Estrelas (III) Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira IAG/USP

Transcrição

1 Razão massa/luminosidade Tempo de vida das estrelas Nuvens moleculares Colapso gravitacional Formação estelar Berçário estelar Estrelas (III) Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira IAG/USP AGA semestre/2017

2 Formação estelar Estrelas se formam no meio interestelar (entre as estrelas) dentro das galáxias. Estrelas herdam o material que está distribuído no meio. Em algumas galáxias (como a nossa) a formação estelar se dá continuamente. Em outras, a formação de dá em um ou mais surtos de curta duração. O berçário de formação estelar são as nuvens moleculares, nas chamadas regiões de formação estelar. Em uma galáxia podem existir várias regiões de formação de estrelas.

3 Nuvens moleculares gigantes Regiões relativamente densas e frias na Galáxia: massa ~ massa Solar densidade ~ partículas/cm 3 temperatura ~ 20 K dimensão ~ 50 pc Existem milhares conhecidas na Via Láctea. Obs: Galáxia com G maiúsculo se refere à Via Láctea. Nuvem molecular na região das constelações de Touro e Órion Há centenas de moléculas diferentes no meio interestelar: H 2 e CO são as mais comuns. Amônia, Metanol, Etanol... PAHs (Hidrocarbonos Aromáticos Policíclicos): benzeno, naftalina, fluoreno, etc... 3 graus Imagem: Scott Rosen (

4 Nuvens moleculares escuras B V I 4,9 arcmin 2 pc Ks H J Regiões mais densas, com muita poeira. A poeira bloqueia a luz visível, mas podemos ver através no infravermelho. O comprimento de onda no infravermelho (distante) é maior do que o tamanho típico dos grãos de poeira.

5 Glóbulos de Bok Nuvens escuras estudadas por Bart Bok nos anos Regiões frias e densas: Temperatura ~ 10 K; densidade ~ partículas/cm 3 ; massa ~ 1000 massas solares; dimensão ~ 1 pc Caroços associados às nuvens moleculares No visível, geralmente observada na frente de nebulosas brilhantes ou campos estelares densos (por causa do contraste).

6 Colapso gravitacional Se uma nuvem está em equilíbrio, nada acontece... O equilíbrio se dá entre a força gravitacional e a pressão do gás. Para um gás perfeito: Pressão = n kt n = densidade de partículas T = temperatura k = constante de Boltzman = 1, Joule/Kelvin Quando não há equilíbrio: Colapso Gravitacional

7 Colapso gravitacional Critério de equilíbrio (descoberto no séc. XIX e estudado por Sir James Jeans no início do séc XX). Teorema do virial para sistemas em equilíbrio: 2 energia cinética + energia potencial = 0 energia cinética => pressão do gás => densidade e temperatura. energia potencial => massa do gás => força gravitacional. ( )

8 Colapso gravitacional Critério de equilíbrio (descoberto no séc. XIX e estudado por Sir James Jeans no início do séc XX). Condição para haver colapso: 2 energia cinética < energia potencial Não há energia cinética suficiente para contrabalançar o peso do gás. O gás cai para o centro ==> Colapso. colapso de uma esfera homogênea sem rotação

9 Colapso gravitacional Condição para haver colapso: 2 energia cinética < energia potencial Pode ser escrito em função da massa ou do raio. Se a massa > massa limite então há colapso. massa de Jeans Exemplos: se T = 50 K e dens. = 500/cm 3, então M J ~ 1500 M. se T = 150 K e dens. = 10 8 /cm 3, então M J ~ 17 M.

10 Formação estelar A formação estelar se inicia com a fragmentação de uma nuvem molecular gigante. Colapso das regiões mais densas e frias.

11 Etapas da formação estelar A nuvem mãe deve ter regiões densas, por exemplo, com temperatura T = 10 K e densidade ρ = 10 9 partículas/m 3 (1000 partículas/cm 3 ). Esta nuvem contém milhares de vezes a massa do Sol, em forma de gás atômico e molecular (a fração de poeira é pequena, porém importante). Baseado em Greene, site do telescópio Spitzer

12 Etapas da formação estelar Regiões de formação estelar Via Láctea M16 (águia) M17 (ferradura) Hale-Bopp M8 (Lagoon) Júpiter imagem de W. Keel

