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Evoluçao e Estrutura Estelar I (cap. 11) AGA215 Elisabete M. de Gouveia Dal Pino Astronomy: A Beginner’s Guide to the Universe, E. Chaisson & S. McMillan (Caps. 11) Introductory Astronomy & Astrophysics, M. Zeilek, S. A. Gregory & E. v. P. Smith (Cap. 16) Apostila, J. Gregorio-Hetem, V. Jatenco-Pereira, C. Mendes de Oliveira (www.iag.usp.br/ dalpino/aga215 Agradecimentos Jane Gregorio-Hetem

Evoluçao e Estrutura Estelar I (cap. 11)astroweb.iag.usp.br/~dalpino/AGA215/NOTAS-DE-AULA/Evolucao-Estrutu... · • Apostila, J. Gregorio-Hetem, V. Jatenco-Pereira, C. Mendes de

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Evoluçao e Estrutura Estelar I

(cap. 11)

AGA215

Elisabete M. de Gouveia Dal Pino

• Astronomy: A Beginner’s Guide to the Universe, E. Chaisson & S.

McMillan (Caps. 11)

• Introductory Astronomy & Astrophysics, M. Zeilek, S. A. Gregory & E. v. P. Smith (Cap. 16)

• Apostila, J. Gregorio-Hetem, V. Jatenco-Pereira, C. Mendes de Oliveira (www.iag.usp.br/dalpino/aga215

• Agradecimentos Jane Gregorio-Hetem

Nebulosa Trífide M20, na constelação de

Sagitário, a 9000 anos-luz de distância,

exemplo de um berçário de estrelas .

Nuvens de gas

e poeira em 1

galaxia:

berçarios de

estrelas

Formaçao de

Estrelas

À esquerda nuvem interestelar de gás e poeira, chamada

Barnard 86. No lado direito aparece o aglomerado estelar

jovem NGC6520.

Formaçao de Estrelas

Como nasce uma estrela?

• Quando nuvem densa, fria de gas e

poeira: começa a colapsar – nuvem se

esquenta e eventualmente seu nucleo muito

denso e quente o bastante para iniciar

reaçoes nucleares – contraçao pára –

nasce uma estrela SP

Formação de Estrelas

• Em linhas gerais, veremos processo basico para formaçao de estrelas:

fragmentação e contracao de uma nuvem

• Porem, em geral: as nuvens interestelares não parecem estar sofrendo processos de fragmentação

• Por outro lado estão sujeitas a perturbações:

supernovas (explosões);

colisões entre nuvens

ondas de pressao de estrelas quentes O

Condicoes de uma nuvem

• Em geral: densidade da nuvem tao baixa que pressao interna do gas (movimento randomico das particulas) impede agregaçao gravitacional

• Flutuaçoes de densidade tendem a dispersar-se pela açao do calor (P) que causa movimento randomico:

Colisoes randomicas concentracao dispersao

Condicoes para o Colapso Gravitacional

Por que uma nuvem começa a colapsar?

• Considere (caso ideal): nuvem de baixa densidade;

temperatura uniforme, equilíbrio hidrostático.

• Uma perturbação aleatória produz uma região de

maior densidade ação gravitacional e pressão

aumentam.

Equilibrio Hidrostatico ? • Se houver uma > concentraçao de gas: > densidade FG entre

atomos fica maior

• Nuvem interestelar: esta em equilibrio hidrostatico se:

Gravidade = força devido a pressao do gas

FG = Fpressao

• As forças por volume:

-GM = ΔP = Ps – Pc -Pc

R2 Δr R – 0 R

Pc = GM

R

Gas ideal: P = kB T

mH

Dominado por c:

M = kBT R

G mH

Colapso Gravitacional

Se gravidade passa a dominar: inicia-se o colapso

• Isso ocorre quando nuvem suficientemente densa e fria: torna-se

gravitacionalmente instavel

• Nuvem sofre perturbacao (ex.: onda de pressao externa causada quando estrela O ioniza os arredores, ou onda de choque causada por uma estrela que explode em supernova)

