astronomia aula estrelas 2013 2

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ESTRELAS 
Sérgio Mittmann dos Santos
Astronomia
Licenciatura em Ciências da Natureza
IFRS −−−− Câmpus Porto Alegre
2013/2
Estrelas
� São esferas autogravitantes de gás ionizado, cuja fonte de 
energia é a transmutação de elementos através de reações 
nucleares, isto é, da fusão nuclear do hidrogênio em hélio 
e posteriormente em elementos mais pesados
Estrelas
� São esferas autogravitantes de gás ionizado, cuja fonte de 
energia é a transmutação de elementos através de reações 
nucleares, isto é, da fusão nuclear do hidrogênio em hélio 
e posteriormente em elementos mais pesados
� Composição química das estrelas em geral é praticamente 
a mesma: aproximadamente 90% de H e aproximadamente 
9% de He
� Outros elementos juntos contribuem entre 1% e 2% da 
composição e são chamados de metais
Estrelas
� São esferas autogravitantes de gás ionizado, cuja fonte de 
energia é a transmutação de elementos através de reações 
nucleares, isto é, da fusão nuclear do hidrogênio em hélio 
e posteriormente em elementos mais pesados
� Composição química das estrelas em geral é praticamente 
a mesma: aproximadamente 90% de H e aproximadamente 
9% de He
� Outros elementos juntos contribuem entre 1% e 2% da 
composição e são chamados de metais
� As estrelas atuais têm massas entre 0,08 e 100 vezes a 
massa do Sol (MSol = 1,9891 × 1030 kg)
Estrelas
� São esferas autogravitantes de gás ionizado, cuja fonte de 
energia é a transmutação de elementos através de reações 
nucleares, isto é, da fusão nuclear do hidrogênio em hélio 
e posteriormente em elementos mais pesados
� Composição química das estrelas em geral é praticamente 
a mesma: aproximadamente 90% de H e aproximadamente 
9% de He
� Outros elementos juntos contribuem entre 1% e 2% da 
composição e são chamados de metais
� As estrelas atuais têm massas entre 0,08 e 100 vezes a 
massa do Sol (MSol = 1,9891 × 1030 kg)
� As estrelas normais, não colapsadas, têm temperaturas 
efetivas entre 2.500 K e 30.000 K
� Existem anãs brancas com temperaturas efetivas até
200.000 K e estrelas de nêutrons com temperaturas 
efetivas até 1.500.000 K ou mesmo maiores
Fotometria
� Fotometria é a medida da luz proveniente de um 
objeto
Fotometria
� Fotometria é a medida da luz proveniente de um 
objeto
� Todo o espectro eletromagnético, desde a radiação 
gama até as ondas de rádio, são atualmente usadas 
para observações astronômicas
Grandezas fundamentais
para a fotometria
� L = Luminosidade: Energia total emitida por 
segundo em todas as direções [J/s] = Potência [W]
Grandezas fundamentais
para a fotometria
� L = Luminosidade: Energia total emitida por 
segundo em todas as direções [J/s] = Potência [W]
� F = Fluxo: Energia por unidade de tempo por 
unidade de área que chega ao detector [J/(s·m2) = 
W/m2]
Grandezas fundamentais
para a fotometria
� L = Luminosidade: Energia total emitida por 
segundo em todas as direções [J/s] = Potência [W]
� F = Fluxo: Energia por unidade de tempo por 
unidade de área que chega ao detector [J/(s·m2) = 
W/m2]
Magnitude aparente m
� Hiparco (160-125 a.C.) dividiu as estrelas visíveis a 
olho nu de acordo com seu brilho aparente, atribuindo 
