A MEDIDA DO UNIVERSO

EVOLUO DE ESTRELAS E GALXIAS

Departamento de AstronomiaIAG/USP

http://www.astro.iag.usp.br/maciel

Walter J. Maciel

UTFPR Setembro 2012 01/170

I ESTRELASII GALXIAS

PARA SABER MAIS


PARTE I - ESTRELAS1. O Sol e as estrelas 2. Estrutura estelar 3. Atmosferas estelares4. Ventos estelares5. Estgios iniciais da evoluo estelar6. Estgios finais da evoluo estelar7. Formao de estrelas


1. O Sol e as estrelas

Observaes do Sol Estrelas


6.96 x 1010 cm700.000 km

Fotosfera

visvel

Observaes do Sol



Diferentes comprimentos de onda: diferentes processos fsicos

Visvel

Regio de

transio

UV/CIV

Cromosfera - Coroa

Coroa - He/UV


Coroa Fe/UV

Estrelas


Estrelas de campo

Aglomerados abertos


Aglomerados globulares


Aglomerados estelares: importantes para estudar a evoluo das estrelas

As estrelas dos aglomerados foram formadas ao mesmo tempo, esto mesma distncia, tm a mesma composio qumica inicial, mas diferentes massas


2. Estrutura estelar Propriedades fsicas das estrelas Equaes da estrutura interna


Propriedades fsicas das estrelas

Massa: M gRaio: R cmTemperatura efetiva: Tef K Composio qumica ZIdade t anoVelocidade de Rotao km/sCampo magntico G

Densidade mdia: g/cm3Gravidade: g cm/s2

Luminosidade: L erg/sFluxo: F erg cm-2 s-1 -1Magnitude: m, M magndice de cor: B-V, U-B magTipos espectrais OBAFGClasses de luminosidade I,II,III,IV,V


O diagrama HR

Eixo X:Temperatura dasuperfcie

Eixo Y:Luminosidade


Equaes da estrutura interna

Equao de continuidadeEquao de equilbrio hidrostticoEquao de equilbrio trmicoEquao de equilbrio radiativoEquao de equilbrio convectivo

Equao de estadoOpacidadeTaxa de produo de energia nuclear

{


1. Equao de continuidade

2. Equao de equilbrio hidrosttico

3. Equao de equilbrio trmico

4. Transporte de energia:

Equao de equilbrio convectivo

Equao de estado

Opacidade

Produo de energia nuclear

Equao de equilbrio radiativo

Variveis

Os valores fotosfricos devem ser conhecidos pormeio de modelos de atmosferas

Em r = 0 devemos ter: M(0) = 0, L(0) = 0

Em r = R devemos ter: M(R) = M (R) = f T(R) = Tf

M(r) P(r) (r) L(r)

Condies de contorno:


UFTPR Agosto 2012 03/99

Exemplo: O Sol


Exemplo: O Sol


Helio sismologia


Neutrinos

3. Atmosferas estelares Observaes: contnuo e linhas Modelos de atmosferas


Observaes: contnuo e linhas


Leis de Kirchhoff


Modelos de atmosferas

A partir da anlise dos espectros as estrelas possvel obter as propriedades de suasatmosferas: temperatura, densidade, presso,composio qumica, etc.



Espectro de uma estrela fria


Espectro de uma estrela quente

4. Ventos estelares O vento solar Ventos estelares: observaes Ventos estelares: teoria


O Vento solar

Fotosfera: visvel Cromosfera/coroa: Halfa

Regio de transio: UV Coroa: UV/He Coroa: UV/Fe

Cromosfera: Halfa

A Coroa quente se expande em direo ao meio Interplanetrio: isto o vento solar

Cauda de poeira: presso da radiao

Cauda inica: vento solarUTFPR Setembro 2012 43/170

Indcios do vento solar: cauda dos cometas

Cometa Hale-Bopp

Velocidade e densidadedo vento solar:Ulysses


Polos: linhas abertasvento rpido

Equador: linhas fechadas campo mais lento


Para existir um vento solar as partculasejetadas pelo Sol devem escaparpara o meio interplanetrio.

Isto significa que as velocidades medidas devem ser maiores quesua velocidade de escape.