• Perturbacao: comprime nuvem e esta esquenta e resfria: P abaixa :

FG > Fpressao

M > kBT R

G mH

Como M R3 : R > [kBT ]1/2

[G mH]1/2

Condicao sobre o

Raio da nuvem

para que fique

gravitacionalmente

instavel e colapse

Condiçao para o colapso Gravitacional

Calculos mais precisos (por Jeans 1902):

RJ = 1 [ kBT ]1/2

2 [G mH]1/2

Condicao sobre o

Raio da nuvem

para que fique

gravitacionalmente

instavel e colapse

RJ= 6 x 107 (T/ )1/2 cm

2

Onde T : [k] e : [g/cm3]

Ex.: Seja nuvem com: T = 10 K e n= 103

cm-3 , = 0,5 (peso molecular):

• Como = n mH

• D = 2 RJ = 1019 cm = 1014 km

Colapso Gravitacional: RJ

• Condições de instabilidade gravitacional para

uma dada nuvem ou região de uma nuvem:

V,

M, R

Volume (esférico por simplicidade);

Massa (contida em V);

Raio de Jeans para o colapso:

T

GMRJ

3

• Em termos da massa da nuvem

(M): é facil demonstrar que RJ é

dado por: kB/mH

Colapso Gravitacional: massa de Jeans: MJ

lembrando que e 3

3

4RM

3

33

4

T

GMM

2

3

34

3M

T

G

2

3

2

1

3

4

3

G

TM

T

GMRJ

3

3

3

34

3

T

GM

M

J

Formação de Estrelas

Teoria: um dos grandes desafios da Astrofísica.

???

Colapso e fragmento de nuvem estrela.

• Uma vez iniciado o colapso: nuvem fragmenta-

se em nuvens menores

Processos de Colapso e Fragmentação

T e densidade da nuvem definem uma massa mínima

MJ :

• Se M > MJ ocorre colapso outra MJ .

• Se M < MJ nuvem estável.

M,R

2

1

2

3

2

3

1010x4,1

TM J

Seja uma nuvem com T=100K, ~ 1, n ~ 1cm-3

~ 10-24 g cm-3

Se M> MJ ~ 105 M

colapso pode continuar.

aglomerado estelar

Por outro lado, seja T=50K, ~ 1 e n ~ 106 cm-3

Se M> MJ ~ 40 M

uma única estrela se

forma.

M

Massa minima

para nuvem

colapsar

Processos de Colapso e Fragmentação

Fragmentacao segue-se naturalmente

Dezenas, centenas de milhares de fragmentos

Cada fragmento resultante: colapsa em uma estrela

Fragmentacao cessa quando: densidade do fragmento

tao alta que radiacao nao escapa:

T cresce P cresce e fragmentacao PARA mas

contracao do fragmento continua formar estrela

Ilustração

esquemática da

fragmentação

hierárquica de uma

nuvem de gás

D. Prialnik (2000)

M > MJ

M > M’J

M’J > MJ

M3 > M’J

Processos de Colapso e Fragmentação

Um fragmento destinado a formar uma estrela como o

SOL:

M = 1 a 2 massas solares

R= 106 raios solares

nc= 1012 m-3

Ts = 10 K (similar a da nuvem mae)

Tc = 100 K

Estagio 2

Estágios da formação estelar

Estágios da formação estelar

Apos poucos 106 anos:

Estagio 3:

Ts = 3000 K

Tc = 106 K nc = 1024 m-3

Regiao central do fragmento:

PROTOESTRELA densa e

opaca

densidade central segue

crescendo

parte externa: fotosfera em

volta do esferoide central

R(protoestrela) = 100 – 20

Rsol

Partes externas irradiam:

L = T4 4 R2

L = 100 – 1000 Lsol

Etapas da Formação Protoestelar

Pilares Gasosos

(Nebulosa da

Águia)

Pleiades.