13 Etapas da formação estelar Região de formação estelar M16 (águia) Imagem: T.A. Rector & B.A. Wolpa

14 Etapas da formação estelar Região de formação estelar Pilares da Criação na nebulosa M16 (Águia) a 2 mil parsecs da Terra. A imagem colorida é construída a partir de 3 imagens (bandas) separadas: Azul: oxigênio Verde: hidrogênio e nitrogênio Laranja: enxôfre NASA, ESA, STScI, and J. Hester & P. Scowen (Arizona State University), Hubble Heritage Team Total de exposição: 53h

15 Etapas da formação estelar Região de formação estelar tamanho do Sistema Solar M16 (Nebulosa da Águia) Pilares da Criação Imagem do Telescópio Espacial Hubble

16 Zoom da Via Láctea até os Pilares da Criação

17 Etapas da formação estelar O colapso inicial ocorre quando o nuvem fica instável devido a algum agente externo ou devido a uma queda de temperatura. Nestes casos, a pressão interna não é mais suficiente para impedir a contração. Baseado em Greene, site do telescópio Spitzer

18 Formação da proto-estrela No centro do caroço da nuvem molecular o gás vai se comprimindo e aquecendo. Mas a energia é emitida; no infravermelho distante os fótons escapam da nuvem (comprimento de onda maior que o tamanho dos grãos de poeira). Detectamos assim uma proto-estrela; sua luz no visível não escapa da nuvem molecular. A energia de uma proto-estrela vem do colapso gravitacional (energia potencial). Matéria cai na proto-estrela e produz muita radiação. Em uma estrela já formada a energia vem de reações nucleares.

19 Etapas da formação estelar visível infravermelho foto do Palomar (DSS) telescópio espacial Spitzer Parte da energia potencial é transformada em radiação eletromagnética. A poeira impede que vejamos a parte central da nebulosa. No infravermelho, podemos ver o início da formação da proto-estrela. Parte da radiação visível pode escapar se houver uma cavidade. No infravermelho distante, a resolução não é tão boa e não vemos os detalhes finos.

20 Etapas da formação estelar Imagem: Subaru SprimeCam Imagem: Gemini GMOS (mais escuro=mais brilhante) 3 arcmin ~ 0,35pc ~ 72 mil U.A. Comparação de duas imagens com 8 anos de intervalo Variabilidade observada: processo dinâmico muito ativo, movimento do gás e poeira dentro da nuvem molecular.

21 Formação da proto-estrela A nuvem tem momento angular, isto é, rotação (mesmo se for pouco). Como o momento angular se conserva, o colapso leva à formação de um disco em rotação. Origem da rotação das estrelas e sistemas planetários. Sistemas planetários restritos a um plano, como no Sistema Solar. Colapso de uma esfera em rotação

22 Etapas da formação estelar Baseado em Greene, site do telescópio Spitzer

23 Etapas da formação estelar jato da proto-estrela: objetos Herbig-Haro Material ejetado a km/s

24 Etapas da formação estelar disco da proto-estrela: a proto-estrela não é observável devido à poeira.

25 Etapas da formação estelar Baseado em Greene, site do telescópio Spitzer

26 Etapas da formação estelar Imagem IV/óptico (Hubble/NASA/ESA) Imagem do disco de poeira em torno de HL Tauri (ALMA/ESO) Na fase de T-Tauri, a estrela fica exposta. A luz que observamos é a soma da estrela (visível / ultravioleta) e do disco (do infravermelho ao ultravioleta) alta variabilidade de brilho. Esta fase ocorre apenas para estrelas de menos de ~2 M. São as progenitoras das estrelas de classe espectral F, G, K, M. Estrelas com massa entre ~2 e 8M Ae/Be de Herbig (semelhante a T-Tauri mais quentes).

27 Etapas da formação estelar Baseado em Greene, site do telescópio Spitzer

28 Etapas da formação estelar Estrela na pré-sequência principal Proto planetas limpam sua órbita no disco. Simulação da fomação de um protoplaneta e abertura de um anel (limpeza da órbita). Animação: Philip Armitage, Univ. Colorado

29 Etapas da formação estelar Imagens no infra-vermelho do HST resolvendo o disco de poeira Estrela na pré sequência principal Proto planetas limpam sua órbita no disco.