A taxa de perda de massa do Sol muito pequena:

dM/dt 2 x 10-14 M /ano

Durante toda a vida do Sol, a massa perdida seria aproximadamente

M dM/dt x t (2 x 10-14) x (4.5 x 109) MM 0.0001 M


Ventos estelares: observaes

Ventos e o diagrama HRImagens profundasPerfis P CygniLinha H em emissoExcesso infravermelho e rdioEmisso molecular em estrelas friasEmisso infravermelha por gros


Nebulosa Rosette

Ventos em estrelas quentes: bolhas de gs e poeira


Nebulosa RCW 79



Nebulosa Omega (M17)



LL Orionis bow shock


BAT 99-2

Grande Nuvem de Magalhes



Medidas quantitativas dos ventos: Perfis P Cygni


Ventos estelares: teoriaInterao de ventosEquilbrio hidrostticoEquaes dos fluidosMecanismos de perda de massa


Interao de ventos: nebulosas planetrias


Equilbrio hidrosttico

Equaes dos fluidos


Topologia das solues das equaes hidrodinmicas


Mecanismos de perda de massa

Ventos coronaisVentos produzidos por ondas sonorasAo da poeira circunstelar + pulsaoAo da presso da radiao em linhasCampos magnticos: ondas de Alfvn


5. Estgios iniciais da evoluo estelar

Protoestrelas Estrelas pr-sequncia principal


Protoestrelas

As estrelas so formadas a partir da condensao de nuvens moleculares. Uma vez formada uma estrutura central mais densa, esta atinge o equilbrio hidrosttico, enquanto as camadas mais externas continuam a cair. Parte da energia cintica deste gs emitida na forma de radiao. Esta estrutura formada uma proto-estrela, e sua temperatura central ainda no alta o suficiente para a ignio nuclear.


Protoestrelas

Uma trajetria tpica no diagram HR para a evoluo de uma proto-estrela com massa de 1 M est mostrada abaixo. O objeto alcana a sequncia principal de idade zero (SPIZ) segundo a trajetria de Hayashi.

Trajetria deHayashi

Ponto A: Formao do caroo estelarPonto B: Luminosidade mxima de uma protoestrela convectivaPonto C: Radiao comea a dominar no interiorPonto D: Objeto se torna radiativoPonto E: Objeto alcana a SPIZ. Comeo das reaes nucleares

Escalas de tempo de 105 anos


Para estrelas massivas, parte da massa perdida antes de ser atingida a sequncia principal. As luminosidades e as temperaturas efetivas so mais altas. A figura abaixo mostra um esquema para uma estrela com 60 M.


Na fase de proto-estrela a temperatura superficial da ordem de 103 K, e a emisso de energia ocorre principalmente na faixa infravermelha do espectro. A emisso por gros de poeira embebidos na nuvem proto-estelar tambm contribui para a dissipao de energia cintica. Quando a densidade suficientemente alta, a nuvem torna-se opaca.


Estrelas pr sequncia principal

Na fase pr-sequncia principal, a proto-estrela pode alcanar temperaturas centrais suficientemente altas para a ignio do H. Para massas baixas, da ordem de 0.08 M ou menores, isto no ocorre, e os objetos transformam-se em ans marrons.

Objetos mais massivos podem formar estrelas T Tauri, com massas entre 0.2 M e 2 M e idades abaixo de 108 anos. Estas estrelas so pulsantes, com extensas zonas de conveco e atividade magntica superficial. No diagrama HR ocupam posio direita do Sol, com taxas de perda de massa da ordem de 10-5 M/ano.


Estrelas T Tauri

Estrelas T TauriEmission lines

H4861

H6563

Ca II39333968


6. Estgios finais da evoluo estelar

Aglomerados estelares Estrelas de pequena massa Estrelas massivas Nucleossntese estelar


Vantagens:

Diferena: massas

Aglomerados estelares

Mesma distnciaMesma idadeMesma composio qumica

{Galctico (aberto) Globular


Galcticos Globulares


Estrelas de pequena massa

Os estgios finais da evoluo estelar compreendem as ans brancas, para estrelas com massas finais M < 1.4 M, as estrelas de nutrons, para estrelas com massas no intervalo 1.4 < M (M) < 2, e os buracos negros, para estrelas com massas finais acima de M > 3 M.


Um resultado importante da teoria da evoluo estelar que a escala de tempo da estrela na sequncia principal inversamente proporcional a sua massa, isto :

tSP M-a

Onde a 2. Portanto, as estrelas mais massivas consomem seu H nuclear mais rapidamente que as menos massivas, permanecendo menos tempo na sequncia principal.