magnitude 1 à mais brilhante e 6 às mais fracas
Magnitude aparente m
� Hiparco (160-125 a.C.) dividiu as estrelas visíveis a 
olho nu de acordo com seu brilho aparente, atribuindo 
magnitude 1 à mais brilhante e 6 às mais fracas
� Na definição de Hiparco, as de m = 1 são as 20 
primeiras estrelas que aparecem após o pôr-do-sol
Magnitude aparente m
� Hiparco (160-125 a.C.) dividiu as estrelas visíveis a 
olho nu de acordo com seu brilho aparente, atribuindo 
magnitude 1 à mais brilhante e 6 às mais fracas
� Na definição de Hiparco, as de m = 1 são as 20 
primeiras estrelas que aparecem após o pôr-do-sol
� Norman Robert Pogson (1829-1891) verificou que o 
sistema, baseado na percepção de brilho do olho 
humano, é logarítmico
Magnitude aparente m
� Fluxo correspondente a uma estrela de primeira 
magnitude (m = 1) é 100 vezes mais brilhante que 
uma estrela de magnitude 6
Magnitude aparente m
� Fluxo correspondente a uma estrela de primeira 
magnitude (m = 1) é 100 vezes mais brilhante que 
uma estrela de magnitude 6
Magnitude aparente m
� Fluxo correspondente a uma estrela de primeira 
magnitude (m = 1) é 100 vezes mais brilhante que 
uma estrela de magnitude 6
� m(Vega) = 0
� m(Sírius) = −−−−1,42
� m(Lua cheia) = −−−−12,0
� m(Sol) = −−−−26,7
� 8.mai.2000: m(Marte) = 1,50; m(Urano) = 6,00; 
m(Netuno) = 8,00; m(Plutão) = 14,0
Magnitude absoluta M
� Para podermos comparar os brilhos intrínsecos de 2 
estrelas, precisamos usar uma medida de brilho que 
independa da distância
Magnitude absoluta M
� Para podermos comparar os brilhos intrínsecos de 2 
estrelas, precisamos usar uma medida de brilho que 
independa da distância
� Definimos como magnitude absoluta M a magnitude 
teórica que a estrela teria se estivesse a 10 pc de 
nós 
Magnitude absoluta M
� Para podermos comparar os brilhos intrínsecos de 2 
estrelas, precisamos usar uma medida de brilho que 
independa da distância
� Definimos como magnitude absoluta M a magnitude 
teórica que a estrela teria se estivesse a 10 pc de 
nós 
m −−−− M = 5 (log r) −−−− 5
Magnitude absoluta M
Ordem Estrela Magnitude 
Absoluta 
MV 
Magnitude 
Aparente 
mV 
Distância à 
Terra 
(anos-luz) 
0 Sol +4,72 -26,72 8 min 
1 Sírius (no Cão Maior) +1,4 -1,46 8,6 
2 Canopus (na Carina) -2,5 -0,72 74 
3 Rigel Kentaurus (Alpha Centauri) +4,4 -0,27 4,3 
4 Arcturus (em Boötes) +0,2 -0,04 34 
5 Vega (na Lyra) +0,6 0,03 25 
6 Capella (na Auriga) +0,4 +0,08 41 
7 Rigel (no Órion) -8,1 +0,12 900 
8 Procyon (no Cão Menor) 2,8 +0,38 11 
9 Archenar (em Eridanus) -1,3 +0,46 75 
10 Betelgeuse (no Órion) -5,1 +0,58 445 
11 Hadar (no Centauro) -4,3 +0,61 300 
12 Altair (na Águia) +2,3 +0,77 17 
13 Acrux (no Cruzeiro) -3,8 +0,79 270 
14 Aldebaran (em Touro) -0,2 +0,87 65 
15 Spica (em Virgem) -4,7 +0,98 260 
16 Antares (no Escorpião) -5,2 +1,09 600 
 
Espectroscopia
� Quase toda informação sobre as propriedades físicas das estrelas são 
obtidas direta ou indiretamente de seus espectros, principalmente 
suas temperaturas, composições e densidades
Espectroscopia
� LEIS DE KIRCHHOFF
� 1 Um corpo opaco quente, sólido, líquido ou gasoso, emite um espectro 
contínuo. Exemplos: filamento de uma lâmpada incandescente (sólido); 
lava de um vulcão (líquido); estrela (gás muito denso).
