Evolução Estelar II. Estágios iniciais de evolução estelar
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- Rosângela Carneiro Figueiredo
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1 Evolução Estelar II Estágios iniciais de evolução estelar 1
2 Premissas básicas Estrelas são formadas a partir da matéria no meio interestelar O mecanismo mais provável é a instabilidade gravitacional Em condições realistas, termos de inércia e troca de calor são importantes no colapso t ff >> t term (colapso em geral isotérmico) 2 2
3 Tamanhos relativos 3 3
4 Tamanhos relativos 3 3
5 Condições de estabilidade 4 4
6 Condições de estabilidade 5 5
7 Condições de estabilidade 5 5
8 Formação de aglomerados estelares 6 6
9 Formação de aglomerados estelares 6 6
10 Formação de aglomerados estelares Estrelas nascem de grandes nuvens moleculares. 6 6
11 Formação de aglomerados estelares Estrelas nascem de grandes nuvens moleculares. Aglomerados são formados e mantidos por efeitos gravitacionais. 6 6
12 Formação de aglomerados estelares Estrelas nascem de grandes nuvens moleculares. Aglomerados são formados e mantidos por efeitos gravitacionais. Após o sistema tornar-se gravitacionalmente ligado, seus componentes orbitarão uns em torno dos outros para sempre. 6 6
13 Aglomerados estelares 7 7
14 Aglomerados estelares 7 7
15 Aglomerados estelares Jewel Box-Young Cluster 7 7
16 Aglomerados estelares Jewel Box-Young Cluster 7 7
17 Aglomerados estelares Jewel Box-Young Cluster M80-Old Cluster 7 7
18 Anãs marrons fracassos estelares 8 8
19 Anãs marrons fracassos estelares 8 8
20 Anãs marrons fracassos estelares Se uma protoestrela tem menos de 0,08 M sol, não ocorre o início da fusão nuclear. 8 8
21 Anãs marrons fracassos estelares Se uma protoestrela tem menos de 0,08 M sol, não ocorre o início da fusão nuclear. Essa estrela fracassada é conhecida como anã marrom e tem o tamanho aproximado de objetos planetários. 8 8
22 Anãs marrons fracassos estelares Se uma protoestrela tem menos de 0,08 M sol, não ocorre o início da fusão nuclear. Essa estrela fracassada é conhecida como anã marrom e tem o tamanho aproximado de objetos planetários. Anãs marrons emitem energia, devido ao colapso gravitacional. 8 8
23 Anãs marrons fracassos estelares Se uma protoestrela tem menos de 0,08 M sol, não ocorre o início da fusão nuclear. Essa estrela fracassada é conhecida como anã marrom e tem o tamanho aproximado de objetos planetários. Anãs marrons emitem energia, devido ao colapso gravitacional. Anãs marrons são importantes porque elas devem ser um dos tipos mais comuns de estrelas e podem resolver o problema da massa faltante. 8 8
24 Anãs marrons fracassos estelares Se uma protoestrela tem menos de 0,08 M sol, não ocorre o início da fusão nuclear. Essa estrela fracassada é conhecida como anã marrom e tem o tamanho aproximado de objetos planetários. Anãs marrons emitem energia, devido ao colapso gravitacional. Anãs marrons são importantes porque elas devem ser um dos tipos mais comuns de estrelas e podem resolver o problema da massa faltante. Anãs marrons esfriam e viram anãs negras. 8 8
25 Evidência de formação estelar 9 9
26 Evidência de formação estelar A região em torno da nebulosa M20 mostra evidências de contração 9 9
27 Evidência de formação estelar A região em torno da nebulosa M20 mostra evidências de contração Uma nuvem molecular gigante escura rodeia a nebulosa visível 9 9
28 Evidência de formação estelar A região em torno da nebulosa M20 mostra evidências de contração Uma nuvem molecular gigante escura rodeia a nebulosa visível Densidade e temperatura são muito baixas 9 9
