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ESTIMATIVAS DE DISTÂNCIA
I. Distâncias dentro do sistema solar radar paralaxe trigonométrica distâncias até 1 ano-luz (~1.5x108 km)
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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
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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 !
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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
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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
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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!!!
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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
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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
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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
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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
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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)
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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
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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)
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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)
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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
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Supernovas de Tipo Ia: luminosidade no máximo aproximadamente
similar entre todas (indep. da progenitora) D ~ centenas Mpc Nova ~ 104 L , SN Ia ~ 108 L
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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
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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
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erros cada vez maiores !!!
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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
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linhas de absorção diagramas de Hubble: redshift cosmológico
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A taxa na qual a galáxia afasta-se é à distâncialei 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
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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
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Completou…. Acumula todos os erros provenientes das calibrações anteriores!
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Relembrando: mapa do universo local construído
graças a lei de Hubble distâncias estimadas com h=65 km/s/Mpc
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