Relao idade-massa


Para as estrelas de baixa massa a evoluo aps a sequncia principal est esquematizada na figura


Ponto A: SPIZAB: Evoluo na sequncia principalPonto B: Esgotamento do H centralPontos B, C: Queima de H em camadaPontos C, D: Expanso, aumento do raio, RGBEstrela torna-se gigante vermelha.

Ponto D: Queima de He (Helium flash)Ponto E: Degenerescncia, L diminuiPonto F: Queima de H e He em camadas, AGB Ponto G: Pulsos trmicos, superventoEstrela torna-se protoplanetria

Ponto H: Estrela ejeta camadas externasFormao de nebulosa planetriaPonto I: An branca, incio da fase de resfriamento


Na fase de nebulosa planetria, a estrela central quente e compacta, sendo essencialmente a parte interna da progenitora gigante vermelha. A durao desta fase da ordem de 104 anos.

Na fase de ans brancas, no h mais reaes nucleares, e a estrela entra na fase de resfriamento.Esta fase prossegue at a fase de an negra, quando o objeto indetectvel.



NGC 7293


NGC 6543 NGC 6826

NGC 3132 NGC 2392

As estrelas centrais das nebulosas planetrias so objetos muito quentes, podendo alcanar 200.000 K e suas luminosidades so cerca de 1000 vezes maiores que a do Sol.


As ans brancas tm massas M 0.6 M e raios da ordem do raio da Terra, R R/100, de modo que suas densidades so muito altas, causando a degenerescncia dos eltrons. As massas dessas estrelas so inversamente proporcionais aos raios, havendo portanto um limite para a massa da estrela, que o limite de Chandrasekhar, Mc 1.4 M.

Um caso interessante a evoluo de ans brancas em sistemas binrios. Esses sistemas do origem s supernovas tipo I, que tem um papel importante na nucleossntese estelar.



Resumo: Evoluo de estrelas de pequena massa

Estrelas massivas

Estrelas massivas tm uma evoluo diferente das estrelas de pequena massa: terminam como supernovas, estrelas de nutrons ou buracos negros.


Estrelas massivas

A evoluo de uma estrela de 5 M aps a sequncia principal est esquematizada na figura.


Ponto O: Estrela chega SPIZPonto A: Final da permanncia na SPPonto B: Final da queima de H no ncleoPontos C, D: Queima de He em camada

Pontos D,E: Esgotamento do combustivel, contraodo ncleo, expanso da camada externa

Ponto E, F: Conveco, aumento da luminosidadePontos F,G,H: Fase gigante vermelhaPontos G,H: Processo triplo-, queima de HePontos I,J: Nova contrao, nova queima de HePonto K: Queima de C, fase supergigante

As escalas de tempo das estrelas massivas so mais curtas, da ordem de 107 anos para M = 5 M. Isto explica a Lacuna de Herzsprung, isto , o baixo nmero de objetos observado nesta fase.

Instabilidades causam pulsaes nas camadas mais externas das estrelas, originando as variveis cefeidas (pontos I, J), importantes como indicadores de distncias, pelo uso de uma relao perodo-luminosidade.


Para estrelas muito massivas, com M > 20 M, a evoluo particularmente afetada pela perda de massa. As camadas externas so perdidas, revelando o caroo interno com os produtos da nucleossntese. Algumas dessas estrelas massivas no chegam ao ramo das gigantes, como as estrelas Wolf-Rayet, com abundncias altas de N e C e linhas espectrais muito largas.


A figura abaixo mostra esquematicamente as regies de queima dos principais elementos em um diagrama densidade-temperatura.


A composio qumica tambm tem um efeito importante na evoluo das estrelas, uma vez fixada sua massa inicial. As principais diferenas referem-se queima de He (Helium flash) e a posio das estrelas no ramo horizontal, observado em diagramas cor-magnitude de aglomerados globulares.

Em estrelas muito massivas, com massas nucleares acima de 1.4 M, a compresso leva formao de uma estrela de nutrons. Os raios destas estrelas so da ordem de at 20 km, e a regio interna forma um fluido denso, enquanto que nas regies externas ocorre uma mistura de um superfluido e uma estrutura cristalina.

Observacionalmente, as estrelas de nutrons correspondem aos pulsares, descobertos em 1967 a partir da deteco de radiao pulsada em comprimentos de onda de rdio.


As principais caractersticas observadas dos pulsares podem ser explicadas pelo modelo de farol, com uma estrela de nutrons em rotao em um campo magntico dipolar. Nesse caso, a compresso das linhas de fora magnticas leva a um campo com intensidade da ordem de 1010 B.


