AGA 291 29 /05/07 1 Estrelas Variáveis Antonio Mário Magalhães IAG-USP mario/aga291

AGA 2911

29/05/07

Estrelas Variáveis

Antonio Mário MagalhãesIAG-USP

http://astroweb.iag.usp.br/~mario/aga291/

ftp://astroweb.iag.usp.br/pub/mario/Talks/aga291/

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AGA 291 – Estrelas Variáveis

Classificação Estrelas c/ magnitude

variável Importância:

– Dicas de detalhes sobre estrutura estelar

– Indicadores de Distância e Idade

Exemplos históricos– SN de Tycho – 1572– omicron (ο) Ceti –

descoberta em 1596

Conhecidas ~ 40,000 variáveis ou suspeitas

R Scorpii & S ScorpiiKarttunen

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Classificação (cont.) Causas:

– Pulsações – Manchas quentes e

frias na superfície + rotação

– Explosões

Variabilidade espalhada ao longo do Diagrama H-R

Variáveis no Diagrama H–R

Karttunen

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Classificação (cont.) Designação

– Numa dada constelação: Letras gregas por ordem de

brilho

Ex. αα Orionis Orionis ≡ BetelgeuseBetelgeuse

– Normalmente: Primeiras 9 => R … Z Seguintes 10 … 18 => RR …

RZ 8 => SS … SZ etc.

– Isto permite

9 + = 9 +

= 334 estrelas

– Seguintes: V335, V336, etc.

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Classificação (cont.) Classificação é feita

baseada em:– forma da curva de luz– classe espectral– movimento radial da

superfície

Tipos Principais– Eclipsantes

Estrelas binárias

– Pulsantes Regulares de longo período

– Eruptivas Novas Supernovas

– Outras T Tauri Estrelas Flare

Curva de luz de uma Variável(Karttunen)

Karttunen

Vibrações num tubo e numa estrela(Carroll & Ostlie)

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Variáveis Pulsantes Devido à expansão e

contração das camadas externas– Mudanças observadas

pelo efeito Doppler– Velocidade do gás: 40-

200 km/s– Raio muda mas

mudança de brilho é principalmente devida à Te (F ∝ Teff

4)

Curva de luz de Mira, 1953–1995(AAVSO)

Karttunen

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Variáveis Pulsantes Devido à expansão e

contração das camadas externas– Mudanças observadas

pelo efeito Doppler– Velocidade do gás: 40-

200 km/s– Raio muda mas

mudança de brilho é principalmente devida à Te (F ∝ Teff

4)

Mira (= ο Ceti, observada pelo HST(M. Karovska)

NASA

0.6”= 70 UA

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Variáveis Pulsantes Cefeidas e RR LyraeCefeidas e RR Lyrae

– São estrelas gigantes– CefeidasCefeidas: tipo espectral

F e G População I: -6 < MV < -2 População II: -3 < MV < 0

(W Virginis)

– RR LyraeRR Lyrae: tipo espectral A e F

População II MV ≈ 0.5

– Períodos de Pulsação Pulsação RegularRegularCefeidas: ~1 dia a ~100 diasRR Lyr: ~1.5h a ~ 1 dia

Karttunen

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Variáveis Pulsantes• Indicadores de distânciaIndicadores de distância

– Correlação forte entre período de pulsação e brilho intrínseco:Relação Período-Relação Período-LuminosidadeLuminosidade

• Relação P-L para CefeidasCefeidas:– Quase linear em MV (ie.,

log L) vs. log P– Curvas paralelas para Tipo

I e Tipo II– Tipo I ≈ 4x mais brilhante

que Tipo II• Relação P-L para RR LyraeRR Lyrae

– MV ≈ 0.5 independente do Período

– Importante indicador para Aglomerados Globulares

Relação Período–Luminosidade p/ Cefeidas

Karttunen

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Variáveis Pulsantes• Estes dados permitem:

– identificar a variável medir o período P com P, achar magnitude

absoluta achar a distância!

– Ex.Cefeida comperíodo P = 20d e <V> = 20

– Da figura MV = -5 m – M = 5 log(r/10)

r = 1010(m-M)/5 = 106 pc = 1 Mpc

adap. do Karttunen

Movie: cefeidas em M100 com o Hubblehttp://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1994/49/video/a

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Variáveis Pulsantes

Movie: cefeidas em M100 com o Hubblehttp://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1994/49/video/a

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Variáveis Pulsantes• Manutenção das

Pulsações– devidas a zonas de

ionização na atmosfera

– H e He parcialmente ionizados

– opacidade:

aumenta/diminui c/ ρρ(T não muda muito)

• Em estrelas com

6000 K < Te < 9000 K– zonas de ionização na

atmosfera a profundidades apropriadas

Carroll & Ostlie

Modo fundamental é excitado

1o. harmônico é excitado

Pulsações não acontecem

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Variáveis Pulsantes• Mecanismo de Pulsação

de uma Cefeida

– Válvula de He+

– Estrela aumenta de brilho logo após mínimo de raio Raio de equilíbrio

adapt. de Renssalear

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Variáveis Pulsantes MirasMiras

– Gigantes vermelhas (Te~2000K)

– protótipo: οο Cet Cet (= Mira Ceti = Maravilha de Cetus)

– Vmax ~ 2mag; Vmin ~10mag

– Estágio ‘Ramo Assintótico das Gigantes’ = ‘AGB’

