Download Prof. Jorge Meléndez - Astronomia

Estrellas
Prof. Jorge Meléndez
Departamento de Astronomia, IAG/USP
1
Variedad de brillos
2
Magnitudes
Betelgeuse
V = 0,4
estrellas más brillantes
a ojo desnudo: m ~ -1 a 0
más debiles: m ~ 5 a 6
Escala logarítmica
Saiph
V = 2,1
Magnitud (m) vs. Flujo (f)
Dm = 5  f1/f2 = 100
m1 – m2 = -2.5 log(f1/f2)
Llena: m = -13
Quarter: m = -10
Procyon V = 0,3; d = 11 años luz
Sirius V = -1,5; d = 8,6 años luz
Betelgeuse V = 0,4; d = 640 años luz
Aldebaran 0,8;
d = 65 años luz
Rigel V = 0,1;
d = 770 años luz
5
Distancia
6
Distancia
d = 1/ p(”)
en unidades de parsecs
1 parsec = 3,0857 × 1016 metros
= 3,2616 años luz
Tierra
Janeiro
Sol
Distancia Tierra-Sol
Tierra
Julho
7
Magnitud Absoluta: M
Magnitud absoluta M: la magnitud aparente m que
tendria un objeto a 10 pc de distancia
M = m + 5 – 5 log d
M = m + 5 + 5 log p
Flujo y Luminosidad
• Luminosidad : energia
total por unidad de tiempo
• Fluxo : Luminosidad por
unidad de área
9
Variedad de colores
10
Classificación de estrellas
utilizando colores
2500 K
5800 K
18 000 K
Clasificación usando el espectro de
las estrellas
Newton (1643-1727)
Espectro solar
O2
(B)
6867 - 6884
Fe (d) H
Ca II
4668 (F)
(K) (H) Ca(g)
4861
Fe(e)
3934 3968
4227
4384
Fe
(E)
5270
Mg (b1, b2)
Na
5890 & 5896
D2
D1
H
(C)
6563
Linhas A e B
são devidas
O2 à atmosfera
(A)
7594 - 7621 terrestre
Linhas C – K são da
atmosfera solar
5184 & 5173
H (h) H (f)
4102
4340
Fe (c)
4958
CH, Fe (G)
4308
Lineas de Fraunhofer (1817) : A, B, C …, K
1802: The chemist and minerologist William Wollaston first observed dark lines in the solar spectrum which
he incorrectly interpreted as gaps separating the colors of the sun
1817: Joseph Fraunhofer (1817) rediscovered the lines. He discounted Wollaston's colour boundary
interpretation, he observed a continuous color change across the spectrum; no color discontinuities occurred at
the dark lines
1836: Sir David Brewster found that certain lines had strengths that varied with the sun's elevation and with the
seasons. He correctly ascribed these 'atmospheric lines' as originating in the terrestrial atmosphere. Remarkably,
he failed to take into account Fraunhofer's observ. evidence for the stellar origin of certain solar absorption lines
Clasificación de estrellas
Padre Angelo Secchi (1860-1870): 4 tipos
• Tipo I: blanco-azul
moderna clase A & F ”temprano”
• Tipo II: amarillas, de tipo solar
actual clase G, K, F ”tardias”
• Tipo III: anaranjado-rojo,
moderna clase M
• Tipo IV: estrellas com lineas de emisión
El sistema de clasificación de Harvard
• 1890-1900s: clasificación de Harvard (E.Pickering +
Williamina Fleming + Antonia Maury + Annie J. Cannon):
O, B, A, F, G, K, M
Mujeres astrónomas @ Harvard
Clasificación
estelar:
O, B, A, F, G, K, M
Basado en espectros de
las estaciones Harvard
Norte (U.S.A.) & Sul
(Arequipa, Perú)
Annie J. Cannon clasifico más
de 250 000 espectros!
400
500
600
Longitud de onda (nm)
700
Cecilia Payne-Gaposchkin (1925)
La clasificación de estrellas (O, B, A, F, G, K, M) es explicada como
una secuencia de temperaturas
Composición química de estrellas:
Cecilia Payne-Gaposchkin
(May 10, 1900 – December 7, 1979)
1919: Botánica, Física y Química en
Cambridge (UK)
1922: iniciar estudios de astronomia en
los Estados Unidos (Harvard)
1925: Tesis de doctorado
H e He son los elementos más
abundantes en estrellas
Mas la mayoria de lineas en el espectro
de estrellas es debida al hierro ...
Profesor Russell (Princeton)
Shapley: director del Harvard observatory
(supervisor da Cecilia Payne)
Cecilia fue practicamente
obligada a mencionar en
su tesis de doutorado que
sus resultados sobre la
alta abundância de H e He
podrian estar errados
Es imposible !,
El Sol NO esta
compuesto
mayormente de H e
He
4 anos después Russell publico un paper
anunciando que el Sol es mayormente H ...