Os eventos que do origem aos pulsares e estrelas de nutrons so as exploses de supernovas, que ocorrem quando a regio central colapsa violentamente, esgotados os combustveis nucleares. O colapso resulta na ejeo violenta das camadas externas, deixando um objeto colapsado, e formando mais tarde um resto de supernova.

120.

1.2 1014 km

Nebulosa do Caranguejo

As supernovas de tipo I tm um mximo de luminosidade bem definido e um declnio gradual no seu brilho. So formadas por estrelas de massa intermediria. As supernovas de tipo IIapresentam um pico mais largo, um declnio mais rpido e linhas de H. So originadas por estrelas massivas, e ocorrem em espirais e em regies de formao estelar intensa.


As supernovas so eventos raros. Um caso particularmente importante o da supernova 1987a, que surgiu em fevereiro de 1987 na Grande Nuvem de Magalhes. A partir da posio da supernova pode-se concluir que a estrela era uma supergigante azul com massa de cerca de 20 M.


No caso de remanescentes mais massivos, M > 3 Ma teoria da evoluo estelar prev um colapso total, levando formao de buracos negros. A densidade torna-se infinita no centro, correspondendo a uma singularidade. No caso de uma estrela com uma massa solar, o raio do objeto colapsado da ordem de 3 km, chamado raio de Schwarzschild. A densidade deste objeto da ordem de 1016 g/cm3, semelhante densidade na regio central de uma estrela de nutrons.


Supernovas: estrutura interna


Como a luz no pode escapar de um buraco negro, sua deteco depende da existncia de outros objetos em sua vizinhana. Por exemplo, em um sistema binrio, a matria de uma estrela caindo sobre o buraco negro aquecida, emitindo raios X que podem ser observados. O material acrescentado ao buraco negro forma um disco de acrscimo, que emite os raios X.


Diversos processos afetam a evoluo estelar, e devem ser considerados em modelos mais sofisticados. Alguns exemplos:

Perda de massa Presena de sistemas binrios Rotao Pulsao e variabilidade Campos magnticos


Nucleossntese estelar

Nucleossntese a produo dos elementos qumicos. Pode ser classificada basicamente em quatro processos:

Nucleossntese primordialNucleossntese interestelarNucleossntese estelarNucleossntese estelar explosiva


Nos primeiros minutos aps o Big Bang foram formados os elementos D, 3He, 4He, 7Li no processo chamado de nucleossntese primordial. Os outros elementos foram formados somente aps a formao das primeiras estrelas e galxias

Alguns elementos leves (6Li, 7Li, 9Be, 10Be) foram (e ainda so) formados no meio interestelar, pela coliso de raios csmicos com tomos do gs interestelar. Este processo chamado espalao(spallation) ou nucleossntese interestelar. Os demais elementos so formados basicamente pelas estrelas.


Nucleossntese estelar

Queima de H

O processo mais simples de nucleossntese quiescente a queima de H com a formao de 4He, que pode ocorrer por meio da cadeia prton-prton ou do ciclo CNO. A cadeia prton-prton ocorre em estrelas com temperaturas centrais da ordem de 107 K, aproximadamente, suficientemente altas para que a energia cintica dos prtons possa ultrapassar a barreira coulombiana de potencial repulsivo que existe entre eles. So necessrios quatro prtons para cada ncleo de 4He produzido, gerando energia, psitrons e neutrinos no processo. o processo padro nas estrelas de baixa massa, e est ocorrendo no Sol h cerca de 4 bilhes de anos, sendo, emltima anlise, responsvel pela luminosidade solar.


Estrelas mais massivas, com ncleos mais quentes (T > 2 107 K), transformam H em He pelo ciclo CNO. O 12C um catalisador, no foi produzido na prpria estrela, mas fazia parte da nuvem interestelar que deu origem a ela. Elementos como 14N e 16O podem tambm ser produzidos nesta fase.

Queima de He e elementos pesados

O processo de queima de H ocorre at que esse combustvel se esgote na regio central quente, levando a um colapso desta regio, incapaz de suportar o peso das camadas superiores. H ento um novo aquecimento a temperaturas acima de 108 K, quando o prprio He se funde em 12C, no processo conhecido como triplo-, por envolver 3 ncleos de hlio, ou seja, 3 partculas alfa:


Nesta fase as camadas externas da estrela se expandem e resfriam, e a estrela torna-se uma gigante vermelha. Dependendo de sua massa, as estrelas podem desenvolver regies com mltiplas camadas em que h reaes nucleares, como por exemplo a queima de 4He em 12C no ncleo e a queima simultnea de 1H em 4He em uma camada adjacente ao ncleo e um pouco mais fria do que este.

