Astronomia Galáctica Semestre: 2016.1

Sergio Scarano Jr 26/07/2016

Composição (massa) H = 73,0% He = 24,5% Outros = 02,5%

Região de condução

Região de irradiação

Região de convecção

Fotosfera

0 0,3

0,7 1,0 R

Temperatura Superficial 5.770 K

Coroa

Cromosfera

Núcleo

Regiões Claras – Subida de gás quente

Regiões Escuras – Descida de gás frio

Diâmetro típico de um alvéolo: 1000 km Vida de um alvéolo: 5 a 10 minutos

A Estrutura e Composição da Estrela Sol

As Equações Básicas da Estrutura e Evolução Estelar

1) Equação de equilíbrio hidrostático 2) Equação da continuidade 3) Equação do Transporte 4) Equação da Produção da Energia 5) Equação de Estado

2r

3 r4L

Tρ

ac43

drdT

πκ

−=

As equações da estrutura e evolução estelar contém parâmetros físicos acoplados que dependem do tempo, de modo que a mudança em uma delas ao longo do tempo reflete em mudança nas demais:

2r

rρGM

drdP

−=

ρr4drdM 2π=

)X T, ρ,(PP i=

ε ρr4drdL 2π=

Ver Kippenham and Weigert, “stellar structure and evolution”,Springer Verlag, 1990

Relação Massa-Luminosidade e Tempo de Vida Estelar

α

α

−

=

=1

*

*

*

sol

sol

sol

sol MM

MM

MM

tt

α−

=

1

*

solsol M

Mtt

Estudando sitemas binários:

α = 3

α = 3.5

α

=

solsol MM

LL

Da definição de potência (L):

2; cMEtEL ⋅==

sol

sol

sol LL

MM

tt

*

*

=

Fazendo a razão dos tempos em relação ao Sol:

0.1 1 10 0.001

0.01

0.1

1

10

100

1000

10000 -5

0

+5 log

(L/L

sol

)

log (M/M sol )

⋅=

sol

sol

MM

LL

log

log

α

α = 2

α = 4

+10

Diagrama HR: Tempo de Vida na Sequência Principal

Procyon

Sol

O5 40.0

B0 28.0

B5 15.0

A0 9.5

A5 8.0

F0 7.0

F5 6.3

G0 5.7

G5 5.2

K0 4.6

Diagrama HR Classe Espectral Temperatura Superficial (x1000oC)

K5 3.8

M0 3.2

M5 2.5

1/100 10

1 5

100 0

10000 -5

1000000 -10

Lum

inos

idad

e (S

ol =

1)

Mag

nitu

de A

bsol

uta

1/1000000 20

1/100000 15

L/L s

ol=

(M/M

sol)α

Próxima Centauri

Sírius

Spica

Regulus Vega

Altair

Alpha Centauri B

1/4 Msol ⇒1012 anos

1/10 Msol ⇒1013 anos

Diagrama HR de Diferentes Tipos de Aglomerados Diagramas HR das estrelas de dois tipos de objetos distintos:

M11 (Aglomerado

Globular)

M39 (Aglomerado Aberto)

Diagramas HR de Diferentes Aglomerados Estelares

3 x109 anos

Sequencia Principal de Idade Zero (ZAMS) Tradução do inglês de Zero-Age Main Sequence. É a curva calculada com modelos teóricos contendo as propriedades das estrelas que iniciam o processo de fusão nuclear a partir do hidrogênio primordial do aglomerado.

Classe estelar

Raio Massa Luminosidade Temperatura R/R☉ M/M☉ L/L☉ K

O2 16 158 2 000 000 54 000 O5 14 58 800 000 46 000 B0 5,7 16 16 000 29 000 B5 3,7 5,4 750 15 200 A0 2,3 2,6 63 9 600 A5 1,8 1,9 24 8 700 F0 1,5 1,6 9,0 7 200 F5 1,2 1,35 4,0 6 400 G0 1,05 1,08 1,45 6 000 G2 1,0 1,0 1,0 5 900 G5 0,98 0,95 0,70 5 500 K0 0,89 0,83 0,36 5 150 K5 0,75 0,62 0,18 4 450 M0 0,64 0,47 0,075 3 850 M5 0,36 0,25 0,013 3 200 M8 0,15 0,10 0,0008 2 500

M9.5 0,10 0,08 0,0001 1 900

ZAMS

comprimento de onda (λ) aumenta

Os Espectros Estelares Indicam a Composição das Estrelas te

mpe

ratu

ra a

umen

ta

Annie J. Cannon estudou o espectro de mais de 400,000 estrelas e percebeu uma correlação entre o tipo espectral (A, B, C, etc.) e a cor da estrela (ou seja, sua temperatura). Ela propôs uma nova classificação, em que a intensidade da linha de um dado elemento depende da composição química e temperatura da fotosfera

Linhas da Cromosfera

Núcleo Nível limite externo

Contínuo

n=1

n=2

n=3

n=4

n=5

n=6

n=∞

Estado fundamental

Lβ

Lyman

Lα

Lγ

Lδ

Balmer

Hα

Hβ

Hγ Hδ

Pα

Paschen

Pβ Pγ Pδ

Bα Bβ

Brackett

Bγ Bδ

Pfund

Fα Fβ Fγ Fδ

Transição ressonante

Aparecem as linhas: Hα do Hidrogênio (Balmer)