Cecilia Payne, una astrónoma
brillante mas injusticiada
“PROBLEMAS”:
- Mujer
- Joven (doctorado a los 25 anos, en 1925)
- Excepcionalmente brillante
-
Fue obligada a cambiar de area
Fue subestimada ...
Contratada apenas como ssistente
Fue nombrada Profesora apenas em
1956
Más sobre
clasificación
espectral:
clase de
luminosidad
Supergigante
Gigante
Enana
secuencia principal
Clase de luminosidad
Antonia Maury : fue contratada
en 1888 por E. Pickering
(Harvard) para clasificar
espectros. Ella propuso un
nuevo sistema de clasificación
llevando en cuenta tb la forma
de las lineas, mas el sistema
fue ignorado por Pickering.
Enana
Supergigante
106
(Hertzsprung
- Russell)
104
Luminosidad (Sol = 1)
Diagrama
H-R
105
O
B
A FGK M
30 MSOL
Supergigantes
(lum. I)
10 MSOL
Gigantes
(luminosidad III)
103
100
10
1
0.1
0.01
1 MSOL
SOL
0.1 MSol
0.001
10-4
10 -5
30 000
10 000 6000
3000 K
Temperatura superficial (Kelvin)
Luminosidad (Sol = 1)
Magnitud Absoluta MV (Sol = 4.83)
Flujo en la
superficie de
una estrela:
F = sTeff4
Luminosidad:
L = F . área
L = 4pR2 sTeff4
30 000 20 000
10 000
5000
Temperatura (K)
3000 2000
L = 4pR2 sTeff4
Masas
y
edades
Estrelas “anãs” da
sequência principal
La masa es la propiedade
más básica de una estrella
Propiedades fundamentales en la secuencia
principal (V): R, M, L en unidades solares
Clase estelar
O2
O5
B0
B5
A0
A5
F0
F5
G0
G2
G5
K0
K5
M0
M5
M8
M9.5
RADIO
R/R☉
16
14
5,7
3,7
2,3
1,8
1,5
1,2
1,05
1,0
0,98
0,89
0,75
0,64
0,36
0,15
0,10
MASA
M/M☉
158 ?
58
16
5,4
2,6
1,9
1,6
1,35
1,08
1,0
0,95
0,83
0,62
0,47
0,25
0,10
0,08
Luminosidad
L/L☉
2 000 000
800 000
16 000
750
63
24
9,0
4,0
1,45
1,0
0,70
0,36
0,18
0,075
0,013
0,0008
0,0001
Temperatura
K
54 000
46000
30 000
15 200
9 500
8 700
7 200
6 400
6 000
5 800
5 500
5 250
4 450
3 850
3 200
2 500
1 900
Animación de manchas solares
observadas por Galileo
2 Jun – 8 Jul 1613: rotación del Sol !
Efecto de la velocidad de rotación
en las lineas del espectro estelar
Estrella em rotación Luz desviada al rojo
Polo
Luz desviada al azul
Estrela sem
rotação
Lineas redshifted
Estrela em
rotação
Lineas blueshifted
32
Efecto del angulo de inclinación i
i
Debido a la inclinación del eje de rotación se observa
la componente de velocidad V sin i
33
Estrellas de
tipo A0 con
diferentes
Vsini
Efecto de la velocidad
de rotación en las
lineas espectrales
34
Efecto de la
alta velocidad
de rotación
en estrellas
masivas
35
Dr. Armando Dominiciano de Souza
Côte d’Azur, França
(ex-alumno del IAG/USP)
36
Discos alrededor de estrellas masivas
Prof. Alex Carciofi,
IAG/USP
37
Eta Carinae: estrella masiva próxima a explotar ?
Prof. Augusto Damineli, IAG/USP
38
Oscilaciones estelares en estrellas
masivas
Prof. Janot Pacheco, IAG/USP
39
Estrellas F, G, K : relación
cosmológica y sobre la evolución
química de la Galaxia
40
Primeios elementos en el universo:
H, He, Li
Evolução de nosso universo
Primeiros minutos: H, He, Li
time
13,7 billion years
Big Bang
Fluxo Relativo
Para estudar a nucleossíntese primordial
precisamos de estrelas pobres em metais
Sun: [Fe/H] = 0
solar metallicity
CD-38 245: [Fe/H] = - 4 (10-4 solar)
HE 0107-5240: [Fe/H] = - 5.3
Population III: [Fe/H] = - ∞
Comprimento de onda
credits: N. Christlieb 43
Relative Flux
Lítio primordial em estrelas pobres em metais !
Spite & Spite (1982)
Wavelength (A)
Asplund & Melendez (2008).
