Estrelas (III) Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira IAG/USP
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(2) Propriedades de estrelas • O que observamos e medimos: – Brilho (magnitude) fluxo de energia recebido na Terra. – Cor/Tipo espectral observação do espectro; • Classificação espectral: OBAFGKM.. – Distância usando, por exemplo, paralaxe. – Movimento: • radial efeito doppler; • transversal movimento próprio (na esfera celeste).. • O que deduzimos: – Luminosidade: relação entre brilho e distância. – Temperatura e Tamanho: estrelas são aproximadamente corpos negros, usamos a cor para temperatura e o fluxo na superfície para o tamanho. – Massa: movimento de estrelas em sistemas binários.. • Diagrama Cor—Magnitude Diagrama HR – As estrelas não se distribuem aleatoriamente no diagrama HR: • Sequência Principal (90% das estrelas), Gigantes, Supergigantes e Anãs Brancas.
(3) Relação Massa–Luminosidade • Para as estrelas da Sequência Principal existe uma relação bem definida entre a massa e a luminosidade.. ". #. $% . & . . . . . . . '. . . . ',. . . . '. . '. . . . . (. . . . . . . (.
(4) ) * + *.
(5) . . . (,. . . . . ( (. . . luminosidade (unidade solar). !. Sol. (. .
(6) . . massa (unidade solar).
(7) Relação Massa–Luminosidade. Luminosidade baseada na magnitude aparente e distância. • . Note que a massa varia entre 0,1 e 100 M.. • . A luminosidade varia de 0,001 a 1.000.000 L.. luminosidade (unidade solar). • Para as estrelas da Sequência Principal existe uma relação bem definida entre a massa e a luminosidade.. Massa medida em sistemas binários. ⎞3,3 massa luminosidade ⎛ =⎜ ⎟ lum. do Sol ⎝ massa do Sol ⎠. massa (unidade solar).
(8) Tempo de vida de uma estrela • A duração de vida de uma estrela pode ser estimada como:. energia disponível tempo de vida = energia emitida • A energia disponível é aproximadamente proporcional à massa da estrela: – Produção de energia por fusão nuclear, diferença de massa convertida em energia Eq. de Einstein: E = massa c2.. • Energia produzida no centro se propaga até a fotosfera e é emitida Energia emitida = Luminosidade. massa tempo de vida = τ ∝ luminosidade.
(9) Tempo de vida de uma estrela • A duração de vida de uma estrela pode ser estimada como:. energia disponível tempo de vida = energia emitida. massa tempo de vida = τ ∝ luminosidade • Acabamos de ver que a luminosidade (na Sequência Principal) obedece: L 㲍 m+3,3. Logo:. massa (1– 3,3) –2,3 τ∝ ⇒ τ ∝ massa ⇒ τ ∝ massa massa +3,3.
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(12) . Tempo de vida na Sequência Principal. • • • . . . . o|. . . . . . . . Estrelas com 0,1 M podem viver até 10 trilhões de anos. Estrelas com 0,9 M têm vida igual à idade do universo atual (~14 bilhões) Estrelas com 100 M vivem ~ 3 milhões de anos..
(13) Formação estelar • Estrelas se formam no meio interestelar (entre as estrelas) dentro das galáxias. • Estrelas “herdam” o material que está distribuído no meio. • Em algumas galáxias (como a nossa) a formação estelar se dá continuamente. • Em outras, a formação de dá em um ou mais surtos de curta duração. • O “berçário” de formação estelar são as nuvens moleculares, nas chamadas regiões de formação estelar. • Em uma galáxia podem existir várias regiões de formação de estrelas..
(14) Nuvens moleculares • Regiões relativamente densas e frias na Galáxia: – – – – . massa densidade temperatura dimensão. ~ 1.000.000 × massa Solar ~ 100–300 partículas/cm3 ~ 20 K ~ 50 pc. Obs: Galáxia com G maiúsculo se refere à Via Láctea. Nebulosa da Águia nos “Pilares da Criação”. • Existem milhares conhecidas na Via Láctea. • Há centenas de moléculas diferentes no meio interestelar: – H2 e CO são as mais comuns. – Amônia, Metanol, Etanol... – PAHs (Hidrocarbonos Aromáticos Policíclicos): benzeno, naftalina, fluoreno, etc.... Leo Blitz (UCB), Jeff Hester & Paul Scowen (ASU), HST.
(15) Nuvens moleculares B. V. I. Ks. H. J 4,9 arcmin. • Regiões com muita poeira. • A poeira bloqueia a luz visível, mas podemos ver através no infravermelho. – O comprimento de onda no infravermelho (distante) é maior do que o tamanho típico dos grãos de poeira..