Parte do 12C formado pode tambm se converter em 16O, se a temperatura central for suficientemente alta. Estrelas com massas semelhantes do Sol ou maiores, at um limite da ordem de 8 M, geralmente no conseguem ir alm deste estgio e no podem formar elementos qumicos mais pesados, a no ser no caso de sistemas binrios.


Acima de cerca de 8 M -o valor exato depende da composio qumica - as temperaturas centrais atingem valores acima de 109 K. Essas estrelas formam os elementos mais pesados 16O, 20Ne, 24Mg, 28Si, 32S, 36Ar, 40Ca. Esses elementos so chamados elementos alfa, pois so formados pela captura de um ncleo de 4He (partcula alfa).


Captura de nutrons: processos s e r

Em temperaturas da ordem ou maiores que 108 K, ocorrem reaes que produzem nutrons, como:

Esses nutrons podem ser capturados por outrosncleos, aumentando seu peso atmico e formando elementos sucessivamente mais pesados.


A captura de nutrons pode ocorrer pelo processo s(de slow, lento) ou pelo processo r (de rapid, rpido),dependendo do fluxo de nutrons disponvel. No processo s, o fluxo de nutrons pequeno, e o ncleo formado sofre decaimento beta. Com a liberao de um eltron, o nmero atmico aumentado e um ncleo estvel formado.

Os elementos da parte central da tabela peridica so formados por este processo. Esse processo ocorre em gigantes frias e a captura se d em escalas de tempo longas com relao escala de decaimento beta, alcanando o 209Bi com Z = 83.


Se o fluxo de nutrons for mais elevado, o tempo de captura decresce, at ficar abaixo da escala de tempo do decaimento beta. Nesse caso, formam-se Os elementos do processo r, situados no final da tabela peridica. O processo aplica-se aos nucldeos no alcanados pelo processo s, e aqueles alm do 209Bi, ocorrendo basicamente nas exploses de supernovas, o que constitui a nucleossntese explosiva. Em temperaturas acima de 2 109 K podeocorrer ainda o processo p, em que prtons so capturados por ncleos com A > 76.


Por exemplo, um ncelo semente, como 56Fe podecapturar nutrons formando 57Fe, 58Fe, 59Fe e, pordecaimento beta, 59Co, que de forma anloga produz 60Ni, etc.


Processos s e r


No sistema solar, so produzidos principalmente pelo processo s os elementos Y, Ba, Sr, Zr, La e Ce. Pelo processo r so produzidos Eu, Dy e Sm. Divididos entre os dois processos esto Rb, Pr e Nd.


7. Formao de estrelas Nuvens moleculares Colapso e fragmentao Instabilidade e formao estelar Rotao e campo magntico A funo de massa (IMF) A taxa de formao estelar (SFR)


O estgio de formao das estrelas , provavelmente, o menos conhecido de todas as etapas da evoluo estelar.

As nuvens moleculares so verdadeiros berrios de estrelas, onde objetos jovens e brilhantes esto imersos em nuvens de gs e poeira. Essas nuvens podem ser observadas em comprimentos de onda de rdio, como por exemplos medidas da linha milimtrica do CO.

Nuvens moleculares


Orion


Emisso de CO em rdio


Colapso e fragmentao

A complexidade do problema da formao estelar pode ser avaliada pela simples comparao das dimenses e massas das nuvens moleculares e das estrelas. As nuvens moleculares gigantes (GMC) tm dimenses maiores ou da ordem de 5 pc e massas acima de 10000 massas solares, enquanto que uma estrela tem raios da ordem de 1011 cm (caso do Sol) e massas da ordem da massa solar. Isto significa que as densidades mdias das estrelas so cerca de 20 ordens de grandeza maiores do que nas nuvens moleculares.


A idia da formao estelar, proposta na dcada de 1950, considera que estgios sucessivos de fragmentao e colapso so eficientes para reduzir as massas das nuvens moleculares at as dimenses estelares. Este processo denominado fragmentao hierrquica, e influenciado pelas condies fsicas da nuvem, como sua massa, dimenses, presena de campos magnticos, rotao, no homogeneidades, emisso de radiao e pelos processos de aquecimento e resfriamento do gs interestelar.