� 2 Um gás quente transparente (pouco denso) produz um espectro de linhas
brilhantes (de emissão). O número e a posição (cor) destas linhas depende 
dos elementos químicos presentes no gás. Exemplo: lâmpada 
fluorescente.
� 3 Se um espectro contínuo passar por um gás à temperatura mais baixa, o 
gás frio causa a presença de linhas escuras (de absorção). O número e a 
posição destas linhas depende dos elementos químicos presentes no gás. 
Exemplo: Sol e sua atmosfera.
Espectroscopia
1820 JOSEPH VON FRAUNHOFER observou linhas nos espectros do 
Sol, de Sírius, Castor, Pollux, Capella, Betelgeuse e Procyon
Espectroscopia
Linha (Å) Elemento Cor 
A 7594 oxigênio Vermelho 
B 6867 oxigênio 
C 6563 hidrogênio, H 
D1 5896 sódio Amarelo 
D2 5890 sódio 
D3 5876 hélio 
E 5270 ferro e cálcio 
b1 5184 magnésio 
F 4861 hidrogênio, H Verde 
G 4308 ferro (e cálcio) Azul 
H 3968 cálcio 
K 3934 cálcio Violeta 
 
1820 JOSEPH VON FRAUNHOFER observou linhas nos espectros do 
Sol, de Sírius, Castor, Pollux, Capella, Betelgeuse e Procyon
1856 GUSTAV ROBERT KIRCHHOFF
Espectroscopia
� He
� Na
� Fe
Espectroscopia
� Classificação espectral do Observatório de HarvardEstrelas 
são classificadas em função decrescente da temperatura, 
como O B A F G K M
Espectroscopia
� Classificação espectral do Observatório de Harvard Estrelas 
são classificadas em função decrescente da temperatura, 
como O B A F G K M
� Oh! Be A Fine Girl, Kiss Me!
Espectroscopia
� Classificação espectral do Observatório de Harvard Estrelas 
são classificadas em função decrescente da temperatura, 
como O B A F G K M
� Oh! Be A Fine Girl, Kiss Me!
� OBA, Frango Grelhado "Kom" Molho
Espectroscopia
� Classificação espectral do Observatório de Harvard Estrelas 
são classificadas em função decrescente da temperatura, 
como O B A F G K M
� Oh! Be A Fine Girl, Kiss Me!
� OBA, Frango Grelhado "Kom" Molho
� Cada tipo espectral se subdivide em 10 classes, sendo 0 a 
mais quente e 9 a mais fria
Espectroscopia
� Classificação espectral do Observatório de Harvard Estrelas 
são classificadas em função decrescente da temperatura, 
como O B A F G K M
� Oh! Be A Fine Girl, Kiss Me!
� OBA, Frango Grelhado "Kom" Molho
� Cada tipo espectral se subdivide em 10 classes, sendo 0 a 
mais quente e 9 a mais fria
� Nos anos 1990, foram descobertas estrelas mais frias que as 
M9
� Adicionou-se as classes L, com temperaturas entre 2200 K e 
1400 K, e T, anãs marrons, com temperaturas abaixo de 1400K 
(quando se forma o metano)
Espectroscopia
� Classificação espectral do Observatório de Harvard Estrelas 
são classificadas em função decrescente da temperatura, 
como O B A F G K M
� Oh! Be A Fine Girl, Kiss Me!
� OBA, Frango Grelhado "Kom" Molho
� Cada tipo espectral se subdivide em 10 classes, sendo 0 a 
mais quente e 9 a mais fria
� Nos anos 1990, foram descobertas estrelas mais frias que as 
M9
� Adicionou-se as classes L, com temperaturas entre 2200 K e 
1400 K, e T, anãs marrons, com temperaturas abaixo de 1400K 
(quando se forma o metano)
� Oh! Be A Fine Girl, Kiss Me Lovingly Tonight!
