Evolução Estelar. Marcelo Borges Fernandes

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1 Evolução Estelar Marcelo Borges Fernandes Escola de Inverno do Observatório Nacional 2011

2 Aula 1 O que é uma estrela? Grandezas Observáveis (Propriedades Físicas) Classificação Estelar O Diagrama HR Evolução de Estrelas de Baixa Massa e Massa Intermediária

3 O que é uma estrela? Uma estrela se constitue em um plasma confinado gravitacionalmente, que emite radiação devido a reações termonucleares no seu interior

4 O que é uma estrela? Estrutura e a Evolução Estelar - um duelo constante: Pressão X Gravidade

5 O que é uma estrela? Estrutura e a Evolução Estelar - um duelo constante: Pressão X Gravidade Grande Vencedor

6 O que é uma estrela? Estrutura e a Evolução Estelar - um duelo constante: Pressão X Gravidade Grande Vencedor A gravidade é a força construtiva (formação estelar) e destrutiva (fases finais) dominante no

7 O que é efetivamente observado? Em uma estrela típica: somente as camadas mais externas são visíveis à observação direta (atmosferas estelares) Radiação eletromagnética

8 Grandezas Observáveis: Fotometria. Fluxo observado = quantidade de energia detectada numa dada área de superfície coletora e num intervalo de tempo onde fν 0 é o fluxo da estrela fora da atmosfera da Terra, Tν é o fator de transmissão da atmosfera, Rν é a eficiência da aparelhagem usada, e Sν a transmissividade dos filtros

9 Grandezas Observáveis:. Magnitude aparente (m) de uma estrela em uma dada região espectral é m = -2.5 log f + cte

10 Grandezas Observáveis:. Magnitude aparente (m) de uma estrela em uma dada região espectral é definida de forma que a razão de fluxos f1 / f2 = 100 Δm = m2 m1 = -2.5 log f2 / f1 = 5 Uma diferença entre uma estrela com m1 = 1 e m2 = 6, implica que uma estrela é 100 vezes mais brilhante do que a outra.

11 Grandezas Observáveis:. Magnitude aparente (m) de uma estrela em uma dada região espectral é definida de forma que a razão de fluxos Δm = m2 m1 = -2.5 log f2 / f1 = 1 f1 / f2 = f2 / f1 = (m2 m1)

12 Grandezas Observáveis:. Magnitude aparente (m) de uma estrela em uma dada região espectral é definida de forma que a razão de fluxos Escala logarítmica fator de escala negativo Menores valores: estrelas mais brilhantes

13 Grandezas Observáveis:. Magnitude aparente (m) de uma estrela em uma dada região espectral é definida de forma que a razão de fluxos Escala logarítmica fator de escala negativo Menores valores: estrelas mais brilhantes

14 Grandezas Observáveis:. Magnitude absoluta (M) de uma estrela em uma dada região espectral ou sistema fotométrico é definida como a magnitude aparente da mesma estrela se ele estivesse a uma distância padrão de 10pc m M = -2.5 log f / F10pc

15 1 parsec (pc) = 3, metros 1 ano-luz = 9, metros 1 pc ~ 3.27 anos-luz

16 1 parsec (pc) = 3, metros 1 ano-luz = 9, metros 1 pc ~ 3.27 anos-luz

17 Grandezas Observáveis:. Magnitude absoluta (M) de uma estrela em uma dada região espectral ou sistema fotométrico é definida como a magnitude aparente da mesma estrela se ele estivesse a uma distância padrão de 10pc m M = -2.5 log f / F10pc f = (D / d)2 F10pc = Lei de Pogson ou de diluição de fluxos

18 Grandezas Observáveis:. Magnitude absoluta (M) de uma estrela em uma dada região espectral ou sistema fotométrico é definida como a magnitude aparente da mesma estrela se ele estivesse a uma distância padrão de 10pc m M = -2.5 log f / F10pc m M = 5 log d - 5