A emisso da radiao tem um papel essencial, uma vez que durante o colapso a temperatura das regies centrais aumenta e parte do excesso de energia deve ser perdida na forma de radiao para que o colapso prossiga.


A energia produzida , em ltima anlise, responsvel pelo gradiente de presso que equilibra a atrao gravitacional do gs, formando um objeto em equilbrio hidrosttico.

Do ponto de vista observacional, diversos objetos estelares jovens (YSO, young stellar objects) podem ser identificados. Alm de estrelas O, B e associaes, outros exemplos so as T Tauri e objetos Herbig-Haro, em que so observados jatos e outras estruturas dinmicas.


Observaes da emisso de CO revelam a existncia de aglomeraes, ou clumps dentro das nuvens moleculares gigantes, com massas abaixo de 100 massas solares, identificadas como novas estrelas em formao.

O processo de colapso gravitacional e fragmentao leva formao de objetos estelares com massas no intervalo observado, desde 0.01 at 100 massas solares.


Instabilidade e formao estelar

Para uma nuvem homognea, infinita e em repouso, as instabilidades produzem uma contrao gravitacional se as perturbaes aplicadas tiverem um comprimento de onda superiores a uma escala de comprimento chamada comprimento de Jeans.


A massa correspondente a uma nuvem com dimenses dadas pelo comprimento de Jeans a massa de Jeans:

com T em K e em g/cm3.

Para provar a relao de Jeans basta admitir que a energia cintica de uma partcula de massa m a uma distncia R do centro da nuvem de massa M deve ser igual energia potencial desta nuvem:


Nesse caso, a instabilidade se propaga, havendo a formao de um objeto colapsado em uma escala de tempo da ordem do tempo de queda livre tql, isto , o colapso essencialmente controlado pela gravidade. O tempo de queda livre pode ser estimado por


Onde a densidade est em g/cm3 e tql em anos.

Em uma nuvem interestelar com T 100 K, 1 e n 1 cm-3, obtemos MJ 105 M e tql 108 anos, isto , as massas so da ordem das massas dos aglomerados globulares e das nuvens moleculares gigantes. medida que o colapso se processa, a densidade aumenta e tanto MJ como tql decrescem.

Por exemplo, considerando uma regio com T 50 K, 1 e n 106 cm-3, obtemos MJ 40 M e tql 104anos. Neste caso, a regio que sofre o colapso pode tornar-se efetivamente uma unica estrela.


A aplicao destas relaes s condies interestelares mostra que as nuvens que se condensam tm massas muito superiores s massas das estrelas normais. Portanto, foram desenvolvidos modelos de formao estelar que incluem a fragmentao das nuvens originais, para levar formao de objetos com as massas estelares usuais.

Nesse caso, medida que a nuvem colapsa, fragmentos desta nuvem tornam-se instveis e colapsam mais rapidamente que a nuvem original. A fragmentao termina quando a massa dos fragmentos da ordem da massa das estrelas.


Rotao e campo magntico

Uma nuvem interestelar que sofre colapso para formar estrelas deve conservar seu momento angular. Portanto, a protoestrela deve perder parte do momento angular antes de chegar at a fase da sequncia principal. Uma soluo para este problema a formao de discos e anis, que se condensam formando estruturas que transportam parte do momento angular original.


Um problema semelhante ocorre com o campo magntico. Considerando um campo original como vimos anteriormente, pela conservao do fluxo magntico pela estrela em colapso o campo resultante seria tambm muito alto, da ordem de 109 G para o caso do Sol. Portanto, a soluo deste problema envolve tambm a difuso do campo magntico, assim como do momento angular. Evidncias observacionais de objetos estelares jovens confirmam essas caractersticas.


As nuvens interestelares difusas so mantidas em equilbrio de presso pelo gs diludo e quente que as envolve. Nas nuvens mais densas, opticamente espessas, a gravidade da prpria nuvem tem um papel importante, levando ao seu colapso e formao de uma protoestrela. Se a nuvem estiver imersa em um campo magntico, o campo pode contrabalanar a ao da gravidade, aumentando a massa de Jeans necessria para o colapso.

O resultado uma estrutura quase esttica, em que o colapso dificultado nas direes perpendiculares s linhas de campo. O colapso ocorre inicialmente ao longo das linhas de campo, estendendo-se para direes perpendiculares a elas quando a densidade da nuvem for muito alta.