30 Etapas da formação estelar Baseado em Greene, site do telescópio Spitzer

31 Formação do Sistema Solar Antigamente, este estudo chamava-se Cosmogonia. Era assim porque o universo conhecido era essencialmente o Sistema Solar. Início há 4,6 bilhões de anos. Colapso e formação do disco proto-planetário. A parte central (99,9% da massa) se torna o Sol. Pequenos lóbulos na parte mais externa do disco, formam os planetas jovianos; grãos de poeira agem como núcleos de condensação formando planetesimais. Ventos da estrela em formação expelem o gás da nebulosa primordial. Nuvem de Oort é o que sobra do colapso na região externa. Órbitas coplanares dos planetas distribuição de metais, água e gases

32 Berçário de estrelas Regiões de formações estelar. Zoom a partir de uma visão global da Via Láctea na região de formação estelar IC 2944, onde vemos Glóbulos de Bok (nesta região chamados de Glóbulos de Thackeray).

33 Berçário de estrelas O berçário de estrelas mais próximo está em Órion, a cerca de 450 pc, onde observamos duas nuvens moleculares gigantes e milhares de estrelas estão se formando. óptico + H alfa (em vermelho) NGC 1975 M43 Rogelio B. Andreo, DeepSkyColors.com Nebulosa de Órion, M42

34 Berçário de estrelas Formação de estrelas de baixa massa (região de M42) Trapézio Vemos a frente de choque em uma região onde um novo sistema planetário pode estar nascendo.

35 Formação estelar Resumindo, as estrelas nascem em nuvens de gás e poeira. anos anos anos anos Tempo estágio 1 estágio 2 estágios 3/4 estágio 5

36 Estrelas O e B próximas Estrelas de vida curta: estrelas que se formaram recentemente Magnitude limite = 8. Note uma concentração de estrelas O e B (as azuis) partindo de Orion. Orion Cinturão de Gould (identificado em 1847 por Herschel e em 1879 por B. Gould).

37 Estrelas O e B próximas Estrelas de vida curta: estrelas que se formaram recentemente US UCL Lac OB1 Cep OB6 Per Sol Per OB2 Ori OB1a Ori OB1b LCC Ori OB1c Tr 10 Vela OB2 Perrot & Grenier A&A 404, 519 (2003) Cinturão onde muitas estrelas se formaram entre 30 e 40 milhões de anos atrás. O cinturão de Gould apresenta uma rotação e expansão. O Sol se encontra atualmente a cerca de 12 pc acima do plano equatorial e a 100 pc do centro. Origem controversa: feedback de formação estelar?

38 Função de massa inicial Quantas estrelas de massa M são formadas. 100 log(função de massa inicial) [quantidade de estrelas formadas] sub estelar baixa massa intermediária log (massa) alta massa massa São formadas muito mais estrelas de baixa massa. M (M ) % número % massa < 0,08 37,2 4,1 0,08 0,5 47,8 26,6 0,5 1 8,9 16, ,7 32,4 > 8 0,4 20,8

39 Objetos de massa sub-estelar Não tem estrela com massa menor que 0,08 massas solares Neste caso temos uma anã marrom que não tem densidade e temperatura suficiente para fusão do hidrogênio há fusão de deutério. Temperatura da fotosfera ~ K. Abaixo de ~0,01 massas solares planeta. Deutério = Hidrogênio com núcleo de Próton + Nêutron Júpiter Sol anã marrom TWA 5B Primeira anã marron descoberta em 1994

40 Massa das estrelas Provavelmente não há estrelas com massa maior que ~250 M. A proto-estrela se fragmenta ou, ao colapsar, explode. pressão da radiação pode impedir a formação. Crowther e colaboradores detectaram uma possível estrela de 256 M em Mas isto provavelmente não acontece com as primeiras estrelas, que se formam a partir de H e He 100 unicamente, nos primórdios do Universo. Apenas 5 estrelas conhecidas tem massa acima ou igual a 150 M. número relativo de estrelas formadas 10 deveríamos observar estas estrelas se elas se formassem Para referência: 1 M 1000 M Júpiter Limite p/ fusão de Hidrogênio: ~ 84 M Júpiter ~ 0,08 M. Limite p/ fusão de Deutério: ~ 13 M Júpiter ~ 0,01 M massa estelar [unidade solar]

41 De proto-estrelas até estrelas Conhecendo a luminosidade e temperatura de uma estrela ou proto-estrela é possível posicioná-la no diagrama HR. Durante a vida de uma estrela sua luminosidade e temperatura se alteram, portanto sua a posição muda no diagrama HR. A trajetória de um objeto no diagrama HR é um retrato de sua evolução. A partir daqui começam as reações nucleares de queima de hidrogênio: a estrela nasce. Trajetória no diagrama H-R. Note a duração desta fase. tempo para chegar na linha tracejada