19 Grandezas Observáveis:. Magnitude absoluta (M) de uma estrela em uma dada região espectral ou sistema fotométrico é definida como a magnitude aparente da mesma estrela se ele estivesse a uma distância padrão de 10pc m M = -2.5 log f / F10pc m M = 5 log d 5 + A

20 Grandezas Observáveis:. Luminosidade = energia emitida em todas as frequências e direções por unidade de tempo = potência da estrela A luminosidade que sai da estrela: L = 4 π R2 Fν dν = 4 π R2 F

21 Grandezas Observáveis:. Luminosidade = energia emitida em todas as frequências e direções por unidade de tempo = potência da estrela A luminosidade que sai da estrela: L = 4 π R2 Fν dν = 4 π R2 F mas o que chega na Terra (Lei de Pogson): L = 4 π d2 f

22 Grandezas Observáveis:. Fluxo = F = quantidade total de energia irradiada por unidade de tempo e unidade de área Corpo Negro Bλ(T) é a Função de Planck

23 Grandezas Observáveis:. Fluxo = F = quantidade total de energia irradiada por unidade de tempo e unidade de área Corpo Negro σ = cte de Stefan Boltzmann

24 Grandezas Observáveis:. Fluxo = F = quantidade total de energia irradiada por unidade de tempo e unidade de área Corpo Negro Lei de Stefan - Boltzmann

25 T = Teff (temperatura de um corpo negro com fluxo integrado igual ao da estrela)

26 Grandezas Observáveis:. Fluxo = F = quantidade total de energia irradiada por unidade de tempo e unidade de área Corpo Negro Lei de Stefan - Boltzmann L = 4 π R2 σ Teff4

27 Grandezas Observáveis:. Magnitude Bolométrica = magnitude integrada em todo o espectro Mbol 2 Mbol 1 = -2.5 log L2 / L1 Mbol = MV + BC

28 Outras Propriedades Físicas:. Massa: Parâmetro mais importante da evolução estelar, obtida através: -Terceira Lei de Kepler: sistemas binários (+ de 60%) (M1 + M2) P2 = a3 - Trilhas evolutivas. Raio: conhecendo a luminosidade ou através de medidas angulares obtidas por interferometria, se conhecemos a distância

29 Grandezas Observáveis:. Gravidade Superficial (g): g = G M / R2 Em geral: 0 log g 8

30 Para o Sol: f = X 103 J s-1m-2 d = 1, X 1011 m L = 4πd 2 f = (3.846 ± 0.004) X 1026 W = X 1033 erg s-1 Teff = 5780 K M = ( ± ) X 1030 kg Tendo-se o diâmetro angular do Sol (γ ), pode-se determinar o raio do mesmo: R = tan (γ /2) d = ( ± ) 108 m, Para estrelas em geral: 0.08M M* 120 M 0.02R < R* < R 0.005L < L* < L

31 Espectroscopia:. Espectros = intensidade em função do comprimento de onda Parâmetros Físicos (Teff, g, extinção interestelar, distância) Composição Química

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33 CD-42o11721 (Borges Fernandes et al. 2007) ESPECTROS FEROS

34 Classificação Estelar Devido as diferenças é interessante separar as estrelas em grupos com características observacionais iguais e estabelecer relações entre elas.. Espectro Estelar (intensidade em função do comprimento de onda). Curva de Luz (intensidade em função do tempo)

35 Annie Cannon ( ) Antonia Maury ( ) Edward Charles Pickering s Harem ( ) Sistema de Harvard O B A F G K M

36 Annie Cannon ( ) Antonia Maury ( ) Edward Charles Pickering s Harem ( ) Sistema de Harvard O Oh B Be A F G K M A Fine Girl Kiss Me!

37 Annie Cannon ( ) Antonia Maury ( ) Edward Charles Pickering s Harem ( ) Sistema de Harvard Sub-divisões O B A F G K M de 0 a 9 Oh Be A Fine Girl Kiss Me!

