Astronomia Galáctica Semestre:

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1 Astronomia Galáctica Semestre: Sergio Scarano Jr 26/07/2016

2 A Estrutura e Composição da Estrela Sol Temperatura Superficial K Região de convecção Coroa Regiões Claras Subida de gás quente Regiões Escuras Descida de gás frio Região de irradiação Fotosfera Núcleo Região de condução 0,3 0 Diâmetro típico de um alvéolo: 1000 km Vida de um alvéolo: 5 a 10 minutos 1,0 R 0,7 Cromosfera Composição (massa) H = 73,0% He = 24,5% Outros = 02,5%

3 As Equações Básicas da Estrutura e Evolução Estelar As equações da estrutura e evolução estelar contém parâmetros físicos acoplados que dependem do tempo, de modo que a mudança em uma delas ao longo do tempo reflete em mudança nas demais: 1) Equação de equilíbrio hidrostático dp dr = GMr ρ 2 r 2) Equação da continuidade dm = 4πr 2 ρ dr 3) Equação do Transporte dt dr = 3 4ac ρκ 3 T Lr 4πr 2 4) Equação da Produção da Energia dl = 4πr 2 ρ ε dr 5) Equação de Estado P = P( ρ,t, X i ) Ver Kippenham and Weigert, stellar structure and evolution,springer Verlag, 1990

4 log (L/L sol ) Relação Massa-Luminosidade e Tempo de Vida Estelar Estudando sitemas binários: α = α = 2 α = 3.5 sol M sol L log = α log L α = log (M/M sol ) M t t sol L L = sol M sol M = M * * t = t M M sol M sol sol α α Da definição de potência (L): L E = t ; E = M c Fazendo a razão dos tempos em relação ao Sol: M * t M sol = t L sol * L M M * sol sol M = M 2 1 α * sol 1 α

5 Diagrama HR: Tempo de Vida na Sequência Principal Spica L/L sol = (M/M sol ) α Regulus Vega Sírius Altair Procyon Sol Alpha Centauri B 1/4 M sol anos / Luminosidade (Sol = 1) Magnitude Absoluta Próxima Centauri 1/10 M sol anos 1/ O B B A0 9.5 A5 8.0 F0 7.0 F5 6.3 G0 5.7 G5 5.2 Classe Espectral Temperatura Superficial (x1000 o C) K0 4.6 K5 3.8 M0 3.2 M / Diagrama HR

6 Diagrama HR de Diferentes Tipos de Aglomerados Diagramas HR das estrelas de dois tipos de objetos distintos: M39 (Aglomerado Aberto) M11 (Aglomerado Globular)

7 Diagramas HR de Diferentes Aglomerados Estelares 3 x10 9 anos

8 Sequencia Principal de Idade Zero (ZAMS) Tradução do inglês de Zero-Age Main Sequence. É a curva calculada com modelos teóricos contendo as propriedades das estrelas que iniciam o processo de fusão nuclear a partir do hidrogênio primordial do aglomerado. Classe Raio Massa Luminosidade Temperatura estelar R/R M/M L/L K O O B0 5, B5 3,7 5, A0 2,3 2, A5 1,8 1, F0 1,5 1,6 9, F5 1,2 1,35 4, G0 1,05 1,08 1, G2 1,0 1,0 1, G5 0,98 0,95 0, K0 0,89 0,83 0, K5 0,75 0,62 0, M0 0,64 0,47 0, M5 0,36 0,25 0, M8 0,15 0,10 0, M9.5 0,10 0,08 0, ZAMS

9 Os Espectros Estelares Indicam a Composição das Estrelas Annie J. Cannon estudou o espectro de mais de 400,000 estrelas e percebeu uma correlação entre o tipo espectral (A, B, C, etc.) e a cor da estrela (ou seja, sua temperatura). Ela propôs uma nova classificação, em que a intensidade da linha de um dado elemento depende da composição química e temperatura da fotosfera temperatura aumenta comprimento de onda (λ) aumenta

10 n= Contínuo Linhas da Cromosfera n=6 n=5 n=4 n=3 L β L δ L γ H H δ γ H α H β P α P β P γ P δ Aparecem as linhas: H α do Hidrogênio (Balmer) H do Ca II (3968 Ä) K do Ca II (3933 Ä) He II Fe II Si II Cr II n=2 L α Balmer Paschen B α B β B γ B δ n=1 Lyman Transição ressonante Brackett Núcleo Estado fundamental Pfund F α F β F γ F δ Nível limite externo

