Evoluçao e Estrutura Estelar I (cap. 11)

Transcrição

1 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 ( Agradecimentos Jane Gregorio-Hetem

2 Formaçao de Estrelas Nuvens de gas e poeira em 1 galaxia: berçarios de estrelas Nebulosa Trífide M20, na constelação de Sagitário, a 9000 anos-luz de distância, exemplo de um berçário de estrelas.

3 Formaçao de Estrelas À esquerda nuvem interestelar de gás e poeira, chamada Barnard 86. No lado direito aparece o aglomerado estelar jovem NGC6520.

4 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

5 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

6 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

7 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.

8 G m H Equilibrio Hidrostatico? Se houver uma > concentraçao de gas: > densidade F G entre atomos fica maior Nuvem interestelar: esta em equilibrio hidrostatico se: Gravidade = força devido a pressao do gas F G = F pressao As forças por volume: -GM = ΔP = P s P c -P c R 2 Δr R 0 R Gas ideal: P c = GM R P = k B T m H Dominado por c : M = k B T R

9 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 : F G > F pressao M > k B T R G m H Como M R 3 : R > [k B T ] 1/2 [G m H ] 1/2 Condicao sobre o Raio da nuvem para que fique gravitacionalmente instavel e colapse

10 Condiçao para o colapso Gravitacional Calculos mais precisos (por Jeans 1902): R J = 1 [ k B T ] 1/2 2 [G m H ] 1/2 R J = 6 x 10 7 (T/ ) 1/2 cm 2 Onde T : [k] e : [g/cm 3 ] Ex.: Seja nuvem com: T = 10 K e n= 10 3 cm -3, = 0,5 (peso molecular): Condicao sobre o Raio da nuvem para que fique gravitacionalmente instavel e colapse Como = n m H D = 2 R J = cm = km

11 Colapso Gravitacional: R J 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: Em termos da massa da nuvem (M): é facil demonstrar que R J é dado por: R J k B /m H GM 3 T

12 Colapso Gravitacional: massa de Jeans: M J lembrando que e R M T GM M M T G G T M T GM R J T G M M J

13 Formação de Estrelas Teoria: um dos grandes desafios da Astrofísica.??? Colapso e fragmento de nuvem estrela. Uma vez iniciado o colapso: nuvem fragmentase em nuvens menores

14 Processos de Colapso e Fragmentação T e densidade da nuvem definem uma massa mínima M J : M,R Se M > M J ocorre colapso outra M J. Se M < M J nuvem estável.

15 M J 1,4x T M Massa minima para nuvem colapsar Seja uma nuvem com T=100K, ~ 1, n ~ 1cm -3 ~ g cm -3 Se M> M J ~ 10 5 M colapso pode continuar. aglomerado estelar Por outro lado, seja T=50K, ~ 1 e n ~ 10 6 cm -3 Se M> M J ~ 40 M uma única estrela se forma.

16 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

17 Ilustração esquemática da fragmentação hierárquica de uma nuvem de gás M > M J M J > M J M > M J D. Prialnik (2000) M 3 > M J

18 Processos de Colapso e Fragmentação Um fragmento destinado a formar uma estrela como o SOL: M = 1 a 2 massas solares R= 10 6 raios solares n c = m -3 T s = 10 K (similar a da nuvem mae) T c = 100 K Estagio 2

19 Estágios da formação estelar

20 Estágios da formação estelar Apos poucos 10 6 anos: Estagio 3: T s = 3000 K T c = 10 6 K n c = m -3 Regiao central do fragmento: PROTOESTRELA densa e opaca Partes externas irradiam: L = T 4 4 R 2 L = L sol densidade central segue crescendo parte externa: fotosfera em volta do esferoide central R(protoestrela) = R sol

21 Etapas da Formação Protoestelar

22 Pilares Gasosos (Nebulosa da Águia)

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25 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.