Imagem de um disco ao redor da

estrela Beta Pictoris (a luz da estrela foi

bloqueada para que apenas o disco

aparecesse). Extensão do disco ~ 1000

UA.

Evidências de discos protoestelares

Poeira + gas ao

redor da

protoestrela:

invisivel no optico

pois graos de

poeira absorvem

radiacao da

estrela e re-

emitem em λs

mais frios (IV)

Nuvens

interestelares

(frias)

flutuações de

densidade

condensações

de gás e

poeira

Colapso

gravitacional

Energia

gravitacional

gera E_térmica

T,

Gás opaco à

própria radiação

Embrião de estrela

(protoestrela)

fragmento auto-

gravitante

Acréscimo de

massa da

nuvem mae

Evolução Estelar

Mudanças nos

parâmetros

estelares

R

, T

,

M

Evolução de uma Protoestrela

• Trajetória evolutiva das protoestrelas começa na região das gigantes vermelhas no Diagrama H-R.

Pois são grandes e vermelhas

20 x diâmetro e 100 x mais brilhante que o Sol

• Após alguns milhoes de anos de contração:

T ~ 2000 a 3000K protoestrela ainda grande e

brilhante 1M

Trajetoria Evolutiva da Protoestrela no

Diagrama HR Protoestrela (fase 4): comeca no

ramo das gigantes vermelhas

Depois disso: move-se para baixo (L <s) e para esquerda (T>s) : isso se deve à contracao

T e R

Cada vez mais: P : e trabalha contra a gravidade desacelerando contracao

Calor do nucleo da estrela: difunde para a superficie fria: onde é irradiado

Quando menos energia è irradiada (L<): contracao diminui (fase 5): atividade violenta com liberacao de ventos e jatos

Estrelas Pré-SP

T-Tauri: ~ 1 massa

solar: ejeção de

matéria em forma de

jatos

Evidencias de discos, jatos e ventos em estrelas Pré-SP

Trajetoria Evolutiva da Protoestrela no

Diagrama HR

107 anos depois (fase 6):

protoestrela torna-se estrela:

Pre-Sequencia Principal

M= 1 Msol

R = 106 km

Tc 107 K

Ts= 4500 K

Suficiente para iniciar reacoes

nucleares:

4H He

Trajetoria Evolutiva da Protoestrela no

Diagrama HR 30 x 106 anos depois: estrela contrai

mais um pouco (ajuste fino) (fase 7):

nc = 1032 m-3

Tc = 15 x 106 K

Ts = 6000 K

Equilibrio Hidrostatico:

FG = FPressao

Entra na SP

Taxa de geracao de energia no

nucleo = taxa de energia irradiada

ns superficie (L)

Estrela como o SOL: leva ao todo 40-

50 x 106 anos para chegar na SP

NASCE UMA ESTRELA !

Gravidade > Forças de Pressão:

COLAPSO & fragmentação

Estrelas de outras massas

Trajetoria evolutiva depende da massa da protoestrela:

• Trajetoria que acabamos de ver: vale para estrela de M= 1 Msol – dezenas de 106 anos para chegar na SP

• Protoestrela de M=15 Msol: apenas 10.000 anos para chegar na SP

• Protoestrelas com M 0,08 Msol: nunca desenvolve Pc e Tc altos o bastante para virar estrelas – semelhantes a planetas (Jupiter) : anas marrons

• Protoestrelas com M ≥ 100 Msol: desenvolvem altas Ts

tao rapido que pressao da radiacao rapidamente

encerra o colapso gravitacional: chega rapido na SP

Trajetórias

evolutivas pré-

seqüência

principal (PSP):

para estrelas de

diferentes massas

a protoestrela caminha

p/ esquerda (T) e p/

baixo (L).

