do que 1 magnitude. Todas têm tipo espectral entre B8 e F2. São encontradas no halo e no bojo galáctico. Cefeidas: são supergigantes com tipo espectral entre F e K. Também pulsam de forma regular, mas podem apresentar períodos de pulsação entre 1 e 100 dias, com amplitudes de pulsação entre 0,3 e 3,5 magnitudes. São encontradas no disco galáctico.

16 RR Lyrae O Halo galáctico é populado por aglomerados globulares tendo uma distribuição esferoidal. Com a medida tri-dimensional desta distribuição é possivel estimar o centro galáctico, pois estará no centro de gravidade. Esta estimativa foi possível devido a presença das RR Lyrae nestes aglomerados. A distância até centro da galáxia, estimada em 8 kpc.

17 Cefeidas As observações indicam que: As distâncias até Andrômeda e até as galáxias do grupo local foram estimadas usando as Cefeidas. O Grupo Local é o grupo de galáxias que inclui nossa Galáxia. O grupo abrange mais de 35 galáxias, com o centro gravitacional localizado entre a Via Láctea e a Andrômeda. As galáxias do Grupo Local cobrem cerca de 10 milhões de anos-luz de diâmetro. O limite na utilização é de cerca de 30 Mpc. Dependência com a metalicidade! Calibrada com cefeidas cuja paralaxe são conhecidas, por exemplo.

18 Cefeidas

19 Medindo distâncias em astronomia: Estimadores Secundários

20 A relação de Tully-Fischer Podemos estimar a luminosidade absoluta até as galáxias espirais a partir do alargamento de suas linhas de emissão em 21 cm, devido ao efeito Doppler. A largura, W, da linha nos permite obter a velocidade de rotação máxima da galáxia, que está relacionada com sua massa total que por sua vez está relacionada com sua luminosidade total (Tully e Fischer 1977). Sem rotação Com rotação Magnitude Abs.

21 A relação de Tully-Fischer É necessário achar cefeidas em espirais próximas para calibrar a relação

22 A relação de Faber-Jackson: galáxias elípticas Podemos estimar a luminosidade absoluta até as galáxias elípticas a partir da medida de dispersão de velocidades das estrelas (Faber e Jackson 1976). O movimento estelar é caótico, o que alarga as linhas de absorção e emissão. Principalmente absorção da Hα.

23 A relação de Faber-Jackson: galáxias elípticas Não há cefeidas!!! É necessário outro estimador para calibrar a relação. Relação aproximada. Também aplicável a aglomerados globulares.

24 O plano fundamental: galáxias elípticas Existe uma relação para galáxias elípticas cuja dispersão é menor que a relação de Faber-Jackson. Esta relação é chamada de plano fundamental e inclui o raio efetivo (raio cujo a luminosidade é a metade da central), o brilho superficial (fluxo/ângulo sólido) dentro do raio efetivo e a dispersão de velocidades.

25 A relação D n x σ Uma outra relação de escala importante envolvendo galáxias elípticas é a relação D n x σ, onde D n é o diâmetro dentro do qual o brilho superficial médio corresponde ao valor de 20.75 mag/arcsec 2 na banda B. É possível mostrar que existe uma relação entre este diâmetro e a dispersão de velocidades, dada por

26 Galáxias super-gigantes (CD) São galáxias elíticas que estão no centro dos aglomerados de galáxias. Chegam a ter um diâmetro de 3 milhões de anos- luz. m-M= 5log d(pc) -5

27 Nebulosas planetárias Uma nebulosa planetária é um objeto astronómico (nomeadamente, uma nebulosa de emissão) que é constituído por um invólucro brilhante em expansão de plasma, expulsa durante a fase de ramo gigante assimptótico que atravessam as estrelas gigantes vermelhas nos últimos momentos das suas vidas. O nome é devido a que os seus descobridores, no século XVIII, observaram que a sua aparência era similar aos planetas gigantes vistos através dos telescópios ópticos da época. São reconhecidas facilmente pelas intensas linhas de emissão [OIII] a 5007A.

28 Nebulosas planetárias A distribuição de brilho de nebulosas em galáxias tem um limite superior. Assim, se um número suficiente de nebulosas são observadas e suas magnitudes medidas, é possível estimar a distância da galáxia. m-M= 5log d(pc) -5

29 Função de luminosidade de Aglomerados Globulares A idéia é parecida com as nebulosas, existe um pico na magnitude para estas estruturas. O gráfico ao lado representa as pertencentes a “nossa” galáxia. Esta técnica pode ser usada até distâncias de pouco mais de 100 Mpc.

30 Função de luminosidade de Aglomerados Globulares Parâmetro de Hubble via GC

31 Supernovas Tipo Ia Ocorre em sistemas binários quando um das estrelas encontra-se no estágio de anã branca, estrela superdensa composta por carbono e oxigênio, e acreta massa da companheira. Há a possibilidade também de colisão de duas anãs brancas. O espectro é bem característico com ausências de linhas de hidrogênio.

32 Supernovas Tipo Ia Nas densidades das anãs brancas, composto basicamente por carbono e oxigênio, ordem de 10 9 g/cm 3, o gás de elétrons é degenerado, não obedecendo a eq. do gás ideal, mas a pressão é proporcional a 1/3 da densidade eletrônica. Nestas circunstância, o aumento da massa, diminui o raio, que aumenta a pressão de degenerescência e sustenta a estrela. Entretanto, há um limite superior para a massa de uma anã branca, para o qual o seu raio tende a zero. Com 1.44 massas solares, limite de Chandrasekar, a pressão não suporta mais o próprio peso e colapsa violentamente.

33 Simulações mais recentes mostram que antes de atingir o limite de Chandrasekar, a temperatura de ignição do Carbono é alcançada. O gás acretado cai em cima do núcleo denso gerando ondas de choques e aumentando a temperatura até atingir a altíssima temperatura de ignição do carbono, 10 8 K, o que leva a uma fusão termonuclear do carbono descontrolada, uma vez que a estrela não se expande e esfria como era de se esperar, este comportamento é devido ao seu estado degenerado. A queima descontrolada consome pratica toda a estrela em fração de segundos, liberando energia de 5 bilhões de sóis e expulsando as camadas mais externas a velocidades de milhares de Km/s. A energia liberada é maior que a energia de ligação gravitacional e a estrela se despedaça no espaço. Supernovas Tipo Ia

34 Supernovas

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37 Escada de distância cósmica Erros variam de 1% até 30%

38 arXiv: 1604.01424 Galáxias hospedeiras de SNe Ia. Os pontos vermelhos são cefeidas. Estas serão usadas para calibrar as relações das Sne Ia.

39 Relação Período Luminosidade

40 Diagrama de Hubble 300 SNe Ia

41 Parâmetro de Hubble 0.01 < z < 0.15 (independente de modelo cósmico)

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