OVL111_17m_2014

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Introdução à Astronomia
Aula 17
OVL 111
Helio J. Rocha-Pinto
2012
Modificações: Paulo Lopes
 
Binárias e duplas
 
Estrelas binárias
Estrelas duplas
Terra
Terra
Classes de binárias
● Quanto ao método de 
descoberta, 
classificamo-las em: 
– Binárias visuais
– Binárias 
astrométricas
– Binárias 
eclipsantes
– Binárias 
espectroscópicas
● Além disso, são 
classificadas segundo 
o período orbital:
– Curto período
– Período 
intermediário
– Longo período
ou segundo o tipo de 
objeto envolvido 
(várias classes)
Órbita de binárias
Órbita de binárias
Órbita da estrela 
secundária
Órbita da estrela 
primária
Centro de massa
M=k a3
P2
Binárias visuais
Alpha 
Geminorum:
Castor
● Cerca de 10% de todas as 
estrelas são binárias visuais
● Embora as estrelas girem em 
torno de um centro de massa 
comum, é usual representar 
a órbita relativa, no céu, da 
secundária em torno da 
primária.
● Algumas dessas órbitas têm 
períodos de anos ou 
centenas de anos.
Binárias astrométricas
● São estrelas cuja binariedade 
foi descoberta devido ao 
oscilar de uma delas em torno 
do centro de massa do 
sistema.
● Binárias de outros tipos 
(eclipsantes, espectroscópicas, 
etc) também podem ser 
observadas/detetadas por 
técnicas astrométricas. 
● Geralmente um dos membros 
do par é invisível ou se 
encontra ofuscado pelo outro 
membro.
Sírius A & B
● Sírius A e B são o melhor exemplo 
de binária astrométrica.
● Sírius A é uma estrela A1 V, 
enquanto Sírius B é uma anã 
branca.
Binárias eclipsantes
● Binárias eclipsantes são aquelas 
descobertas pela variação no brilho 
integrado do par, quando uma passa diante 
ou atrás da outras.
● Para a ocorrência dos eclipses, o plano 
orbital das binárias deve ter uma inclinação 
de  90° com respeito ao plano do céu.
● Nessas binárias, é possível medir o raio das 
estrelas envolvidas, além das massas.
 
Curva de luz
Raio relativo em binárias eclipsantes
Começa o eclipse
separação = soma dos raios
Segundo contato
separação = diferença em raio
A diferença de tempo entre esses 
eventos fornece os raios estelares
 
Curva de luz
 
Curva de luz
● Na prática, as 
curvas de luz nem 
sempre são 
completas. 
Objetos pouco 
estudados 
rendem curvas de 
luz segmentadas, 
e é a partir delas 
que conclusões 
são tiradas.
Espectro do H em 
laboratório
Espectro da estrela
Dia 1 
Espectro da estrela
Dia 2 
Espectro da estrela
Dia 3 
Espectro da estrela
Dia 4 
Binárias espectroscópicas
Binárias espectroscópicas
Curva de velocidade radial
● Quando é possível 
observar linhas das duas 
componentes, pode-se 
traçar a curva de 
velocidade radial do par.
● Neste caso, busca-se 
uma solução orbital que 
explique a variação da 
velocidade radial de 
ambas estrelas.
 
Espectro composto
B5
K2
Hot
Cool
What is required?
Both Bright
Different Temperature
 
Espectro composto
● Teste seus 
conhecimentos com o 
espectro ao lado
● Como você pode explicar 
que o resultado 
observado corresponda 
a um espectro composto 
de um par binário 
formado por uma anã M 
e uma anã branca?
 
Evolução de um sistema binário
● A evolução de 
estrelas em 
binárias 
cerradas 
(muito 
próximas) 
acaba 
dependendo 
da evolução 
da 
companheira.
 
Relação Massa-Raio-Luminosidade
● Através das binárias, podemos calcular massas e raios 
estelares. 
 
Relação Massa-Raio-Luminosidade
● Através das binárias, podemos calcular massas e raios 
estelares. São esses dados que mostram a existência de 
uma relação massa raio-luminosidade na sequência 
principal.
 
Sistemas triplos
● Em sistemas triplos 
estáveis, temos um par 
binário que orbita com 
uma estrela em torno do 
centro de massa comum.
● Em sistemas quádruplos, 
temos duas binárias em 
órbita de um mesmo 
centro de massa.
 
Colapso Gravitacional
● Se uma nuvem interestelar for suficientemente 
densa, a atração gravitacional de suas partículas 
torna-se grande o bastante para forçar o colapso da 
nuvem.
● Durante o colapso gravitacional, o objeto é chamado 
de protoestrela.
● Contra o colapso, a nuvem oferece resistência na 
forma de pressão interna, seja devido ao movimento 
térmico dos átomos, seja devido à existência de 
campos magnéticos e turbulência no gás.
 