29 Evidência de formação estelar A região em torno da nebulosa M20 mostra evidências de contração Uma nuvem molecular gigante escura rodeia a nebulosa visível Densidade e temperatura são muito baixas A região brilhante de gás ionizado resulta diretamente de uma estrela massiva tipo O 9 9
30 Evidência de Protoestrelas 10 10
31 Evidência de Protoestrelas 10 10
32 Evidência de Protoestrelas Regiões de formação conhecidas como EGGs aparecem no topo deste pilar gigantesco de gás e poeira na Nebulosa da Águia (M16) 10 10
33 Evidência de Protoestrelas Regiões de formação conhecidas como EGGs aparecem no topo deste pilar gigantesco de gás e poeira na Nebulosa da Águia (M16) EGGs (Evaporating Gaseous Globules) são regiões densas de hidrogênio molecular que se fragmentam e eventualmente colapsam para formar estrelas
34 Ondas de choque e formação estelar 11 11
35 O critério de Jeans Determinação da massa cujo valor determina a estabilidade de uma esfera gasosa autogravitante Consideração inicial: meio homogêneo e infinito. Problema: o potencial gravitacional deve ser constante, o que exige ρ = 0 Perturbamos periodicamente o meio com pequenos λ 12 12
36 Eqs. de movimento hidrodinâmico 13 13
37 14 14
38 15 15
39 16 16
40 17 17
41 18 18
42 19 19
43 20 20
44 21 21
45 Podemos ver que essa é a mesma solução, a menos dos fatores constantes, que a solução para λ J no meio homogêneo infinito. Definimos κ J = 1/H e a discussão é a mesma. Podemos ver que ambos os sistemas são estáveis para perturbações com pequenos comprimentos de onda. Nesse caso a pressão interna do meio é capaz de, rapidamente, restaurar o equilíbrio de forças e restituir o sistema à condição de repouso. No caso de grandes comprimentos de onda, a solução das eqs. hidrodinâmicas torna-se instável e o colapso se inicia
46 Instabilidade no caso esférico 23 23
47 24 24
48 25 25
49 Desse valor do raio de Jeans deduzimos a expressão para a massa, a partir de considerações de estabilidade 26 26
50 Fragmentação Somente massas grandes (> M sol ) podem ficar instáveis gravitacionalmente. Nuvens colapsantes (que ultrapassaram a massa de Jeans) em geral se fragmentam. Embora o processo seja extremamente complexo, pode-se mostrar que os mecanismos radiativos durante o colapso definem a massa final dos fragmentos
51 Fragmentação Em termos gerais, a energia irradiada pela nuvem colapsante é da ordem da energia gravitacional da nuvem E/t ~ GM 2 / R 2, sendo t ~ (Gρ) 1/2 E ~ (3/4π) 1/2 G 3/2 M 5/2 / R 5/2 Mas o objeto não pode irradiar mais do que um corpo negro à temperatura do colapso (praticamente isotérmico, como vimos), logo B = 4π fσ T 4 R
52 Fragmentação O colapso isotérmico ocorre quando B >> A. Quando temos B ~ A, o processo torna-se adiabático. Esse é o caso em que M 5 = 64π 3 /3 (fσ) 2 T 8 R 9 / G 3 Usando o valor de R J para isolar M J e eliminando ρ, obtemos, a partir do valor de M J para um colapso esférico: M J = 0,02 M Sol T 1/4 / f 1/2 (considerando µ = 1). Descobrimos que os colapsos terminam quando as massas são da ordem da massa solar!!! Importante notar que esse resultado independe da composição química, valendo tanto para formação recente quanto para estrelas de pop. III 29 29
53 A formação protoestelar Transição do regime linear para o nãolinear. Após o início do processo, o colapso gravitacional varia com 1/r 2, enquanto a pressão restauradora varia com 1/r. Solução inicial do colapso via eq. de movimento para uma esfera colapsando em queda livre (desprezando P)