Estrela com [Fe/H] = -3 (mil
vezes menos metais que no Sol)
44
Procura de
estrelas
pobres em
metais
Distribuição de metalicidades
HE0107-5240
[Fe/H] = −5,2
1/200,000 Sol
Prof. Silvia Rossi, IAG/USP
Dr. Vinicius Placco recebendo o prêmio
destaque do doutorado do IAG/USP
45
Chemical evolution of the elements
From H and He to “metals”
The first stars and the formation of metals
(elements
heavier than H & He)
Primordial
clouds
H, He
Supernova: metal-rich ejecta
Stellar Evolution
Type II
supernova
Planetary nebula
O
Fe
Type Ia supernova
(artist’s concept)
Interstellar medium
Galactic chemical evolution
H, He
stars
Metal-rich ejecta
After 12 billion years of chemical evolution in our
Galaxy, stars have produced only 2% of “metals”, the
rest (98%) being H & He
The Milky Way
Our solar system
Galactic archaeology
OLD POPULATIONS
Arqueologia galáctica: composição
química de estrelas pobres em metais
Profa. Beatriz Barbuy
(IAG/USP)
pioneira no Brasil no
estudo da composição
química de estrelas
Profa. Beatriz Barbuy recebendo o
UNESCO and L'Oreal Awards for
52
Women and Science
High precision chemical
abundances in metal-poor stars
@ IAG / USP
High resolution (R = 100, 000) high S/N spectra (300-1000)
available to perform the highest precision study to date
Vários projetos pelo
Prof. Jorge Meléndez
Planetas ao redor de outras estrelas
Efeito gravitacional de Júpiter no Sol
Orbita do Sol (efeito de Júpiter e Sat)
Planetas ao redor de outras estrelas
Deteção de planetas pelo método espectroscópico (Doppler)
More than 600 planetary systems
found until now
But ... most of
them DO NOT
resemble our own
solar system
C. Carreau / ESA
Estrelas gêmeas do Sol
podem nos ajudar a
descobrir sistemas
planetarios como o
nosso
Sunset in Paracas, Peru
(c) www.flickr.com/photos/rodrigocampos/
Espectros de
gêmeas
solares e do
Sol
Abundancias no
Sol - <gêmeas>
vs. número
atómico Z
Sol típico:
Δ=0
Sol anormal:
Δ≠0
O Sol é uma
estrela
anomala
Are the anomalies in the Sun’s
composition related to the formation of
our planetary system ?
The Sun & the Andes from the windows of Machu Picchu
http://www.flickr.com/photos/oscarpacussich
Anomalias no
Sol são
fortemente
correlacionadas
com a
temperatura de
condensação
(Tcond) dos
elementos!
Correlação é
altamente
significativa
probabilidade ~10-9
de acontecer por
acaso
~ 0.08 dex ~ 20%
Meléndez et al. 2009
Somente os elementos refractarios (e.g.
Fe, Al, Sc) podem ter se condensado no
sistema solar interno, forming dust,
planetesimals and finally rocky planets
As camadas externas do Sol acretaram
material deficiente em refractarios
O Sol é deficiente
em refratarios
porque esses
elementos foram
usados para formar
os planetas
terrestres!
Iron gradient in the inner solar system
Solar twins @ IAG/USP
Biogenic elements :
(Prof. Meléndez)
C, O, N, P, S
(Basic building blocks of life)
using VLT CRIRES data
Procura de planetas ao redor de gêmeas
solares: 88 noites no HARPS/ESO
O estudo se viabilizou graças ao
acesso recém-obtido pelo Brasil
às instalações do ESO
(Observatório Europeu do Sul). O
governo assinou no fim do ano
passado o acordo que torna o
país o mais novo membro do
consórcio. Embora o acerto ainda
careça de aprovação do
Congresso para entrar em vigor, o
ESO já trata o Brasil como
parceiro, concedendo o direito
de solicitar tempo de observação
nos telescópios da organização.
Help
most
welcome
Foi por conta disso que a equipe
de Jorge Meléndez, peruano que
trabalha no IAG (Instituto de
Astronomia, Geofísica e Ciências
Atmosféricas) da USP, conseguiu
aprovação num projeto que pode
finalmente revelar alguns dos
segredos mais bem guardados
sobre os exoplanetas.
Estrelas jóvens
CMa R1 star-forming region
Lítio em estrela jovem
Profa. Jane Gregorio-Hetem
66
SOL
Estudaram 450 anãs de tipo F e G em
diferentes faixas de massa e
metalicidade
67
Radius (103km)
Problema da baixa abundância de lítio no Sol
700
600
500
400
0
1
2
3
4
5
Age (Gyr)
68
Gêmeas
solares em
aglomerados
abertos e
estrelas do
campo
Coma Benerices
Hyades
NGC762
M67
O Sol é normal em
lítio se comparado a
outras estrelas de 1
massa solar a 4.6
bilhões de anos
(Melendez et al. 2010;
Baumann et al. 2010)
69
Atividade
estelar
70
Atividade
estelar (Ca II
lines: H & K)
71
Conexão entre atividade estelar e idade
Excesso do
Fluxo na
linha K de
CaII devido
à atividade
estelar
Idade (Gyr)
72
v sin i
Conexão entre velocidade de
rotação e idade
Idade (Gyr)
73
O futuro : estudos detalhados de
diversos tipos de estrelas, em
particular de anãs M
74
O futuro : astrofísica de estrelas em
outras galáxias
75