Estrelas (II) Sandra dos Anjos IAG/USP. Sistemas Múltiplos Sistemas Binários Tipos de Binárias Determinação de Massas Estelares

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1 Vimos em Roteiros anteriores como obter a maior parte das propriedades estelares (L, R, T, CQ), baseado em observações relativamente simples de serem feitas. Resta porém obtermos a quantidade física mais importante, que determina todas as outras propriedades físicas como tempo de vida das estrelas, e consequentemente sua evolução. Trata-se da Massa (M) Massas estelares só podem ser medidas em Sistemas Binários, o único caminho direto para se medir a Massa, onde a 3a Lei de movimento de Kepler pode ser aplicada. Iniciaremos este Roteiro mostrando que a maioria das estrelas encontra-se em sistemas múltiplos e que em torno de 50% destes sistemas múltiplos são na verdade sistemas binários. A importância desta propriedade, a massa, juntamente com a composição química determinam todas as outras propriedades básicas da estrutura e evolução das estrelas, sintetizadas no Teorema de Russell-Vogt, como veremos...

2 Estrelas (II) Sistemas Múltiplos Sistemas Binários Tipos de Binárias Determinação de Massas Estelares Sandra dos Anjos IAG/USP Agradecimentos: Prof. Gastão B. Lima Neto e Profa. Vera Jatenco AGA semestre/2016

3 Sistemas Estelares Binários e Múltiplos A formação de estrelas resulta tanto em sistemas múltiplos como em estrelas isoladas, como o Sol. Grande parte das estrelas estão em sistemas múltiplos. Exemplo de sistemas próximos (até 3,8 pc): Alfa Centauro: 3 estrelas Sírius: 2 estrelas EZ Aquário: 3 estrelas Procyon: 2 estrelas 61 Cygni: 2 estrelas Épsilon Indi: 3 estrelas Dentro de 10 pc (em 01/2012) a partir do Sol: 185 estrelas solitárias 55 binárias 15 sistemas triplos 3 quádruplos 1 quíntuplo (obs.: 1000 exoplanetas) 172 estrelas em sistemas múltiplos Interferometria de alta resolução

4 Exemplo de um Sistema Múltiplo Alcor e Mizar olho nú: 11 arcmin Telescópio Mizar é Binária Visual Mizar A e B estão separadas de 15" Período Orbital = meio ano Aparentemente, um sistema triplo. Mas é um sistema quintuplo (ou não...). Cada uma delas é um sistema duplo

5 Veremos somente os SISTEMAS BINÁRIOS... Tipos de Binárias: - Aparente - Eclipsante - Espectroscópica - Astrométrica - Contato - Visual

6 Sistemas Binários - SB William Herschel mostra em 1804 que algumas estrelas duplas são sistemas onde uma estrela orbita ao redor da outra. Conhecendo a órbita das estrelas de um sistema duplo podemos determinar a massa das estrelas. massa é um parâmetro fundamental e não é observável diretamente Phil. Trans. of the Royal Soc. of London

7 2 Tipos de Sistemas Binários : reais e aparentes Binárias aparentes Alguns sistemas são apenas alinhamentos "aparentes na linha de visada. São estrelas aparentemente binárias, mas não possuem órbitas mútuas nem estão ligadas gravitacionalmente observador Binárias reais 75 Dragonis (140 pc) SAO 3405 (179 pc) Sistemas ligados pela gravitação, onda ambas giram em torno de um centro de massa comum. Serão estes Sistemas que veremos no Roteiro...