54 A formação protoestelar Colapso homólogo: r/r 0 e (1/r 0 )dr/dt são os mesmos para todas as camadas num dado instante t. Tempo de colapso (queda livre) é T ff = (3π/32Gρ 0 ) 1/2 ~ 10 7 anos Interrupção: à medida que o colapso evolui, a pressão aparece (gás torna-se opaco) e a temperatura cresce. Aproximação de queda livre é abandonada interr. do colapso
55 Protoestrelas compactas Aquecimento da protoestrela começa pelo centro (maior opacidade) e a interrupção do colapso ocorre de dentro para fora. Situação realista: caroço já em eq. hidrostático com envelope ainda em queda livre Nesse caso, o fluxo de material caindo radialmente no caroço é dado por dm/dt = 4πr 2 ρv 32 32
56 Protoestrelas compactas A velocidade da matéria caindo, da nuvem externa, sobre o núcleo é a vel. de queda livre: V ff (R) = (GM/2R) 1/2 A energia liberada pela queda de matéria sobre o núcleo é parte transformada em calor e parte irradiada. As perdas por radiação são dadas por: L acr = ½ v ff 2 (R)dM/dt = ¼ GM/R dm/dt Como consideramos M constante para vff, a solução acima só vale para t acr = M/(dM/dt) >> t ff 33 33
57 O colapso Evolução de uma nuvem homogênea de uma massa solar, com composição química X = 0,651, Y = 0,324 e Z = 0,025. Eqs. de continuidade, movimento, geração de energia e luminosidade. Vários elementos causadores de opacidade (grãos de poeira, moléculas) 34 34
58 O colapso Fase inicial: formação de um caroço hidrostático com um envoltório opticamente fino. Camadas internas colapsam (ρ int cresce) e externas permanecem inalteradas (ρ ext ~ const). Região central torna-se opaca (ρ > g.cm -3 ) causando aumento adiab. de T. Pressão aumenta drasticamente até interromper o colapso caroço em eq. hidrostático, envelope em queda livre! 35 35
59 O colapso 36 36
60 37 37
61 O colapso final do caroço: ZAMS A acresção contínua no caroço faz com que a temperatura suba de ~ 100 K para mais de 2000 K. Ocorre a dissociação do H 2. Absorção de energia faz com que γ ad cresça e a situação de eq. hidrostático se torne instável novamente NOVO COLAPSO! Formação de um segundo caroço, mais interno, estável. Valores típicos para o caroço: R ~ 1,3 R Sol, M ~ 1,5x10-3 M Sol, ρ cen ~ 1,2 x 10-2 g.cm -3, T cen ~ 2x10 4 K 38 38
62 O colapso final do caroço: ZAMS Duas etapas de colapso: isotérmico: t ff << t KH adiabático: t acr << t KH Ignição: qdo t acr > t KH e o caroço se ajusta termicamente não há mais evolução adiabática
63 Entrada na SP 40 40
64 Entrada na SP Extinção da acresção gradiente de temperatura envelope convectivo processo se estende até o centro. Transição de protoestrela para estrela normal em eq. hidrostático (mas não térmico). Posicionamento na linha de Hayashi 41 41
65 Entrada na SP 42 42
66 O Sol: requisitos para um modelo Evidências observacionais para um modelo estelar baseado no Sol Idade: ~ 4,6 bilhões de anos (baseado em datação radiativa) Estabilidade na SP (queima de H luminosidade constante) Fonte de energia: ciclo pp Núcleo já enriquecido de He
67 O Sol: requisitos para um modelo Durante a evolução numérica do modelo, ocorre mudança em µ, de modo que L/L = (M/M ) 3 (µ/ µ ) 4 Parâmetros livres: Y e l m /H P Y variação da luminosidade l m /H P variação do raio (temperatura) Zonas de transporte radiativo: convecção no interior radiação nas camadas mais externas 44 44
68 O Sol: requisitos para um modelo Testes para o modelo solar: oscilações não-radiais (heliosismologia) e experimentos para medir neutrinos solares. Para os neutrinos Reações geradoras de ν : ciclo pp, CNO H 1 + H 1 + e - H 2 + ν Qual é o espectro esperado? 45 45
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