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Estrelas Variáveis: Cefeidas Evandro Martinez Ribeiro.

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Apresentação em tema: "Estrelas Variáveis: Cefeidas Evandro Martinez Ribeiro."— Transcrição da apresentação:

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3 Estrelas Variáveis: Cefeidas Evandro Martinez Ribeiro

4 O que são Estrelas Variáveis? No céu todas as estrelas parecem piscar mas isso é causado pelo caminho que a luz percorre até chegar em nossos olhos. Estrelas Variáveis são aquelas que realmente variam sua luminosidade num período de tempo

5 Tipos de Estrelas Variáveis O General Catalogue of Variable Stars classifica as estrelas variáveis em seis classes distintas, de acordo com as razões causadoras da variabilidade observada: variáveis eruptivas variáveis pulsantes variáveis rotacionais variáveis cataclísmicas, explosivas, ou do tipo-Nova sistemas binários eclipsantes sistemas binários com fontes intensas de raios-X

6 Descobrindo as Cefeidas Em 1784, o astrônomo amador inglês John Goodricke ( ) descobriu a variabilidade de brilho da estrela δ Cephei, que passou a ser o protótipo da classe de variáveis Cefeidas. O período de variação encontrado por Goodricke foi de 5d8h, e o valor atual é de 5d8h53m27.46s Em 1894 o astrônomo russo Aristarkh Apollonovich Belopolskii ( ) notou deslocamentos nas linhas espectrais de δ Cephei, e deduziu que a atmosfera da estrela estava aumentando de tamanho e depois reduzindo.

7 Estudando as Cefeidas Henrietta Leavitt, trabalhando na Universidade de Harvard, notou a presença de diversas cefeidas nas Nuvens de Magalhães. Ela observou que o período dessas cefeidas é proporcional ao seu brilho. Ou seja, quanto mais brilhante maior o período que ela pisca. Essa relação é conhecida como relação período-luminosidade

8 Em 1916 Harlow Shapley observou uma cefeida cuja distância era conhecida e deduziu uma lei de período-luminosidade mais exata do que a de Henrietta tornando assim as Cefeidas em objetos chaves para se determinar a distância de alguns objetos. Estudando as Cefeidas

9 Como elas piscam ? A figura abaixo mostra o gráfico do período pela luminosidade de uma cefeida.

10 Como assim medir distâncias ? A relação período-luminosidade mostra que quanto maior o período mais brilhante é a estrela, mesmo que da Terra ela pareça fraca. Isso quer dizer que conhecendo o período da estrela, sabemos o seu brilho real e comparando com o brilho aparente visto da Terra descobrimos a que distância está a estrela.

11 ...Matematicamente: T Período; m Magnitude aparente; M Magnitude Real; D Distância da Terra M = -2,76 log(T) – 1,4 m = M / D² D² = M/m

12 Importância Foi utilizando esse método que Edwin Hubble mediu a distância da então nebulosa de Andrômeda mostrando que era um objeto muito mais afastado do que qualquer outro conhecido até então e provando a existência de outras Galáxias.

13 E porque elas piscam? As Cefeidas não só piscam mas também se expandem e contraem durante uma pulsação, podendo aumentar o seu raio em até 10 vezes. Essas pulsações ocorrem devido ao equilíbrio dinâmico das forças que agem sobre a Estrela, ou seja, a força da Gravidade, a pressão de radiação e outras se a estrela estiver girando.

14 E como elas piscam? Em 1917 Sir Arthur Stanley Eddington ( ) desenvolveu a teoria de oscilações radiais. Os artigos de Eddington de 1917, desenvolveram a teoria de pulsações adiabáticas em uma estrela gasosa com uma dada distribuição de densidades. Ele propôs que a mudança de transparência na atmosfera causa as pulsações: a atmosfera opaca retém o calor e causa a expansão, que por sua vez causa a redução da opacidade permitindo que a luz escape, esfriando a atmosfera e causando o colapso. Em 1960 o astrônomo americano John Paul Cox ( ) descobriu que a ionização parcial do hélio era a fonte de opacidade que fazia as Cefeidas pulsarem.

15 Existem tipos diferentes de Cefeidas? Hoje distinguimos entre dois tipos de cefeidas, as ricas em metal (Tipo 1 – Cephei) e as pobres em metal (Tipo 2 – W Virgin) Elas são Super-gigante de tipo espectral F, G ou K que pulsam com um período de até 100 dias

16 ~ FIM ~ Contato:

17 Bibliografia Catálogo de Cefeidas: –

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19 Cefeida Observada – L Carinae

20 Pulsação Em 1879 o físico alemão Georg Dietrich August Ritter ( ) publicou no Wiedemanns Annalen, 8, 172, a sugestão que pulsações não radiais, acompanhadas de variações na temperatura superficial, poderiam ser responsáveis pelas variações periódicas da luminosidade. Ritter desenvolveu os primeiros elementos da teoria de pulsação, ao mostrar que uma estrela homogênea passando por uma pulsação radial adiabática, terá uma frequência σπ da vibração com

21 Pulsação [2] onde γ é a razão dos calores específicos, g a gravidade superficial, R o raio estelar, ρ a densidade e G a constante de gravitação. Ele também demonstrou que se γ excede o valor de 4/3 dentro de um grande corpo astronômico, sua estrutura permanece em equilíbrio dinâmico. Se γ é maior que 4/3 e a densidade do corpo aumenta por uma rápida compressão do material, a pressão aumenta mais rapidamente que a gravidade, resistindo-a. Ainda com γ maior que 4/3, se o corpo se expande rapidamente, a pressão diminui mas a gravidade ainda é capaz de trazer o corpo de volta ao seu estado de equilíbrio.

22 Pulsação [3] As pulsações estelares podem ser consideradas como ondas sonoras com comprimentos de onda da ordem do raio da estrela. O período de pulsação de uma estrela, Π, é igual ao tempo dinâmico, a menos de alguns fatores numéricos da ordem de 1, já que as pulsações radiais ou não radiais de baixa ordem e os processos dinâmicos são determinados pela energia gravitacional da estrela. A expressão correta para o período de pulsação é Considerando-se anãs brancas com ρ 10 6 g/cm³ e super-gigantes com ρ g/cm³, os períodos variam de 3 s a 1000 dias.


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