26 Evidências de discos protoestelares Poeira + gas ao redor da protoestrela: invisivel no optico pois graos de poeira absorvem radiacao da estrela e reemitem em λs mais frios (IV)

27 Embrião de estrela (protoestrela) Nuvens interestelares (frias) flutuações de densidade condensações de gás e poeira Acréscimo de massa da nuvem mae Energia gravitacional gera E_térmica fragmento autogravitante T, Colapso gravitacional Gás opaco à própria radiação

28 Evolução Estelar Mudanças nos parâmetros estelares R, T, M

29 Evolução de uma Protoestrela Após alguns milhoes de anos de contração: T ~ 2000 a 3000K protoestrela ainda grande e brilhante 1M 20 x diâmetro e 100 x mais brilhante que o Sol Trajetória evolutiva das protoestrelas começa na região das gigantes vermelhas no Diagrama H-R. Pois são grandes e vermelhas

30 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

31 Evidencias de discos, jatos e ventos em estrelas Pré-SP Estrelas Pré-SP T-Tauri: ~ 1 massa solar: ejeção de matéria em forma de jatos

32 Trajetoria Evolutiva da Protoestrela no Diagrama HR 10 7 anos depois (fase 6): protoestrela torna-se estrela: Pre-Sequencia Principal M= 1 M sol R = 10 6 km T c 10 7 K T s = 4500 K Suficiente para iniciar reacoes nucleares: 4H He

33 Trajetoria Evolutiva da Protoestrela no Diagrama HR 30 x 10 6 anos depois: estrela contrai mais um pouco (ajuste fino) (fase 7): n c = m-3 T c = 15 x 10 6 K T s = 6000 K Equilibrio Hidrostatico: F G = F Pressao Entra na SP Taxa de geracao de energia no nucleo = taxa de energia irradiada ns superficie (L) Estrela como o SOL: leva ao todo x 10 6 anos para chegar na SP

34 NASCE UMA ESTRELA! Gravidade > Forças de Pressão: COLAPSO & fragmentação

35 Estrelas de outras massas Trajetoria evolutiva depende da massa da protoestrela: Trajetoria que acabamos de ver: vale para estrela de M= 1 M sol dezenas de 10 6 anos para chegar na SP Protoestrela de M=15 M sol : apenas anos para chegar na SP Protoestrelas com M 0,08 M sol : nunca desenvolve P c e T c altos o bastante para virar estrelas semelhantes a planetas (Jupiter) : anas marrons Protoestrelas com M 100 M sol : desenvolvem altas Ts tao rapido que pressao da radiacao rapidamente encerra o colapso gravitacional: chega rapido na SP

36 Trajetórias evolutivas préseqüência principal (PSP): para estrelas de diferentes massas ^ a protoestrela caminha p/ esquerda (T) e p/ baixo (L).

37 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 ^

38 Exemplos de estrelas na pré-seqüência principal O Sol na sua juventude T Tauri 1-2 M tipo espectral F a M T s = 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

39 Associações OB As estrelas mais massivas (>> M sol ) ficam pouco na préseqüência principal. Tipo O e B são as mais quentes e luminosas; com forte emissão ultra-violeta. Grupos destas s formam as chamadas Associações OB.

40 Formação de estrelas na galáxia M33. Centenas de estrelas massivas no interior de NGC604 produzem fortes ventos formando uma cavidade no interior da nebulosa.

41 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 T s : constantes

42 Tempo de vida na Seqüência Quanto maior a massa: Principal Temperatura interior aumenta rapidamente. Alta luminosidade superficial Consumo de combustível com maior eficiência. Menor tempo de vida

43 Relação Massa/Luminosidade Vimos que: L L M M ~ 3 (altas M & L) ~ 4 (~ M & L ) ~ 2 (baixas M & L)

44 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 M t 3,3 * * * * * M M M M L L M M t t 3,3 M M L L

45 t t * M M * 2,3 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

46 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

47 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

48 Agl. Pleiades: Jovem Agl. Omega Cen: Velho

49 Aglomerado aberto (jovem) Plêiades

50 Aglomerado aberto (jovem) 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) Plêiades

51 Aglomerado globular (velho) Ômega Centauro:

52 Aglomerado globular (velho) 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 M sol : Idade 10 bilhoes de anos Estrelas mais velhas de nossa Galaxia Ômega Centauro:

53 Modelo para a Evolução de um aglomerado estelar