(16) Nuvens moleculares • Formação estelar ocorre em nuvens frias e densas. • Nuvens moleculares e glóbulos de Bok (regiões mais densas, com muita poeira das nuvens moleculares).. NASA/ESA/STScI/AURA. Hubble Space Telescope.
(17) Glóbulos de Bok • Estudado por Bart Bok nos anos 1940. • Regiões frias e densas: – – – – . Temperatura ~ 10 K; densidade ~ 10.000 partículas/cm3; massa ~ 1–1000 massas solares; dimensão ~ 1 pc.. “Caroços” no interior das nuvens moleculares. 1906 - 1983.
(18) Colapso gravitacional • Se uma nuvem está em equilíbrio, nada acontece... • O equilíbrio se dá entre a força gravitacional e a pressão do gás.. • Para um gás perfeito: Pressão = n kT – n = densidade de partículas – T = temperatura – k = constante de Boltzman = 1,38×10–23 Joule/Kelvin. • Quando não há equilíbrio: Colapso Gravitacional.
(19) Colapso gravitacional • Critério de equilíbrio (descoberto no séc. XIX e estudado por Sir James Jeans no início do séc XX). • Teorema do virial para sistemas em equilíbrio: 2 × energia cinética + energia potencial = 0 • energia cinética. => pressão do gás => densidade e temperatura.. • energia potencial. => massa do gás => força gravitacional.. (1877 – 1946).
(20) Colapso gravitacional • Critério de equilíbrio (descoberto no séc. XIX e estudado por Sir James Jeans no início do séc XX). • Condição para haver colapso: 2 × energia cinética < energia potencial • Não há energia cinética suficiente para contrabalançar o peso do gás. • O gás “cai” para o centro ==> Colapso.. colapso de uma esfera homogênea sem rotação.
(21) Colapso gravitacional • Condição para haver colapso: 2 × energia cinética < energia potencial • Pode ser escrito em função da massa ou do raio. • Se a. massa > massa limite. então há colapso.. massa de Jeans. • Exemplos: – se T = 50 K e dens. = 500/cm3, então MJ ~ 1500 M. – se T = 150 K e dens. = 108/cm3, então MJ ~ 17 M..
(22) Formação estelar • A formação estelar se inicia com a fragmentação de uma nuvem molecular. • Colapso das regiões mais densas e frias..
(23) Etapas da formação estelar A nuvem mãe deve ter regiões densas, por exemplo, com temperatura T = 10 K e densidade ρ = 109 partículas/m3 (1000 partículas/cm3).. Esta nuvem contém milhares de vezes a massa do Sol, em forma de gás atômico e molecular (a fração de poeira é pequena, porém importante).. • . Baseado em Greene, site do telescópio Spitzer.
(24) Etapas da formação estelar Regiões de formação estelar. M16 (águia) M17 (ferradura). Via Láctea. M8 (Lagoon). Hale-Bopp. Júpiter. • . imagem de W. Keel.
(25) Etapas da formação estelar Região de formação estelar. M16 (águia). Imagem: T.A. Rector & B.A. Wolpa.
(26) Etapas da formação estelar Região de formação estelar “Pilares da Criação” na nebulosa M16 (Águia) a 2 mil parsecs da Terra.. A imagem colorida é construída a partir de 3 imagens (bandas) separadas: • Azul: oxigênio • Verde: hidrogênio e nitrogênio • Laranja: enxôfre. NASA, ESA, STScI, and J. Hester & P. Scowen (Arizona State University), Hubble Heritage Team. Total de exposição: 53h.
(27) Etapas da formação estelar Região de formação estelar. tamanho do Sistema Solar. M16 (Nebulosa da Águia) “Pilares da Criação”. Imagem do Telescópio Espacial Hubble.
(28) Zoom da Via Láctea até os Pilares da Criação. http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2015/01/video/b/.
(29) Etapas da formação estelar. O colapso inicial ocorre quando o nuvem fica instável devido a algum agente externo ou devido a uma queda de temperatura. Nestes casos, a pressão interna não é mais suficiente para impedir a contração. • . Baseado em Greene, site do telescópio Spitzer.
(30) Formação da proto-estrela • No centro do caroço da nuvem molecular o gás vai se comprimindo e aquecendo. • Mas a energia é emitida; no infravermelho distante os fótons escapam da nuvem (comprimento de onda maior que o tamanho dos grãos de poeira). • Detectamos assim uma proto-estrela; sua luz no visível não escapa da nuvem molecular. • A energia de uma proto-estrela vem do colapso gravitacional (energia potencial). – Em uma estrela já formada a energia vem de reações nucleares. – Matéria cai na proto-estrela e produz muita radiação..
(31) Etapas da formação estelar visível. foto do Palomar (DSS). • • • • • . infravermelho. telescópio espacial Spitzer. Parte da energia potencial é transformada em radiação eletromagnética. A poeira impede que vejamos a parte central da nebulosa. No infravermelho, podemos ver o início da formação da proto-estrela. Parte da radiação visível pode escapar se houver uma cavidade. No infravermelho distante, a resolução não é boa e não vemos os detalhes..