– Perdem massa 10-6 – 10-8 M/ano por vento

contínuo Matéria visível

posteriormente sob a forma de Nebulosas Planetárias

– Períodos LongosLongos:100d – 500d

Curva de luz de Mira, 1953–1995(AAVSO)

Karttunen

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Variáveis Pulsantes MirasMiras

– São gigantes vermelhas– protótipo: οο Cet Cet (= Mira

Ceti = Maravilha de Cetus)

– Vmax ~ 2mag; Vmin ~10mag

– Períodos Longos (100–500 d)

– Estágio ‘Ramo Assintótico das Gigantes’ = ‘AGB’

– Perdem massa 10-6 – 10-8 M/ano por vento

contínuo Matéria visível

posteriormente sob a forma de

Proto-Nebulosas Planetárias

Nebulosas Planetárias

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Variáveis Eruptivas NovasNovas

– Variação rápida (dias) e grande (7 – 16 mag)

– Três tipos:Comuns explosão maior, Δm ≥ 10–

16 mag

Recorrentes Δm ≤ 10 mag, Δt ~

décadas

Anãs Δm ≤ 2 – 6 mag, Δt ~ 200 –

600 d

– São binárias próximasbinárias próximas– Depois que H suficiente

acretou na sup. da Anã Branca Erupção da Nova

Ilustração de uma Nova

Karttunen

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– Três tipos:Comuns

explosão maior, Δm ≥ 10–16 mag


décadas

Anãs Δm ≤ 2 – 6 mag, Δt ~ 200

– 600 d



Nova Cygni 1975 = V1500 Cyg

Karttunen

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– Três tipos:Comuns explosão maior, Δm ≥ 10–

16 mag


décadas

Anãs Δm ≤ 2 – 6 mag, Δt ~ 200 –

600 d



Ilustração de uma Nova

Bless

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Variáveis EruptivasNovas (cont.) Disco pode ser estudado

– linhas espectrais

Frequentemente, o gás em expansão é aparente– Medindo-se velocidade

de expansão vr por Doppler

– Medindo-se movimento próprio de expansão do envelope, μ v = [distância d] μ

d (pc)d (pc) = vr (km/s) / 4.74 μ (“/ano)

Magnitude AbsolutaMagnitude Absoluta!

T Pyxidis

Carroll & Ostlie

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Variáveis Eruptivas SupernovasSupernovas

– Em alguns dias, Δm ~ 20 mag

– Quatro tipos principaisTipo IaTipo Ia:

Sistema binárioSistema binário com Anã Branca de CO

Separação ≤ 3 R

AB ganha Massa da companheira

nucleosíntese até o 56Fe explosão (MB = –19.2±0.2)

Tipo Ib, IcTipo Ib, Ic: Estrelas que começaram

na SP com M ≥ 20 M

Sem ou pouco H no espectro

Tipo IITipo II: Espectro de emissão com H Em galáxias espirais estrelas massivas cujo núcleo

colapsa

ObservacionalmenteObservacionalmente: Tipo Ia: sem linhas de H, sem

linhas de He, linhas fortes de Si Tipo Ib: sem linhas de H, linhas

fortes de He , sem linhas de Si Type Ic: sem linhas de H, sem

linhas de He, sem linhas de Si

Sugestão de atividade: http://

www.astro.washington.edu/labs/clearinghouse/labs/Propsn/propsn.html

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Variáveis EruptivasSupernovas (cont.)Supernovas (cont.) Ex. SN 1987A na Grande

Nuvem de Magalhães

– Espectro de Tipo II

– d = 52 kpc

– Detecção de neutrinos Estrela de Neutrons

formada!

– entretanto, nenhum pulsar observado até o momento

SN 1987A antes e depois da explosão

Karttunen

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Variáveis EruptivasSupernovas (cont.)Supernovas (cont.)• SN 1987a (cont.)

– Curva de luz decaiu exponencialmente

t1/2 = 77 d

– Explicação Curva de luz energizada por

Raios-γ:

56Ni → 56Co + e+ + ν + γ (t1/2 =

6.1 d) 56Co → 56Fe + e+ + ν + γ

(t1/2 = 77.1 d)

onde os núcleos instáveis foram criados no colapso e ejetados.

– Das observações 0.07 M de 56Ni foram criados; OK com modelos de nucleosíntese.

Curva de luz da SN 1987A nos primeiros 5 anos

Longair

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Importância das Variáveis Supernovas de Tipo IISupernovas de Tipo II:

– formam elementos mais pesados que o 56Fe

– ejetam materiais no Meio Interestelar

gerações posteriores de estrelas enriquecidas em metais

• MirasMiras também contribuem com materiais– criados por captura

lenta de neutrons– trazidos à superfície– ejetados pelo vento

estelar (gás e poeira)

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Referências• Livros

Além dos abaixo, é recomendado:• Carroll & Ostlie, Introduction to Modern

Astrophysics, Addison–Wesley, 1966.

• Créditos das FigurasAs figuras indicadas foram tomadas com autorização

das seguintes publicações (a não ser quando notado de outra forma junto à figura):

Karttunen et al., Fundamental Astronomy, Springer, 3rd ed., 1996.

Bless, Discovering the Cosmos, University Science Books, 1996.

Longair, Our Evolving Universe, Cambridge, 1996.

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