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39 Quente Fria O B A F G K M K K K K K K K

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41 Ia supergigantes luminosas Problema: Existência de estrelas de mesmo tipo lab supergigantes moderadamente espectral mas com luminosidades diferentes Luminosas Ib supergigantes menos luminosas Diferentes Raios II gigantes brilhantes III gigantes normais Sistema M-K (Morgan, Keenan & Kellerman (1943)) IV subgigantes Classe de Luminosidade Sol = G2V V anãs ( Sequência Principal- SP ) VI sub-anãs VII anãs brancas

42 0.01 R*/R 1000

43 90% de todas as estrelas se enquadram dentro deste sistema Catálogo HD: O 1% B 10% A 22% F 19% G 14% K 31% M 3% 10% restantes são peculiares: letras adicionais: p, e, f, n, m, w ou D, sd

44 Diagrama HR Ejnar Hertzprung Henry Norris Russell ( ) ( )

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47 Massa, composição química, luminosidade, gravidade superficial e Teff variam com o tempo a medida que as reações termonucleares ocorrem Evolução Estelar

48 Formação Estelar

49 Processos envolvendo a formação estelar são muito complexos e ainda pouco conhecidos Meio Interestelar não é vazio: Gás: átomos moleculas (H2, CO, H2O e outras muito mais complexas: ~ 176 já indentificadas) Poeira Não é homogêneo: vastas nuvens de gás e poeira

50 BERÇÁRIOS ESTELARES

51 Cabeça do Cavalo: nebulosa escura superposta a uma Região HII A Nebulosa de Órion (emissão): uma região HII Proto-estrelas

52 Temos: nebulosas de emissão (ou regiões HII) nebulosas de reflexão nuvens moleculares gigantes Frias e densas contendo gás molecular (principalmente H2) e poeira São gigantes: pc Muita massa: M Composição química padrão (por massa): 74% H, 25% He, 1% metais

53 Processos de instabilidades gravitacionais levarão a contração das nuvens até que as regiões centrais atinjam densidade e temperatura suficientes para a ignição das reações termonucleares A nuvem só vai se contrair se satisfizer o critério de Jeans: - a perturbação no gás tem λ maior que: λj = (π / G ρ)0.5 vs - a massa da nuvem for maior que: MJ = 1.2 x 105 M (T / 100K)1.5 (ρ / g cm-3)-0.5 μ-1.5 A instabilidade se propaga havendo a formação de mais objetos colapsados

54 Processos de instabilidades gravitacionais levarão a contração das nuvens até que as regiões centrais atinjam densidade e temperatura suficientes para a ignição das reações termonucleares A nuvem só vai se contrair se satisfizer o critério de Jeans: - a perturbação no gás tem λ maior que: λj = (π / G ρ)0.5 vs - a massa da nuvem for maior que: MJ = 1.2 x 105 M (T / 100K)1.5 (ρ / g cm-3)-0.5 μ-1.5 Estrelas de massa: formadas por colapso ou pela A alta instabilidade se propaga havendo a junção de formação objetos colapsados menores de mais objetos colapsados

55 0.002 M M*: planetas equivalentes a Júpiter

56 0.002 M M*: planetas equivalentes a Júpiter M M* 0.08 M : anãs marrons

57 0.002 M M*: planetas equivalentes a Júpiter M M* 0.08 M : anãs marrons

58 Evolução de Estrelas de Baixa Massa Estrelas com 0.08 M (M ) 3

59 Grande Importância Astrofísica necessário entender a estrutura e evolução destas estrelas: - A maior parte das estrelas no Universo são de baixa massa - A luz integrada em sistemas velhos como galáxias elípticas e componentes esferoidais de galáxias espirais é dominada por estrelas de baixa massa - Aglomerados globulares (objetos mais velhos conhecidos idade do Universo) são quase que exclusivamente formados por estrelas de baixa massa - Modelos de evolução de estrelas de baixa massa têm sido usados para testar a existência de partículas físicas

60 Grande Importância Astrofísica necessário entender a estrutura e evolução destas estrelas: - Grande importância para entender a origem e a evolução da VIDA, pois o SOL é uma estrela de baixa massa