(32) Etapas da formação estelar. Imagem: Subaru SprimeCam. Imagem: Gemini GMOS. (mais escuro=mais brilhante). 3 arcmin ~ 0,35pc ~ 72 mil U.A.. • • . Comparação de duas imagens com 8 anos de intervalo Variabilidade observada: processo dinâmico muito ativo, movimento do gás e poeira dentro da nuvem molecular..
(33) Formação da proto-estrela • A nuvem tem momento angular, isto é, rotação (mesmo se for pouco). • Como o momento angular se conserva, o colapso leva à formação de um disco em rotação. • Origem da rotação das estrelas e sistemas planetários. – Sistemas planetários restritos a um plano, como no Sistema Solar.. Colapso de uma esfera em rotação.
(34) Etapas da formação estelar. • . Baseado em Greene, site do telescópio Spitzer.
(35) Etapas da formação estelar. • jato da proto-estrela: objetos Herbig-Haro • Material ejetado a 100—1000 km/s.
(36) Etapas da formação estelar. • disco da proto-estrela: a proto-estrela não é observável devido à poeira..
(37) Etapas da formação estelar. • . Baseado em Greene, site do telescópio Spitzer.
(38) Etapas da formação estelar
(39) .
(40) .
(41) ! . Imagem IV/óptico (Hubble/NASA/ESA). . Imagem do disco de poeira em torno de HL Tauri (ALMA/ESO). • Na fase de T-Tauri, a estrela fica exposta. • A luz que observamos é a soma da estrela (visível / ultravioleta) e do disco (do infravermelho ao ultravioleta) alta variabilidade de brilho. • Esta fase ocorre apenas para estrelas de menos de ~2 M. São as progenitoras das estrelas de classe espectral F, G, K, M. • Estrelas com massa entre ~2 e 8M Ae/Be de Herbig (semelhante a T-Tauri mais quentes)..
(42) Etapas da formação estelar. • . Baseado em Greene, site do telescópio Spitzer.
(43) Etapas da formação estelar. • Estrela na pré-sequência principal • Proto planetas “limpam” sua órbita no disco. Simulação da fomação de um protoplaneta e abertura de um anel (limpeza da órbita). Animação: Philip Armitage, Univ. Colorado.
(44) Etapas da formação estelar Imagens no infra-vermelho do HST resolvendo o disco de poeira. • Estrela na pré sequência principal • Proto planetas “limpam” sua órbita no disco..
(45) Etapas da formação estelar. • . Baseado em Greene, site do telescópio Spitzer.
(46) Formação do Sistema Solar Antigamente, este estudo chamava-se Cosmogonia. Era assim porque o universo conhecido era essencialmente o Sistema Solar.. • Início há 4,6 bilhões de anos. • Colapso e formação do disco proto-planetário. • A parte central (99,9% da massa) se torna o Sol. • Pequenos lóbulos na parte mais externa do disco, formam os planetas jovianos; grãos de poeira agem como núcleos de condensação formando planetesimais. • Ventos da estrela em formação expelem o gás da nebulosa primordial. • Nuvem de Oort é o que sobra do colapso na região externa.. Órbitas coplanares dos planetas. distribuição de metais, água e gases.
(47) Berçário de estrelas • • . Regiões de formações estelar Zoom a partir de uma visão global da Via Láctea na região de formação estelar IC 2944, onde vemos Glóbulos de Bok (nesta região chamados de Glóbulos de Thackeray). http://www.eso.org/public/videos/eso1322b/.
(48) Berçário de estrelas • O berçário de estrelas mais próximo está em Orion, a cerca de 450 pc, onde observamos duas nuvens moleculares gigantes. Imagem óptica. Imagem óptica + rádio (molécula CO). Nuvens moleculares de Orion.
(49) Berçário de estrelas • Complexo de nuvens moleculares de Orion, onde milhares de estrelas estão se formando. óptico + Halfa (em vermelho). NGC 1975 . M43.
(50) . . Nebulosa de Orion, M42 Rogelio B. Andreo, DeepSkyColors.com.
(51) Berçário de estrelas • Nebulosa do Trapézio em Órion: quatro estrelas de grande massa (luminosidade) iluminam a nebulosa e expulsam o gás.. Nebulosa do Trapézio.
(52) Berçário de estrelas • Também vemos estrelas de baixa massa se formando.. imagem HST.
(53) Berçário de estrelas • . Estrelas de grande massa sopram o material que poderia cair nas estrelas menores..
(54) Berçário de estrelas. • Vemos a frente de choque em uma região onde um novo sistema planetário pode estar nascendo.
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