H do Ca II (3968 Ä) K do Ca II (3933 Ä)

He II Fe II Si II Cr II

Fluxo Absorvido em Linhas Espectrais Para uma estrela de tipo A:

Comprimento de onda [Angstrom]

Flux

o (Q

uant

idad

e de

Luz

Rec

ebia

Som

ada

da

Dire

ção

Espa

cial

)

4000 5000 6000 7000

Linhas de absorção

Hα Hβ Hγ Hδ Hε

Dire

ção

Espa

cial

Direção Espectral

Área da curva deve ser proporcional ao número de átomos

que estão absorvendo

Intensidade Relativa das Linhas

O______B________A________F________G________K_______M______

H

He II He I

Metais ionizados

Metais neutros

TiO

Inte

nsid

ade

das

Linh

as

Classe Espectral Si III Si IV

Si II

Nomenclatura: H I, He I, Ca I, etc. átomo com todos os elétrons. H II, He II, O II, Ca II, etc. átomo que perdeu 1 elétron. He III, O III, Ca III, etc. átomo que perdeu 2 elétrons.

http://astro.unl.edu/classaction/animations/stellarprops/spectroparallax.html

Simuladora de Paralaxe Espectroscópica

http://astro.unl.edu/classaction/animations/stellarprops/spectroparallax.html

Classificação espectral de Harvard

Tipo Cor T(K) Linhas proeminentes de absorção Exemplos

O Azul 30000He ionizado (fortes), elementos pesados ionizados (OIII, NIII, SiIV), fracas linhas de H

Alnitak (O9) Mintaka (O9)

B Azulada 20000 He neutro (moderadas), elementos pesados 1 vez ionizados

Rigel (B8)

A Branca 10000 He neutro (muito fracas), ionizados, H (fortes)

Vega (A0)Sirius (A1)

F Amarelada 7000elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros (FeI, CaI), H (moderadas)

Canopus (F0)

G Amarela 6000elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros, H (relativamente fracas)

Sol (G2)Alfa Cen (G2)

K Laranja 4000 elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros, H (fracas)

Aldebaran (K5) Arcturos (K2)

M Vermelha 3000Átomos neutros (fortes), moleculares (moderadas), H (muito fracas) Betelgeuse (M2)

Resumo da Classificação Espectral de Harvard e exemplos:

Assim que para uma estrela: • Com mesma composição solar: [Fe/H] = 0.0 dex • Com abundância de Ferro 10 x maior que a Solar: [Fe/H] = +1.0 dex • Com abundância de Ferro 100 x menor que a Solar: [Fe/H] = – 2.0 dex

Metalicidade Metalicidade é definida como a quantidade de um dado elemento está presente relativamente ao Hidrogênio, quando comparado com o Sol:

Unidade: Dex (x) = 10x “decimal exponent ”

- 0,4 dex = 10-0.4 , temos que é igual a um fator de ~ 0,398.

O meio interestelar é constantemente enriquecido pela sequencia de gerações de estrelas, assim que a metalicidade de uma estrela pode ser usado para entender seu

cenário de formação e idade

Modelo de Populações Estelares Modelo de Besançon: http://model.obs-besancon.fr/

Modelo de Populações Estelares Modelo do grupo da UFRGS, Max-Planck e Padova: http://stev.oapd.inaf.it/cgi-bin/trilegal

Modelo de Populações Estelares Usado pelo Saito: http://stev.oapd.inaf.it/cgi-bin/cmd

Modelo de Populações Estelares - Simplificado Sugestão: http://www.astro.wisc.edu/~townsend/static.php?ref=ez-web

Applet para Trajetórias de Evolução Estelar Sugestão: http://astro.u-strasbg.fr/~koppen/starpop/StarPop.html

O Diagrama H-R para estrelas da vizinhança solar Usando o telescópio Hiparcos, somente estrelas com paralaxe precisa (<20% de erro) foram consideradas. -5

-0

5

10

15 -0.5 0.0 0.5 1.0 1.5 2.0 2.5 3.0

V - I (mag) ← T

MH

P =

MV

←

L

• As estrelas se distribuem em faixas bem definidas

• A maioria delas fica sobre a seqüência principal

• Como a vizinhança do Sol não deve ser um lugar especial na Galáxia, o diagrama H-R desta região contém uma mistura de estrelas de diferentes idades e massas

O que mostra o diagrama HR:

Classe de Luminosidade Linhas espectrais são muito sensíveis à densidade das fotosferas estelares. Atmosfera de estrelas gigantes tem menor densidade (linhas espectrais estreitas) que a de uma anã (linhas espectrais largas).

O Método da Paralaxe Espectroscópica

Conhecidos o tipo espectral (li-nhas presentes) e a classe de luminosidade (largura das linhas) de uma estrela pode se determinar sua magnitude absoluta no Dia-grama H-R. Ex. K0III, m=10.

M= 0,7

4000 5000 6000 7000 8000 9000 10000 0.4

0.5

0.6

0.7

0.8

0.9

1.0

1.1

Flux

o Re

lativ

o

λ [Å]

Tipo Espectral: K0 Classe Luminosidade: III

55

10+−

=Mm

D

Limites: 100 kpc (melhor em aglomerados)

Movimento Próprio em Aglomerados Abertos Um dos indícios de que as estrelas de um aglomerado pertencem a um grupo é a coordenação do movimento próprio de suas estrelas.