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ESTIMATIVAS DE DISTÂNCIA I. Distâncias dentro do sistema solar radar paralaxe trigonométrica distâncias até 1 ano-luz (~1.5x10 8 km)

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1 ESTIMATIVAS DE DISTÂNCIA I. Distâncias dentro do sistema solar radar paralaxe trigonométrica distâncias até 1 ano-luz (~1.5x10 8 km)

2 II. Paralaxe estelar Estende-se a linha de base para o diâmetro da órbita da terra definição : 1pc = distância sol-estrela se a paralaxe medida for de 1 aplicável as estrelas mais próximas (até ~ 30 pc) método dependente do seeing alguns milhares de estrelas

3 Exemplos de 30 estrelas + próximas: Óptica adaptativa melhora a imagem paralaxe até ~100 pc Satélite Hipparcos até ~200 pc (milhões de estrelas) revisão de todas as distâncias !

4 MOVIMENTO PRÓPRIO Ex. no mesmo ponto da órbita da Terra, verifica-se uma de posição da estrela Movimento próprio: mov. anual de uma estrela observado, corrigido da paralaxe duas fotografias feitas no mesmo dia do ano com 22 anos de diferença encontra próximas

5 mov. próprio mede a componente transversa da velocidade relativa ao sol medido em /ano Ex.: medida da velocidade real de Alfa Centauri: mov. próprio ~ 3.5/ano d = 1.3 pc V T ~ 22 km/s tg(3.5/3600)=desl/1.3~2.2x10 -5 pc/ano

6 V~ 30 km/s (não chegará menos de 1pc de distância de nós em 280 séculos!!! o blueshift obs redshift

7 III. PARALAXE ESPECTROSCÓPICA Determinação da distância através da medida do brilho aparente ou magnitude aparente de uma Relembrando: o fluxo de energia (E/t/área) (ou brilho aparente) ergs/s/cm 2 Mais comum: escala de magnitude ao invés de fluxo dependente da distância L = brilho intrínseco

8 M= magnitude absoluta magnitude aparente se a estiver a uma D=10 pc Então: m - M =5 log(d/10) = 5 log D - 5 conhecendo-se M e m têm-se D Através do espectro ou cor de uma T efetiva ou tipo espectral e classe de luminosidade Se tipo espectral = V : uma T uma L medindo-se m obtêm-se D M=M -2.5log(L/L )

9 Conhecendo-se a distância, pode-se determinar o diâmetro de uma estrela: l = diâmetro intrínseco = diâmetro angular aparente (em rad) p/ D >> l e espaço euclidiano

10 Resumindo …. indicadores de distância Lembrete: diagrama HR construído com estrelas mais próximas com D conhecidas por paralaxe geométrica 25% de incerteza (largura da sequência principal)

11 IV. ESTRELAS VARIÁVEIS Variáveis pulsantes que determinam distâncias: RR Lyrae (período de horas) gigantes velhas encontradas no halo ou em aglom. globulares Cefeidas (período de dias) supergigantes jovens em braços de espirais: aglom. abertos e associações OB velhas em aglom. Globulares (mais raras) indicadores primários

12 CEFEIDAS correlação entre L e P determinação de L RR LYRAE L aproximadamente constante com o período P tendo L e calculando m obtêm-se D

13 Cefeidas brilhantes, podem ser medidas em galáxias próximas RR Lyrae menos brilhantes, podem ser medidas somente em galáxias muito próximas (Nuvens de Magalhães, p.ex)

14 V. STANDARD CLANDLES Objetos brilhantes o suficiente para observar-se a d ainda maiores! identificável pela morfologia ou curva de luz determina-se L Candidatos: Novas (variáveis cataclísmicas) nebulosas de emissão (ou regiões HII) nebulosas planetárias aglomerados globulares supernovas de tipo Ia (variáveis clataclísmicas)

15 Novas: correlação entre a luminosidade no máximo e o tempo de diminuição do brilho medida deste tempo M ou L (medidas absolutas no máx.) D ~ dezenas de Mpc

16 Supernovas de Tipo Ia: luminosidade no máximo aproximadamente similar entre todas (indep. da progenitora) Nova ~ 10 4 L, SN Ia ~ 10 8 L D ~ centenas Mpc

17 Outra alternativa p/ standard candles vel. de rotação luminosidade ex.: linha de 21 cm do H maior a v rot maior o alargamento da linha D de até ~ 200 Mpc gal. espirais: relação de Tully-Fisher

18 plano fundamental: relação entre dispersão de vels. e tamanho [r efetivo x brilho sup x log ( ) ] Elípticas como standard candles medida destas quantidades indep. de D estimativa de r efetivo (tamanho real da gal.) comparando com o tamanho aparente determina-se D Outro caso: elípticas gigantes em centro de aglomerados de galáxias (magnitudes absolutas similares em todos os aglomerados) D > 100 Mpc luminosidade/área Mv ~ -23 (10 11 L )

19 erros cada vez maiores !!!

20 VI. A LEI DE HUBBLE Lembrete: efeito Doppler rel. restrita: p/ v<

21 linhas de absorção diagramas de Hubble: redshift cosmológico

22 A taxa na qual a galáxia afasta-se é à distância lei de Hubble Jargão: alto redshift cosmológico = objetos a distâncias cosmológicas fluxo de Hubble = este mov. ordenado de expansão ( dos mov. Peculiares das gal.) Constante de Hubble vel. de recessão = H o distância H o = 100h km/s/Mpc h entre 0.5 e 1 reflete a incerteza na declividade da relação incerteza estimada levando-se em conta todos os métodos de determinação de distância

23 Para galáxias a redshifts muito altos lei de Hubble deixa de ser linear !!! geometria do universo z cada vez mais altos vel. mais próxima a da luz tempo na qual a radiação foi emitida idade do universo !!! tempo de Hubble : vários modelos cosmológicos: ~ H

24 Completou….Acumula todos os erros provenientes das calibrações anteriores!

25 distâncias estimadas com h=65 km/s/Mpc Relembrando: mapa do universo local construído graças a lei de Hubble


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