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