^

Trajetórias evolutivas

pré-seqüência

principal (PSP)

Note que a SP - NAO é

trajetoria evolutiva:

estrelas NÃO evoluem ao

longo da SP

SP: onde a estrela fica >

parte de sua vida

Por ex.: uma estrela que

chega na SP como uma

estrela G jamais podera

transformar-se em uma

estrela O ou B na SP, ou

descer para tornar-se uma

ana-vermelha tipo M

^

O Sol na sua juventude

Exemplos de estrelas na pré-seqüência principal

T Tauri

1-2 M

tipo espectral F a M

Ts = 3000 a 7000 K

Acrecao de materia da

nuvem progenitora em

forma de disco

Ejecao de materia em

jatos e ventos

Grande variabilidade

de brilho no IV e UV

Ae/Be de

Herbig

~2-8 M

semelhantes às T T

mais quentes

Associações OB

• As estrelas mais massivas (>> Msol) ficam pouco na pré-seqüência principal.

• Tipo O e B são as mais quentes e luminosas; com forte emissão ultra-violeta.

• Grupos destas s formam as chamadas Associações OB.

Formação de estrelas na galáxia M33. Centenas de estrelas

massivas no interior de NGC604 produzem fortes ventos

formando uma cavidade no interior da nebulosa.

Sequencia Principal

• Quando estrela chega na SP do

diagrama HR:

fase de vida madura:

queima 4 H He

fase duradoura e estavel:

equilibrio hidrostatico

R, L Ts: constantes

Tempo de vida na Seqüência

Principal

Quanto maior a massa:

• Temperatura interior aumenta rapidamente.

• Alta luminosidade superficial

• Consumo de “combustível” com maior

eficiência.

Menor tempo de vida

Relação Massa/Luminosidade

M

M

L

L

• ~ 3 (altas M & L)

• ~ 4 (~ M

& L

)

• ~ 2 (baixas M & L)

Vimos que:

• O tempo de vida na SP depende da massa e

da taxa de producao de energia da estrela

dE/dt (=luminosidade).

• Usando a relação M-L

*

**

L

Mt

3,3

*

*

*

*

*

MM

MM

LL

MM

t

t

3,3

M

M

L

L

O término do H no interior do caroço estelar (saída da

seqüência principal) depende da massa da estrela:

para M* temos t*

Ex: estrelas O,B t* ~ dezenas de milhões de anos

p/ M* t*

Ex: anãs vermelhas t* ~ trilhões de anos

3,2

**

M

M

t

t

Estágios Finais determinados pela massa

• M ~1 M

: gigante vermelha nebulosa planetária

Anã branca

• M >8 M

: explosão de supernova

Estrela de Nêutrons; Pulsar

• M >>1 M

: explosão mais violenta

Buraco Negro

Aglomerados Estelares

• No aglomerado:

– Todas formaram-se ao mesmo tempo de 1

mesma nuvem

– todas estrelas à mesma distancia

diagrama HR pode ser construido apenas

com magnitudes aparentes (V) e indices de

cor (B-V) das estrelas

Agl. Pleiades: Jovem Agl. Omega Cen: Velho

Aglomerado aberto (jovem)

Plêiades

Aglomerado aberto (jovem)

Plêiades

• Estrelas em toda SP

• As estrelas azuis O (alto,

esquerda do diagrama HR):

ainda jovens pois entram na SP

rapidamente e vivem nesta

apenas dezenas de milhoes de

anos

• Como todas as estrelas

formaram-se ao mesmo tempo:

estimar idade do aglomerado:

20 milhoes de anos (vida

das estrelas O na SP)

Aglomerado globular (velho)

Ômega Centauro:

Aglomerado globular (velho)

Ômega Centauro:

• Aglomerado esferico: centenas de

milhares de estrelas (ate milhoes de

estrelas em alguns casos)

• D = 50 pc

• Distancia d = 5000 pc

• Falta de estrelas O e B (ja

morreram)

• Aglomerados globulares nao

contem na SP estrelas com M> 0,8

Msol:

Idade 10 bilhoes de anos

Estrelas mais velhas de

nossa Galaxia

Modelo para a Evolução de

um aglomerado estelar