Na estrutura formada, a fora magntica na regio em que o colapso impedido paralela e com sentido contrrio fora da gravidade. O campo afeta as partculas carregadas, que tendem a se afastar da regio central da nuvem (crculo fechado na figura), enquanto que os tomos neutros, atrados apenas pela gravidade, seguem uma trajetria oposta (crculo aberto na figura), o que constitui a difuso ambipolar.


Esta difuso produz uma frico entre as partculas carregadas e as neutras, reduzindo sua velocidade. O resultado um retardamento do colapso gravitacional, alm de um aquecimento friccional da nuvem.

A escala de tempo de difuso ambipolar depende da ionizao fracional do gs, sendo da ordem de td 4 x 105 anos para um grau de ionizao de 10-8 e td 4 x 106 anos para um grau 10-7. Aps este perodo, o colapso prossegue at a formao da protoestrela.


A funo de massa inicial (IMF)A formao estelar permite formar estrelas com massas diferentes, com um mximo da ordem de 150 massas solares, segundo indicam observaes em aglomerados estelares. Entretanto, a distribuio das massas no homognea, havendo mais estrelas de pequena massa, abaixo de 3 M aproximadamente.

Essa condio pode ser expressa por meio da Funo de Massa Inicial, ou IMF (Initial mass function), a distribuio das massas das estrelas ao nascer. A IMF sujeito de intensas pesquisas, em particular com relao sua dependncia com o tempo e com a regio considerada.


A IMF mede basicamente o nmero de estrelas formadas em funo de sua massa. No estudo clssico de Salpeter em 1955, a IMF definida como


Nesse caso, o resultado obtido por Salpeter

A funo (m) o nmero de estrelas formadas no intervalo de massa entre m e m+dm por massa total formada.

Salpeter (1955)

Em princpio, a obteno da IMF simples. Podemos observar a distribuio das estrelas com uma dada luminosidade, obtendo a chamada funo de luminosidade. Esta funo pode ser convertida em uma funo de massa, adotando uma relao entre a massa das estrelas e sua luminosidade. Sabemos que as estrelas menos massivas so menos brilhantes, e as estrelas mais massivas so mais brilhantes.


A funo resultante reflete a distribuio atual das massas das estrelas, sendo chamada funo de massa atual, PDMF (Present Day Mass Function). Ela difere da IMF que queremos obter, pois as estrelas mais massivas vivem menos, enquanto que as menos massivas vivem mais. Assim, a frao de estrelas massivas observadas hoje deve ser menor que na poca de sua formao, de modo que para obter a IMF devemos corrigir a PDMF.


Zeilik et al.

Funo de luminosidade da regio galctica local


Portanto, para obter a IMF, necessrio corrigir a PDMF para compensar as estrelas que j evoluiram e que no so mais observadas. Isto pode ser feito considerando um modelo para evoluo das estrelas.

O resultado obtido confirma as expectativas: para massas pequenas, as duas funes (IMF e PDMF) so indistinguveis, mas para massas maiores a IMF maior que a PDMF.


Maciel e Rocha-Pinto(1998)


Atualmente, a IMF pode ser determinada com razovel preciso at pequenas massas, correspondendo a algumas massas de Jpiter:

MJ = 1.9 x 1030 g = 0.0010 M

muito abaixo do limite inicial determinado por Salpeter em 1955. Esta IMF aplica-se de modo geral a diferentes ambientes, como discos, esferides, aglomerados globulares, sugerindo um mecanismo universal para a formao estelar.


Chabrier (2005)

A taxa de formao estelar (SFR)

Assim como a IMF mede o nmero de estrelas formadas por unidade de massa, a taxa de formao estelar (ou SFR, de Star Formation Rate) mede o nmero de estrelas formadas por unidade de tempo.

A rigor, tanto a IMF como a SFR dependem da massa e do tempo. Em uma aproximao geralmente adotada, a IMF depende apenas da massa, enquanto que a SFR depende apenas do tempo.


Na prtica, a SFR geralmente considerada constante, isto (t) .

Em alguns casos, entretanto, necessrio levar em conta a dependncia temporal, havendo diversas formulaes na literatura, aplicveis a regies diferentes da Galxia ou a outras galxias.

Nesse caso, costuma-se definir uma SFR relativa, dada pela funo b(t) tal que b = 1 corresponde a uma SFR constante, b > 1 a uma SFR crescente e b < 1 a uma SFR decrescente.