Massa de Jeans
 
Fragmentação de nuvens colapsantes
● Vimos que quando aumenta 
a densidade de uma nuvem 
colapsante, diminui a massa 
de Jeans. Isso implica em 
que a nuvem colapsante se 
fragmenta em nuvens 
menores também em 
colapso, e assim por diante, 
até a formação de nuvens 
colapsantes com massa 
estelar. Simulação da fragmentação de uma nuvem 
e formação estelar, por Klessen et al. (1998)
 
Glóbulos de Bok
● Glóbulos de Bok são nuvens escuras, 
com diâmetro típico de 1000 a 
100000 UA.
● São milhões de vezes mais densas 
do que o meio interestelar 
circundante e contém várias massas 
solares na forma de gás e poeira.
● São pequenas nuvens moleculares, 
mais simples do que as gigantes. 
Formação estelar pode ocorrer em 
algumas delas. 
 
Glóbulos de Bok
● Alguns glóbulos de Bok possuem uma ou 
mais fontes compactas em colapso.
Huard et al. 1999, ApJ 526, 833
 
Teorema do Virial
● A competição entre gravidade e pressão é dada pelo 
teorema do virial (ou teorema de Jeans): um sistema 
está em equilíbrio gravitacional se sua energia total é 
igual a metade da energia potencial gravitacional.
Mas a energia total é a soma da 
energia cinética e potencial:
• O teorema do virial implica que, 
quando uma protoestrela colapsa, 
metade da energia potencial 
gravitacional perdida transforma-
se em energia térmica, aquecendo 
a protoestrela, e a outra metade é 
irradiada no espaço.
 
Protoestrelas no Diagrama HR
● Durante o colapso, as 
protoestrelas são frias e muito 
luminosas, uma vez que sua 
atmosfera é pouco opaca. À 
medida que se contraem, 
esquentam e tornam-se menos 
luminosas. 
● O caminho que as 
protoestrelas fazem, no 
diagrama HR, até sua chegada 
à Seqüência Principal é 
composto pelas trajetórias de 
Hayashi e de Henyey.
 
Nebulosas Casulos
● Estudos teóricos e observações 
indicam que estrelas recém-
formadas estão envoltas em 
nuvens relativamente densas de 
gás e poeira.
● Essas nuvens obscurecem a 
estrela, impedindo sua 
observação no visível. São 
apelidadas de nebulosas casulos. 
Estrelas imersas nessas 
nebulosas podem ser observadas 
no infravermelho.
● Numa escala de tempo curta, 
após a formação, a estrela acaba 
por dispersar a nebulosa.
 
 
● Estudos teóricos 
prevêem que a 
nebulosa casulo 
possa 
fragmentar-se 
em dois ou mais 
objetos, dando 
origem a 
sistemas 
múltiplos.
Formação de binárias e múltiplas
 
Trífida (Messier 20)
● A nebulosa Messier 20, é 
um exemplo de região 
onde há evidências de 
três estágios de 
formação estelar: da 
contração de regiões 
mais densas, à excitação 
da nuvem pela estrela 
recém-formada e 
dispersão da nuvem 
protoestelar.
 
 
Regiões H II
● As regiões de formação 
estelar recente costumam 
ainda conter boa parte da 
nuvem molecular original. 
● Esse gás (em sua maioria 
H), excitado pela radiação 
ultravioleta das estrelas 
jovens, fica 
incandescente, formando 
as chamadas Regiões H II, 
ou nebulosas de emissão. 
 
Nebulosa de Órion: uma região H II
 
 
	Slide 1
	Slide 2
	Double Stars/Binary Stars
	Slide 4
	Slide 5
	Visual Binary Stars
	Slide 7
	Slide 8
	Sirius A & B
	Eclipsing Binaries
	Slide11
	Relative radius
	Second class of binary…eclipsing binaries
	Slide 14
	Slide 15
	Slide 16
	Radial Velocity Curve
	Spectrum Binary
	Slide 19
	Evolução de um sistema binário
	Slide 21
	Slide 22
	Slide 23
	Colapso Gravitacional
	Massa de Jeans
	Slide 26
	Glóbulos de Bok
	Slide 28
	Teorema do Virial
	Protoestrelas no Diagrama HR
	Nebulosas Casulos
	Slide 32
	Slide 33
	Messier 20
	Slide 35
	Slide 36
	Slide 37
	Slide 38
	Slide 39