8 Tipos de Sistemas Binários Reais * Binárias Visuais - Sistemas onde as componentes podem ser identificadas individualmente - Estão suficientemente separadas para serem resolvidas - Representam pequena fração dos SB Binárias Eclipsantes Uma estrela passa pela frente da outra Isto faz variar o brilho do par (que não pode ser resolvido). Binárias Espectroscópicas Não podem ser resolvidas. O vai-vem das estrelas pode ser detectado pelo efeito Doppler. Binárias Astrométricas Apenas uma das estrelas é observada (a mais brilhante...); Sua trajetória revela a presença de uma companheira. * Binárias de Contato - Estrelas muito próximas entre sí, com "contato

9 Binárias Visuais Par de estrelas associadas gravitacionalmente e que podem ser observadas no telescópio como 2 estrelas. A separação usual é de centenas de unidades astronômicas. Pequena fração pode ser vista. Limitação observacional: devido a atmosfera da Terra raramente a imagem de uma estrela é vista com diâmetro menor que 1. A 2a estrela é usualmente muito fraca e muito próxima da companheira brilhante para ser detectada e sua presença pode ser inferida por outras pistas observacionais.

10 Binárias Visuais Exemplo: Albireo na constelação de Cisne (Beta Cygni). Está a 380 a.l. de distância e tem separação de 35"

11 Binária Visual Estudo do seu movimento é necessário para verificar se as estrelas se movem de forma independente ou não. Períodos e separações de uma binária podem ser observados diretamente se cada estrela é vista claramente. Períodos orbitais longos (alguns anos até milhares de anos).

12 Órbita em Sistemas Binários Visuais órbitas absolutas - As estrelas orbitam em torno do centro de massa. - Varrem áreas iguais em tempos iguais. Assim como no Sistema Solar, valem as Leis de Kepler.

13 Órbita em Sistemas Binários Visuais...órbita absoluta, órbita relativa e órbita aparente Vimos na figura do slide" anterior que cada estrela descreve um movimento ondular em torno do centro de massa. A órbita de cada uma das estrelas é elíptica em relação ao centro de massa, e é conhecida como órbita absoluta. Esta não é usualmente observada devido a dificuldades observacionais. Em vez de observar o movimento seguido pelas duas estrelas, observa-se apenas uma delas, normalmente a mais fraca, em torno da mais brilhante, que ocuparia um dos focos (ver figura abaixo). Nesta configuração observamos a órbita relativa ou órbita relativa verdadeira, que também é descrita por uma elípse. Se o sistema binário estiver inclinado em relação a linha de visada, então observaremos uma órbita aparente (ver figura no próximo slide). Todas estas órbitas podem ser descritas pelas leis de movimento de Kepler. O que vamos observar nesta órbita?

14 Órbita em Sistemas Binários - complicações Os parâmetros observados são: ângulo de separação aparente (r = r1+r2) e o período (P). Complicadores: movimento próprio do centro de massa; em geral, o plano da órbita está inclinado em relação ao observador -> efeito de projeção; é claro, este método só funciona se pudermos resolver" as estrelas! PS: Centro de Massa em um plano, é como o equilíbrio de um balanço sobre um ponto de articulação com respeito aos torques produzidos

15 Órbita em Sistemas Binários...e a determinação das massas, em 2 etapas : 1a etapa : A massa total do sistema é determinada pela 3a Lei de Kepler Lei dos Períodos, onde P é o período em anos e r (r= r1 + r2) representa a separação aparente das 2 estrelas: 3 ( r +r ) 4π 1 2 massa total =m1 +m2 = G P2 2 adaptada ao SB -->

16 Órbita em Sistemas Binários A massa total é determinada pela 3a Lei de Kepler: massa total =m1 +m2 (em Massa Solar )= (a 1 +a 2 )3 (em U. A.) periodo2 (em anos ) Por exemplo Terra ao redor do Sol

17 Órbita em Sistemas Binários...para resolver a equação da soma das massas", precisamos de outra equação...a da razão das massas" 2a Etapa: A razão das massas é dada pela razão das distâncias entre as estrelas ao centro de massa (CM), já que, por definição, CM: m1. a1 = m2. a2 m1 a 2 = m 2 a1 m1 m2

18 Órbita em Sistemas Binários...para resolver a equação da soma das massas", precisamos de outra equação...a da razão das massas" 2a Etapa: A razão das massas é dada pela razão dos semi-eixos maior (a1, a2) ou da distância (r1, r2) de cada estrela em relação ao centro de massa (CM): m1 m1 r 2 a 2 = = m 2 r 1 a1 lembrando que, m2

