ESTIMATIVAS DE DISTÂNCIA I. Distâncias dentro do sistema solar radar paralaxe trigonométrica distâncias até 1 ano-luz (~1.5x108 km)

Estende-se a linha de base para o diâmetro da órbita da terra 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) alguns milhares de estrelas método dependente do seeing

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 !

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

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 tg(3.5/3600)=desl/1.3~2.2x10-5 pc/ano VT ~ 22 km/s

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

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/cm2 dependente da distância L = brilho intrínseco Mais comum: escala de magnitude ao invés de fluxo

M= magnitude absoluta  magnitude aparente se a estiver a uma D=10 pc Então: m - M =5 log(d/10) = 5 log D - 5 M=M-2.5log(L/L) 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

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

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

Variáveis pulsantes que determinam distâncias: IV. ESTRELAS VARIÁVEIS indicadores primários 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)

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

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)

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)

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

Supernovas de Tipo Ia: luminosidade no máximo aproximadamente similar entre todas (indep. da progenitora) D ~ centenas Mpc Nova ~ 104 L , SN Ia ~ 108 L

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

Elípticas como standard candles luminosidade/área plano fundamental: relação entre dispersão de vels. e tamanho [refetivo x brilho sup x log () ] medida destas quantidades indep. de D estimativa de refetivo (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) Mv ~ -23 (1011L) D > 100 Mpc

erros cada vez maiores !!!

VI. A LEI DE HUBBLE isotrópica Espectros de galáxias medidos em todas as direções no céu apresentam linhas com deslocamento p/ s maiores em relação ao  em repouso (REDSHIFT). Lembrete: efeito Doppler rel. restrita: p/ v<<c : z ~ v/c

linhas de absorção diagramas de Hubble: redshift cosmológico

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 = Ho  distância h entre 0.5 e 1  reflete a incerteza na declividade da relação Ho= 100h km/s/Mpc incerteza estimada levando-se em conta todos os métodos de determinação de distância

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

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

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