61 Evolução de Estrelas de Baixa Massa Fase de contração e pré-sequência principal Fase de sequência principal Fases pós-sequência principal

62 Colapso da Nuvem. Núcleo em equilíbrio hidrostático se forma. T ~ 10K. 1.5 x 105 anos Catelan (2007)

63 . Acresção continua. A fotosfera da protoestrela se torna visível (Birthline). L diminui com T ~ cte (Trilha de Hayashi) Pré-Sequência Principal. A proto-estrela vai se aquecendo aumentando o brilho e se contraindo até o núcleo atingir a temperatura para iniciar a queima do H (ZAMS). 5 x 107 anos. Estrelas T Tauri Catelan (2007)

64 . T e L aumentam lentamente (estrela se move vagarosamente). Cadeia pp. Perda de massa desprezível. No caso do Sol: Sequência Principal τms = 1 x 1010 (Ms / M )-2 anos Idade = 4.57 x 109 anos Na ZAMS: 87% R 97% T 68% L Catelan (2007)

65 Ponto de Turn-off Catelan (2007). Exaustão do H no centro da estrela fim da SP. Evolução começa a ser mais dramática

66 . H passa a queimar em uma camada acima do núcleo inerte de He, que é isotérmico e cresce com o He depositado Fase de Subgigante 109 anos. O núcleo não pode crescer indefinidamente: massa de SchönbergChandrasehkar (10% da massa total). Núcleo colapsa e T cresce. Energia da camada: parte escapa e parte é usada para expandir as camadas externas (Teff diminui) Catelan (2007). Falha de Hertzsprung para estrelas de mais alta massa

67 Ramo das Gigantes Vermelhas. Através de movimentos convectivos, material começa a ser trazido da camada de queima de H (1O dredge-up). 108 anos. Flash do He Catelan (2007)

68 . Fase de queima de He no núcleo e do H em uma camada Ramo Horizontal. L ~ cte. 108 anos. Dependendo da perda de massa durante a fase de RGB: HB com T diferentes (faixa de instabilidade RR Lyrae) Catelan (2007)

69 Ramo Assintótico das Gigantes. Ramo Assintótico. He é exaurido no núcleo da estrela. Núcleo inerte de C, com queima de He e H em camadas (pulsos térmicos). 2o e 3o dredge-ups (muda abundâncias AGBs ricas em C). A evolução passa a ser dominada pela perda de massa (vento ~ 10 km/s) 10-5 M / ano Catelan (2007)

70 Ramo Assintótico das Gigantes. Ramo Assintótico. He é exaurido no núcleo da estrela. Núcleo inerte de C, com queima de He e H em camadas (pulsos térmicos) Ex: MZAMS = 3 M Mfim AGB = 0.64 M. 2o e 3o dredge-ups (muda abundâncias AGBs ricas em C). A evolução passa a ser dominada pela perda de massa (vento ~ 10 km/s) 10-5 M / ano Catelan (2007)

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72 . Continua a queima em camadas Pós-AGB. Contração do núcleo: T aumenta, R diminui, L cte. 104 anos (esquerda no DHR): Teff = 3000K 30000K Taxa de PM ~ M /ano. Vento rápido criado ~ 1000 km/s Catelan (2007)

73 . Continua a queima em camadas Pós-AGB. Contração do núcleo: T aumenta, R diminui, L cte. 104 anos (esquerda no DHR): Teff = 3000K 30000K Taxa de PM ~ M /ano. Vento rápido criado ~ 1000 km/s Da interação entre esse vento e o da fase AGB será formada uma: Nebulosa Planetária Catelan (2007)

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78 AB com núcleo de C

79 Anãs Brancas Limite de Chandrasehkar = 1.4 M Teff = K resfriamento Anã Negra

80 Anãs Brancas

81 Estrelas de Massa Intermediária 3 M M* 8 M A estrela queima H, He e C e passa pela fase de supergigante vermelha e termina em uma anã branca com núcleo de O (maior perda de massa)

82 Starry Night Van Gogh

83 Próxima Aula: Evolução de estrelas de alta massa