19 Em síntese, para estimarmos a massa de estrelas em sistemas binários 2 etapas são necessárias: 1a -aplicar a 3a Lei Kepler e 2a utilizar a equação da razão das massas Observa-se o período orbital, P, e a separação das estrelas a (=a1+a2) ou r = (r1+r2) Período (P) e tamanho da órbita (r=r1+r2) são aplicados a 3a lei de Kepler: P 2= [ 2 ] (r1 +r 2 )3 (em U. A.) 4π a > massa total=m1 +m2 (em M Sol )= G ( m1 +m 2 ) período2 (em anos)...e a razão das massas m1 r 2 a 2 = = m 2 r 1 a1 Assim, obtemos as massas individuais. Vamos ver um exemplo...

20 Exemplo do sistema binário: Sírius A e Sírius B 1a etapa: aplicação da 3a Lei de Kepler (soma das massas) Medidas da trajetória do sistema Sírius nos informa que: Período = 49,9 anos Semi-eixo de Sirius A, aa = 2,309'' Semi-eixo de Sirius B, ab = 5,311''' ( d ( pc ) a ( arcsec ) )3 Pela 3ª lei de Kepler: M A +M B (em M Sol )= P 2 (em anos) mas, aa+ab = r1+r2 = a = 7,62'' e a distância (d) de Sirius é 2,67 pc. Então, temos: ( 2,67 ( pc ) 7,5 ( arcsec ) )3 M SiriusA +M SiriusB ( M Sol )= 2 =3,2 ( Msol ) 49,9 (em anos) Portanto, MSiriusA + MSiriusB = 3,2 Msol

21 Exemplo do sistema binário: sírius A e sírius B 2a etapa : cálculo da razão de massas Medidas da trajetória do sistema Sírius nos informa que: Período = 49,9 anos Semi-eixo maior de Sirius A, aa = 2,309'' Semi-eixo maior de Sirius B, ab = 5,311'' Pela equação da razão de massas, temos: MassaA/MassaB = ab/aa Então: MassaA/MassaB = 5,311"/2,309" MassaA/MassaB = 2,3 ou MSiriusA = 2,3 MSiriusB

22 Exemplo de binária: Sírius Medida da trajetória de Sirius nos diz: Período = 49,9 anos Sirius A = 2,309'' Sirius B = 5,311'' MassaA/MassaB = ab/aa MassaA/MassaB = 2,3 ou MSiriusA = 2,3 MSiriusB Mas MSiriusA + MSiriusB = 3,23 Msol Logo, MSiriusA = 2,25 MSol e MSiriusB = 0,98 MSol. Sírius B, luminosidade muito fraca, mas com a massa do Sol!

23 Distribuição da massa das estrelas no Diagrama HR A posição de uma estrela ao longo da Sequência Principal está diretamente relacionada com sua massa, ou seja, a SP representa também uma sequência de Massa. Estrelas mais massivas ocupam a porção superior do Diagrama HR.

24 Vamos ver agora outros Sistemas Binários que observamos com mais dificuldade...

25 Sistemas Binários Eclipsantes Sistemas raros de serem observados, devido ao alinhamento do plano orbital com a linha de visada. Reconhecidos pelo padrão de flutuação do brilho na Curva de Luz (CL) devido a passagem alternada das 2 estrelas uma em relação a outra. Com a CL pode-se obter a informação do tamanho das estrelas. O tamanho das estrelas está relacionado com a duração da fase de eclipse e a velocidade relativa das estrelas. Curva de Luz

26 Curva de Luz Variação no brilho (magnitude ou fluxo) de uma binária eclipsante em função do tempo. O brilho é constante quando não ocorre o eclipse e diminui quando uma das estrelas é eclipsada. Durante o eclipse podem ocorrer dois tipos de mínimos de brilho (diferentes profundidades na curva de luz ptos 2 e 4). Com a curva de luz pode-se obter informação além do tamanho (raio), as órbitas e a massa das estrelas.

