Estrelas 3 2016 - Departamento de Astronomiaaga210/pdf_2016a/Estrelas_3_2016.pdf · Tempo de vida das estrelas Nuvens moleculares Colapso gravitacional ... – k = constante de Boltzman

Estrelas (III)

Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira

IAG/USP

AGA 210 – 1° semestre/2016

www.astro.iag.usp.br/~aga210/

Razão massa/luminosidade Tempo de vida das estrelas Nuvens moleculares Colapso gravitacional Formação estelar Berçário estelar

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

Relação Massa–Luminosidade

•  Para as estrelas da Sequência Principal existe uma relação bem definida entre a massa e a luminosidade.

massa (unidade solar)

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Relação Massa–Luminosidade

•  Para as estrelas da Sequência Principal existe uma relação bem definida entre a massa e a luminosidade.

massa (unidade solar)

lum

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nida

de s

olar

)

luminosidadelum. do Sol

=massa

massa do Sol

⎛

⎝⎜

⎞

⎠⎟3,3

Luminosidade baseada na magnitude aparente e distância

Massa medida em sistemas binários

•  Note que a massa varia entre 0,1 e 100 M�.

•  A luminosidade varia de 0,001 a 1.000.000 L�.

Tempo de vida de uma estrela •  A duração de vida de uma estrela pode ser estimada como:

•  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

tempo de vida = τ ∝

massa

luminosidade

tempo de vida =energia disponível

energia emitida

Tempo de vida de uma estrela •  A duração de vida de uma estrela pode ser estimada como:

•  Acabamos de ver que a luminosidade (na Sequência Principal) obedece: L m+3,3. Logo:

tempo de vida = τ ∝massa

luminosidade

tempo de vida =energia disponível

energia emitida

τ ∝massa

massa+3,3 ⇒ τ ∝ massa(1– 3,3) ⇒ τ ∝ massa–2,3

Tempo de vida na Sequência Principal

•  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.

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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.

Nuvens moleculares •  Regiões relativamente densas e frias na Galáxia:

–  massa ~ 1.000.000 × massa Solar –  densidade ~ 100–300 partículas/cm3 –  temperatura ~ 20 K –  dimensão ~ 50 pc

•  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...

Nebulosa da Águia nos “Pilares da Criação”

Leo Blitz (UCB), Jeff Hester & Paul Scowen (ASU), HST

Obs: Galáxia com G maiúsculo se refere à Via Láctea

Nuvens moleculares

•  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.

B V I

J H Ks

4,9 arcmin

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

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.

1906 - 1983

“Caroços” no interior das nuvens moleculares

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

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)


•  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


•  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.

•  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�.

“massa de Jeans”

Formação estelar

•  A formação estelar se inicia com a fragmentação de uma nuvem molecular.

•  Colapso das regiões mais densas e frias.

Etapas da formação estelar

•  Baseado em Greene, site do telescópio Spitzer

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).


Júpiter

M16 (águia)

M17 (ferradura)

M8 (Lagoon)

Via Láctea

Hale-Bopp

•  imagem de W. Keel

Regiões de formação estelar


Imagem: T.A. Rector & B.A. Wolpa

Região de formação estelar

M16 (águia)

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


Imagem do Telescópio Espacial Hubble

Região de formação estelar

M16 (Nebulosa da Águia) “Pilares da Criação”

tamanho do Sistema Solar

Zoom da Via Láctea até os Pilares da Criação

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2015/01/video/b/



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.

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.


•  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.

visível infravermelho

telescópio espacial Spitzer foto do Palomar (DSS)


•  Comparação de duas imagens com 8 anos de intervalo •  Variabilidade observada: processo dinâmico muito ativo,

movimento do gás e poeira dentro da nuvem molecular.

Imagem: Gemini GMOS Imagem: Subaru SprimeCam

3 arcmin ~ 0,35pc ~ 72 mil U.A. (mais escuro=mais brilhante)

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




•  jato da proto-estrela: objetos Herbig-Haro •  Material ejetado a 100—1000 km/s


•  disco da proto-estrela: a proto-estrela não é observável devido à poeira.




•  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).

Imagem do disco de poeira em torno de HL Tauri (ALMA/ESO) Imagem IV/óptico (Hubble/NASA/ESA)

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•  Estrela na pré-sequência principal •  Proto planetas “limpam” sua órbita

no disco.

Animação: Philip Armitage, Univ. Colorado

Simulação da fomação de um proto-planeta e abertura de um anel (limpeza da

órbita).


•  Estrela na pré sequência principal •  Proto planetas “limpam” sua órbita no disco.

Imagens no infra-vermelho do HST resolvendo o disco de poeira



Formação do 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.

distribuição de metais, água e

gases

Antigamente, este estudo chamava-se Cosmogonia. Era assim porque o universo conhecido era essencialmente o Sistema Solar.

Órbitas coplanares dos planetas

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/

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 + rádio (molécula CO) Imagem óptica

Nuvens moleculares de Orion

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Berçário de estrelas •  Complexo de nuvens moleculares de Orion, onde milhares de estrelas estão se

formando.

óptico + Halfa (em vermelho)

Rogelio B. Andreo, DeepSkyColors.com

Nebulosa de Orion, M42

M43

NGC 1975

Berçário de estrelas

•  Nebulosa do Trapézio em Órion: quatro estrelas de grande massa (luminosidade) iluminam a nebulosa e expulsam o gás.

Nebulosa do Trapézio


•  Também vemos estrelas de baixa massa se formando.

imagem HST

Berçário de estrelas •  Estrelas de grande massa sopram o

material que poderia cair nas estrelas menores.


•  Vemos a frente de choque em uma região onde um novo sistema planetário pode estar nascendo

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