ESTIMATIVAS DE DISTÂNCIA

1. ESTIMATIVAS DE DISTÂNCIA I. Distâncias dentro do sistema solar radar paralaxe trigonométrica distâncias até 1 ano-luz (~1.5x108 km)

2. 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” aplicável as estrelas mais próximas (até ~ 30 pc) alguns milhares de estrelas método dependente do seeing

3. 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 !

4. MOVIMENTO PRÓPRIO encontra  próximas Ex. no mesmo ponto da órbita da Terra, verifica-se uma  de posição da estrela duas fotografias feitas no mesmo dia do ano com 22 anos de diferença • Movimento próprio: mov. anual de uma estrela observado, • corrigido da paralaxe

5. 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 tg(3.5/3600)=desl/1.3~2.2x10-5 pc/ano VT ~ 22 km/s

6. o obs obs blueshift redshift V~ 30 km/s (não chegará menos de 1pc de distância de nós em 280 séculos!!!

7. III. PARALAXE ESPECTROSCÓPICA Determinação da distância através da medida do brilho aparente ou magnitude aparente de uma Relembrando: o fluxo de energia (E/t/área) (ou brilho aparente) ergs/s/cm2 dependente da distância L = brilho intrínseco Mais comum: escala de magnitude ao invés de fluxo

8. M= magnitude absoluta magnitude aparente se a estiver a uma D=10 pc Então: m - M =5 log(d/10) = 5 log D - 5 M=M-2.5log(L/L) 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

9. Conhecendo-se a distância, pode-se determinar o diâmetro de uma estrela: l = diâmetro intrínseco  = diâmetro angular aparente (em rad) p/ D >> l e espaço euclidiano

10. Lembrete: diagrama HR construído com estrelas mais próximas com D conhecidas por paralaxe geométrica Resumindo …. 25% de incerteza (largura da sequência principal) indicadores de distância

11. IV. ESTRELAS VARIÁVEIS indicadores primários Variáveis pulsantes que determinam distâncias: • 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)

12. L aproximadamente constante com o período P RR LYRAE determinação de L CEFEIDAS correlação entre L e P tendo L e calculando m obtêm-se D

13. 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)

14. 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)

15. 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

16. Supernovas de Tipo Ia: luminosidade no máximo aproximadamente similar entre todas (indep. da progenitora) D ~ centenas Mpc Nova ~ 104 L , SN Ia ~ 108L

17. Outra alternativa p/ standard candles gal. espirais: relação de Tully-Fisher D de até ~ 200 Mpc vel. de rotação  luminosidade ex.: linha de 21 cm do H maior a vrot maior  o alargamento da linha

18. Elípticas como standard candles luminosidade/área plano fundamental: relação entre dispersão de vels. e tamanho [refetivo x brilho sup x log () ] 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) Mv ~ -23 (1011L) D > 100 Mpc

19. erros cada vez maiores !!!

20. VI.A LEI DE HUBBLE isotrópica • Espectros de galáxias medidos em todas as direções no céu • apresentam linhas com deslocamento p/ s maiores em relação • ao  em repouso (REDSHIFT). • Lembrete: efeito Doppler • rel. restrita: • p/ v<<c : z ~ v/c

21. linhas de absorção diagramas de Hubble: redshift cosmológico

22. A taxa na qual a galáxia afasta-se é  à distâncialei 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 h entre 0.5 e 1  reflete a incerteza na declividade da relação Ho= 100h km/s/Mpc incerteza estimada levando-se em conta todos os métodos de determinação de distância

23. 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 : vários modelos cosmológicos:  ~ H

24. Completou…. Acumula todos os erros provenientes das calibrações anteriores!

25. Relembrando: mapa do universo local construído graças a lei de Hubble distâncias estimadas com h=65 km/s/Mpc