27 Binárias Espectroscópicas Neste caso, as binárias estão muito distante para serem resolvidas pelo telescópio. A separação média é de 1 UA. Como o efeito Doppler pode ser medido para qualquer estrela cujo espectro foi observado, são relativamente fáceis de serem detectadas, portanto, são sistemas comuns. Ao obter o espectro de uma estrela, o caráter binário é detectado pela variação de posição das linhas espectrais (desvio para o azul ou vermelho) revelando, portanto, o movimento orbital. ver figs no próximo slide... As propriedades do sistema binário podem ser obtidas medindo-se o desvio Doppler periódico de uma estrela em relação à outra conforme elas se movem na órbita.

28 Binárias Espectroscópicas Efeito Doppler: radial

29 Velocidade em Sistemas Binários Exemplo de um sistema binário Espectroscopia e trajetória vai-e-vem das linhas do espectro a medida em que uma estrela se afasta e a outra se aproxima de nós.

30 Binárias Astrométricas Apenas uma estrela é observada com o telescópio, mas nota-se um movimento oscilatório no céu. Podemos deduzir que este movimento é devido a presença de uma companheira não observável, e o sistema é então considerado como uma binária astrométrica. Imagem: J.M. Bonnet-Bidaud (CEA), F. Colas (IMC) et J. Lecacheux (OPM)

31 Exemplo de Binária Astrométrica: Sírius A presença de uma companheira de Sirius (Sírius B) foi descoberta em 1862 pelo movimento oscilatório de Sírius A. Separações menores que 1 UA.

32 Binárias de Contato Estrelas muito próximas entre si --> sistemas eclipsantes com períodos extremamente curtos (poucas horas) --> contato físico -> podem compartilhar o mesmo envoltório. Classificação baseada no tamanho da estrela com relação ao lóbulo de Roche (região que define a ação do campo gravitacional). Volume ao redor da estrela em um sistema binário dentro do qual o material está ligado a estrela. A superfície do lóbulo de Roche é uma superfície gravitacional equipotencial.

33 Diferentes Estágios... (a) desconectadas; (b) Semi-conectadas; (c) Binárias de contato

34 Desconectadas: raio de ambas é menor que seus lóbos de Roche. Semi-conectadas: uma delas preenche seu lóbo de Roche, a matéria flui para a outra estrela, através do ponto de contato L. Binárias de contato: ambas preenchem os lóbulos de Roche, compartilhando um mesmo envoltório.

35 Binárias de Supercontato caso VFTS /10/2015 Leonardo A. Almeida - Na nebulosa da Tarântula (berçario de estrelas mais ativo no Universo próximo). - Melhor caso descoberto até o momento de um Sistema binário em contato ( km), quente ( C), massivo (M1+M2 ~ 57Msol), com participação de estrelas de mesma ordem de grandeza de massa, tamanho, e tipo (O). - 30% da matéria está sendo compartilhada.

36 Binárias de Supercontato caso VFTS /10/2015 Leonardo A. Almeida - 2 possíveis Cenários de Evolução: 1o Fusão das 2 estrelas -> em 1 única estrela gigante com alta rotação e possivelmente Magnética. Geraria uma das explosões mais energéticas de longa duração (R-gama). 2o Se misturadas bem entre sí, ambas permanecem compactas, evitando a fusão, mas acabariam como SN, formando um sistema binário de buracos negros próximos. - Se transformaria em um objeto com intensa fonte de ONDAS GRAVITACIONAIS, Ondas do espaço- tempo que se propagam devido a variações enormes em campos gravitacionais fortes. - Seria um enorme resultado para a relatividade geral...

37 GNM localização de VFTS a.l

38 Concepção Artística

39 No Roteiro 13 veremos que existe uma relação importante entra a massa e luminosidade de estrelas (M/L) que permite calcular o tempo de vida das estrelas. Veremos também as etapas e escalas de tempo em cada fase de formação e evolução das estrelas.

40 Referências Fim