Evolução Estelar. Marcelo Borges Fernandes

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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.

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 = 2.512 f2 / f1 = 10-0.4 (m2 m1)

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

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

1 parsec (pc) = 3,09 1016 metros 1 ano-luz = 9,46 1015 metros 1 pc ~ 3.27 anos-luz

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Para o Sol: f = 1.368 X 103 J s-1m-2 d = 1,495957892 X 1011 m L = 4πd 2 f = (3.846 ± 0.004) X 1026 W = 3.8268 X 1033 erg s-1 Teff = 5780 K M = (1.9891 ± 0.0004) X 1030 kg Tendo-se o diâmetro angular do Sol (γ ), pode-se determinar o raio do mesmo: R = tan (γ /2) d = (6.9599 ± 0.0002) 108 m, Para estrelas em geral: 0.08M M* 120 M 0.02R < R* < 1.100 R 0.005L < L* < 900.000 L

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

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

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)

Annie Cannon (1863-1941) Antonia Maury (1888-1933) Edward Charles Pickering s Harem (1846-1919) Sistema de Harvard O B A F G K M

Annie Cannon (1863-1941) Antonia Maury (1888-1933) Edward Charles Pickering s Harem (1846-1919) Sistema de Harvard O Oh B Be A F G K M A Fine Girl Kiss Me!

Annie Cannon (1863-1941) Antonia Maury (1888-1933) Edward Charles Pickering s Harem (1846-1919) Sistema de Harvard Sub-divisões O B A F G K M de 0 a 9 Oh Be A Fine Girl Kiss Me!

Quente Fria O B A F G K M 60.000 K 30.000 K 9.500 K 7.200 K 6.000 K 5.250 K 3.850 K

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

0.01 R*/R 1000

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

Diagrama HR Ejnar Hertzprung Henry Norris Russell (1873-1967) (1877-1957)

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

Formação Estelar

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

BERÇÁRIOS ESTELARES

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

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: 10-100pc Muita massa: 105 106 M Composição química padrão (por massa): 74% H, 25% He, 1% metais

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 / 10-24 g cm-3)-0.5 μ-1.5 A instabilidade se propaga havendo a formação de mais objetos colapsados

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 / 10-24 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

0.002 M M*: planetas equivalentes a Júpiter

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

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

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

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

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

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

. 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)

. 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)

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

. 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

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)

. 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)

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)

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)

. 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 ~ 10-9 10-7 M /ano. Vento rápido criado ~ 1000 km/s Catelan (2007)

. 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 ~ 10-9 10-7 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)

AB com núcleo de C

Anãs Brancas Limite de Chandrasehkar = 1.4 M Teff = 100.000 K resfriamento Anã Negra

Anãs Brancas

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)

Starry Night Van Gogh

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