Espectroscopia
� Observatório de Yerkes 6 diferentes classes de 
luminosidade, baseadas nas larguras das linhas 
espectrais
Espectroscopia
� Observatório de Yerkes 6 diferentes classes de 
luminosidade, baseadas nas larguras das linhas 
espectrais
� Ia Supergigantes superluminosas. Exemplo: Rigel (B8Ia): 
L=40.550 LSol
� Ib Supergigantes. Exemplo: Betelgeuse (M2Ib): L=12.246 LSol
� II Gigantes luminosas. Exemplo: Antares (M1II): L=4.875 LSol
� III Gigantes. Exemplo: Aldebarã (K5III): L=100 LSol
� IV Subgigantes. Exemplo: Acrux (Crucis) (B1IV): L=30,76 LSol
� V Anãs (seqüência principal). Exemplo: Sol (G2V): L=1 LSol
Espectroscopia
� Observatório de Yerkes 6 diferentes classes de 
luminosidade, baseadas nas larguras das linhas 
espectrais
� 0 Hipergigantes
� Ia Supergigantes superluminosas. Exemplo: Rigel (B8Ia): 
L=40.550 LSol
� Ib Supergigantes. Exemplo: Betelgeuse (M2Ib): L=12.246 LSol
� II Gigantes luminosas. Exemplo: Antares (M1II): L=4.875 LSol
� III Gigantes. Exemplo: Aldebarã (K5III): L=100 LSol
� IV Subgigantes. Exemplo: Acrux (Crucis) (B1IV): L=30,76 LSol
� V Anãs (seqüência principal). Exemplo: Sol (G2V): L=1 LSol
� VI Sub-anãs
� VII Anãs brancas
Espectroscopia
O 
estrelas azuis, com Tef=20 000 a 35 000 K, apresentam linhas de HeII (hélio uma 
vez ionizado) e ultravioleta forte. Exemplo: 10 Lac (V=4,88, O9) e Mintaka ( Ori, 
uma das Três Marias, V=2,10, O9). 
B 
estrelas branco-azuladas , com Tef=15 000 K, com linhas de HeI. Exemplos: Rigel 
( Ori, V=0,12, B8Ia) e Spica ( Vir, V=0,90, B1V). 
A estrelas brancas, com Tef=9000 K, com linhas de HI forte. Exemplos: Sírius ( 
Can Maj, V=-1,46, A1V) e Vega ( Lyr, V=0, A0V). 
F 
estrelas branco-amareladas, com Tef=7000 K, com linhas de metais observadas. 
Exemplos: Canopus ( Car, V=-0,72, F0Ib) e Procyon ( Can Min, V=0,38, 
F5IV). 
G estrelas amarelas, com Tef=5500 K, como o Sol, com fortes linhas de metais e HI fraco. CaI (H e K) fortes. Exemplos: Sol (G2V) e Capela ( Aur, V=0,08, G1II). 
K 
estrelas alaranjadas, com Tef=4000 K, com linhas metálicas dominantes. Contínuo 
azul fraco. Exemplos: Aldebarã ( Tau, V=0,80, K5III) e Arcturus ( Boo, V=-
0,04, K2III). 
M estrelas vermelhas, com Tef=3000 K, com bandas moleculares (TiO) muito fortes. Exemplos: Betelgeuse ( Ori, V=0,50, M2Ib) e Antares ( Sco, V=0,88, M1Ib). 
 
Diagrama de Hertzsprung Russell
� Diagrama HR Descoberto independentemente pelo 
dinamarquês Ejnar Hertzsprung (1873-1967), em 
1911, e pelo americano Henry Norris Russell (1877-
1957), em 1913, como uma relação existente entre a 
LUMINOSIDADE de uma estrela e sua 
TEMPERATURA SUPERFICIAL 
Diagrama HR
Diagrama HR
Diagrama HR
� Satélite Hipparcos Mais de 
40.000 estrelas
Evolução estelar
Referências
� K. S. Oliveira Fo. e M. F. O. Saraiva. Astronomia e 
astrofísica, 2a. ed. São Paulo: Livraria da Física, 2004
� W. J. Maciel (ed.). Astronomia e astrofísica. São 
Paulo: EdUSP, 1991
� D. Halliday, R. Resnick e J. Walker. Fundamentos de 
física, v. 4, 8a. ed. Rio de Janeiro: LTC, 2009