11 Fluxo Absorvido em Linhas Espectrais Para uma estrela de tipo A: Hε Hδ Hγ Hβ Hα Direção Espacial Direção Espectral Fluxo (Quantidade de Luz Recebia Somada da Direção Espacial) Linhas de absorção Área da curva deve ser proporcional ao número de átomos que estão absorvendo Comprimento de onda [Angstrom]

12 Intensidade Relativa das Linhas Nomenclatura: H I, He I, Ca I, etc. átomo com todos os elétrons. H II, He II, O II, Ca II, etc. átomo que perdeu 1 elétron. He III, O III, Ca III, etc. átomo que perdeu 2 elétrons. Intensidade das Linhas H He II He I Metais ionizados Metais neutros TiO Si III Si II Si IV Classe Espectral O B A F G K M

13 Simuladora de Paralaxe Espectroscópica

14 Classificação espectral de Harvard Resumo da Classificação Espectral de Harvard e exemplos: Tipo Cor T(K) Linhas proeminentes de absorção Exemplos He ionizado (fortes), elementos Alnitak (O9) O Azul pesados ionizados (OIII, NIII, SiIV), Mintaka (O9) fracas linhas de H He neutro (moderadas), elementos B Azulada Rigel (B8) A Branca F Amarelada 7000 G Amarela 6000 K Laranja 4000 pesados 1 vez ionizados He neutro (muito fracas), ionizados, H (fortes) elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros (FeI, CaI), H (moderadas) elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros, H (relativamente fracas) elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros, H (fracas) Vega (A0) Sirius (A1) Canopus (F0) Sol (G2) Alfa Cen (G2) Aldebaran (K5) Arcturos (K2) M Vermelha 3000 Átomos neutros (fortes), moleculares (moderadas), H (muito fracas) Betelgeuse (M2)

15 Metalicidade Metalicidade é definida como a quantidade de um dado elemento está presente relativamente ao Hidrogênio, quando comparado com o Sol: Unidade: Dex (x) = 10 x decimal exponent - 0,4 dex = , temos que é igual a um fator de ~ 0,398. Assim que para uma estrela: Com mesma composição solar: [Fe/H] = 0.0 dex Com abundância de Ferro 10 x maior que a Solar: [Fe/H] = +1.0 dex Com abundância de Ferro 100 x menor que a Solar: [Fe/H] = 2.0 dex O meio interestelar é constantemente enriquecido pela sequencia de gerações de estrelas, assim que a metalicidade de uma estrela pode ser usado para entender seu cenário de formação e idade

16 Modelo de Populações Estelares Modelo de Besançon:

17 Modelo de Populações Estelares Modelo do grupo da UFRGS, Max-Planck e Padova:

18 Modelo de Populações Estelares Usado pelo Saito:

19 Modelo de Populações Estelares - Simplificado Sugestão:

20 Applet para Trajetórias de Evolução Estelar Sugestão:

21 O Diagrama H-R para estrelas da vizinhança solar Usando o telescópio Hiparcos, somente estrelas com paralaxe precisa (<20% de erro) foram consideradas. -5 O que mostra o diagrama HR: As estrelas se distribuem em faixas bem definidas -0 A maioria delas fica sobre a seqüência principal Como a vizinhança do Sol não deve ser um lugar especial na Galáxia, o diagrama H-R desta região contém uma mistura de estrelas de diferentes idades e massas M HP = M V L V - I (mag) T

22 Classe de Luminosidade Linhas espectrais são muito sensíveis à densidade das fotosferas estelares. Atmosfera de estrelas gigantes tem menor densidade (linhas espectrais estreitas) que a de uma anã (linhas espectrais largas).

23 O Método da Paralaxe Espectroscópica Conhecidos o tipo espectral (linhas presentes) e a classe de luminosidade (largura das linhas) de uma estrela pode se determinar sua magnitude absoluta no Diagrama H-R. Ex. K0III, m= Tipo Espectral: K0 Classe Luminosidade: III M= 0,7 0.9 Fluxo Relativo D = 10 m M λ [Å] Limites: 100 kpc (melhor em aglomerados)

24 Movimento Próprio em Aglomerados Abertos Um dos indícios de que as estrelas de um aglomerado pertencem a um grupo é a coordenação do movimento próprio de suas estrelas.