ESTIMATIVAS DE DISTÂNCIA
I. Distâncias dentro do sistema solar
radar
paralaxe trigonométrica
distâncias até 1 ano-luz (~1.5x108 km)
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”
)paralaxe("
1D(pc)
aplicável as estrelas mais próximas (até ~ 30 pc)
método dependente do seeing
alguns milhares de estrelas
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 !
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
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
VT ~ 22 km/s
tg(3.5/3600)=desl/1.3~2.2x10-5 pc/ano
km/s 20cλ
ΔλV
oR
V~ 30 km/s (não chegará menosde 1pc de distância de nós em 280 séculos!!!
o
blueshift
obs obs
redshift
III. PARALAXE ESPECTROSCÓPICA
Determinação da distância através da medida do brilho aparenteou magnitude aparente de uma
Relembrando: o fluxo de energia (E/t/área) (ou brilho aparente) 2D4
Lf
ergs/s/cm2
Mais comum: escala de magnitude ao invés de fluxo
ctefm log5.2
dependente da distânciaL = brilho intrínseco
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)
Conhecendo-se a distância, pode-se determinar odiâmetro de uma estrela:
Dl
l = diâmetro intrínseco = diâmetro angular aparente (em rad)
p/ D >> l e espaço euclidiano
Resumindo ….
indicadores de distância
Lembrete: diagrama HR construídocom estrelas mais próximas com Dconhecidas por paralaxe geométrica
25% de incerteza(largura da sequência principal)
IV. ESTRELAS VARIÁVEIS
Variáveis pulsantes que determinamdistâncias:
• 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
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
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)
Nova ~ 104 L , SN Ia ~ 108 L
D ~ centenas Mpc
Outra alternativa p/ standard candles
vel. de rotação luminosidade
ex.: linha de 21 cm do H maior a vrot maior o alargamento da linha
D de até ~ 200 Mpc
gal. espirais: relação de Tully-Fisher
plano fundamental: relação entre dispersão de vels. e tamanho [refetivo x brilho sup x log () ]
Elípticas como standard candles
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)
D > 100 Mpc
luminosidade/área
Mv ~ -23 (1011L)
erros cada vez maiores !!!
VI. A LEI DE HUBBLE
• Lembrete: efeito Doppler rel. restrita:
p/ v<<c : z ~ v/c
obsz
22 /1
11
cvcv
z
• Espectros de galáxias medidos em todas as direções no céuapresentam linhas com deslocamento p/ s maiores em relação
ao em repouso (REDSHIFT).
isotrópica
linhas de absorçãodiagramas de Hubble:
redshift cosmológico
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
Ho= 100h km/s/Mpc h entre 0.5 e 1 reflete a incertezana declividade da relação
incerteza estimada levando-seem conta todos os métodos dedeterminação 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 : anoshHH
110
0
101
vários modelos cosmológicos: ~ H
Completou…. Acumula todos os erros provenientes das calibrações anteriores!
distâncias estimadas com h=65 km/s/Mpc
Relembrando: mapa do universo local construído graças a lei de Hubble
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