Exemplos de variaes na SFR


A SFR frequentemente considerada constante na Galxia, mas diversos trabalhos tm sugerido a existncia de bursts, ou surtos de formao estelar.

De acordo com um modelo recente, houve pelo menos 3 surtos na Via Lctea, um deles h cerca de 5 bilhes de anos, em que houve a formao do Sistema Solar.


Rocha-Pinto et al.


Gs Estrelas Restos

Evoluo : gs e estrelasUTFPR Setembro 2012 169/170

FIMUTFPR Setembro 2012 170/170

Nmero do slide 1Nmero do slide 2Nmero do slide 3Nmero do slide 4Nmero do slide 5Nmero do slide 6Nmero do slide 7Nmero do slide 8Nmero do slide 9Nmero do slide 10Nmero do slide 11Nmero do slide 12Nmero do slide 13Nmero do slide 14Nmero do slide 15Nmero do slide 16Nmero do slide 17Nmero do slide 18Nmero do slide 19Nmero do slide 20Nmero do slide 21Nmero do slide 22Nmero do slide 23Nmero do slide 24Nmero do slide 25Nmero do slide 26Nmero do slide 27Nmero do slide 28Nmero do slide 29Nmero do slide 30Nmero do slide 31Nmero do slide 32Nmero do slide 33Nmero do slide 34Nmero do slide 35Nmero do slide 36Nmero do slide 37Nmero do slide 38Nmero do slide 39Nmero do slide 40Nmero do slide 41Nmero do slide 42Nmero do slide 43Nmero do slide 44Nmero do slide 45Nmero do slide 46Nmero do slide 47Nmero do slide 48Nmero do slide 49Nmero do slide 50Nmero do slide 51Nmero do slide 52Nmero do slide 53Nmero do slide 54Nmero do slide 55Nmero do slide 56Nmero do slide 57Nmero do slide 58Nmero do slide 59Nmero do slide 60Nmero do slide 61Nmero do slide 62Nmero do slide 63Nmero do slide 64Nmero do slide 65Nmero do slide 66Nmero do slide 67Nmero do slide 68Nmero do slide 69Nmero do slide 70Nmero do slide 71Nmero do slide 72Nmero do slide 73Nmero do slide 74Nmero do slide 75Nmero do slide 76Nmero do slide 77Nmero do slide 78Nmero do slide 79Nmero do slide 80Nmero do slide 81Nmero do slide 82Nmero do slide 83Nmero do slide 84Nmero do slide 85Nmero do slide 86Nmero do slide 87Nmero do slide 88Nmero do slide 89Nmero do slide 90Nmero do slide 91Nmero do slide 92Nmero do slide 93Nmero do slide 94Nmero do slide 95Nmero do slide 96Nmero do slide 97Nmero do slide 98Nmero do slide 99Nmero do slide 100Nmero do slide 101Nmero do slide 102Nmero do slide 103Nmero do slide 104Nmero do slide 105Nmero do slide 106Nmero do slide 107Nmero do slide 108Nmero do slide 109Nmero do slide 110Nmero do slide 111Nmero do slide 112Nmero do slide 113Nmero do slide 114Nmero do slide 115Nmero do slide 116Nmero do slide 117Nmero do slide 118Nmero do slide 119Nmero do slide 120Nmero do slide 121Nmero do slide 122Nmero do slide 123Nmero do slide 124Nmero do slide 125Nmero do slide 126Nmero do slide 127Nmero do slide 128Nmero do slide 129Nmero do slide 130Nmero do slide 131Nmero do slide 132Nmero do slide 133Nmero do slide 134Nmero do slide 135Nmero do slide 136Nmero do slide 137Nmero do slide 138Nmero do slide 139Nmero do slide 140Nmero do slide 141Nmero do slide 142Nmero do slide 143Nmero do slide 144Nmero do slide 145Nmero do slide 146Nmero do slide 147Nmero do slide 148Nmero do slide 149Nmero do slide 150Nmero do slide 151Nmero do slide 152Nmero do slide 153Nmero do slide 154Nmero do slide 155Nmero do slide 156Nmero do slide 157Nmero do slide 158Nmero do slide 159Nmero do slide 160Nmero do slide 161Nmero do slide 162Nmero do slide 163Nmero do slide 164Nmero do slide 165Nmero do slide 166Nmero do slide 167Nmero do slide 168Nmero do slide 169FIM

Documents

A MEDIDA DO UNIVERSO