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Estrelas (III)
Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira
IAG/USP
AGA 210 – 1° semestre/2016
www.astro.iag.usp.br/~aga210/
Razão massa/luminosidade Tempo de vida das estrelas Nuvens moleculares Colapso gravitacional Formação estelar Berçário estelar
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Propriedades de estrelas • O que observamos e medimos:
– Brilho (magnitude) � fluxo de energia recebido na Terra. – Cor/Tipo espectral � observação do espectro;
• Classificação espectral: OBAFGKM. – Distância � usando, por exemplo, paralaxe. – Movimento:
• radial � efeito doppler; • transversal � movimento próprio (na esfera celeste).
• O que deduzimos: – Luminosidade: relação entre brilho e distância. – Temperatura e Tamanho: estrelas são aproximadamente corpos negros,
usamos a cor para temperatura e o fluxo na superfície para o tamanho. – Massa: movimento de estrelas em sistemas binários.
• Diagrama Cor—Magnitude � Diagrama HR – As estrelas não se distribuem aleatoriamente no diagrama HR:
• Sequência Principal (90% das estrelas), Gigantes, Supergigantes e Anãs Brancas
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Relação Massa–Luminosidade
• Para as estrelas da Sequência Principal existe uma relação bem definida entre a massa e a luminosidade.
massa (unidade solar)
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Relação Massa–Luminosidade
• Para as estrelas da Sequência Principal existe uma relação bem definida entre a massa e a luminosidade.
massa (unidade solar)
lum
inos
idad
e (u
nida
de s
olar
)
luminosidadelum. do Sol
=massa
massa do Sol
⎛
⎝⎜
⎞
⎠⎟3,3
Luminosidade baseada na magnitude aparente e distância
Massa medida em sistemas binários
• Note que a massa varia entre 0,1 e 100 M�.
• A luminosidade varia de 0,001 a 1.000.000 L�.
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Tempo de vida de uma estrela • A duração de vida de uma estrela pode ser estimada como:
• A energia disponível é aproximadamente proporcional à massa da estrela: – Produção de energia por fusão nuclear, diferença de massa
convertida em energia � Eq. de Einstein: E = massa c2.
• Energia produzida no centro se propaga até a fotosfera e é emitida � Energia emitida = Luminosidade
tempo de vida = τ ∝
massa
luminosidade
tempo de vida =energia disponível
energia emitida
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Tempo de vida de uma estrela • A duração de vida de uma estrela pode ser estimada como:
• Acabamos de ver que a luminosidade (na Sequência Principal) obedece: L m+3,3. Logo:
tempo de vida = τ ∝massa
luminosidade
tempo de vida =energia disponível
energia emitida
τ ∝massa
massa+3,3 ⇒ τ ∝ massa(1– 3,3) ⇒ τ ∝ massa–2,3
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Tempo de vida na Sequência Principal
• Estrelas com 0,1 M� podem viver até 10 trilhões de anos. • Estrelas com 0,9 M� têm vida igual à idade do universo atual (~14 bilhões) • Estrelas com 100 M� vivem ~ 3 milhões de anos.
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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.
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Nuvens moleculares • Regiões relativamente densas e frias na Galáxia:
– massa ~ 1.000.000 × massa Solar – densidade ~ 100–300 partículas/cm3 – temperatura ~ 20 K – dimensão ~ 50 pc
• Existem milhares conhecidas na Via Láctea.
• Há centenas de moléculas diferentes no meio interestelar:
– H2 e CO são as mais comuns. – Amônia, Metanol, Etanol... – PAHs (Hidrocarbonos
Aromáticos Policíclicos): benzeno, naftalina, fluoreno, etc...
Nebulosa da Águia nos “Pilares da Criação”
Leo Blitz (UCB), Jeff Hester & Paul Scowen (ASU), HST
Obs: Galáxia com G maiúsculo se refere à Via Láctea
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Nuvens moleculares
• Regiões 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.
B V I
J H Ks
4,9 arcmin
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Nuvens moleculares • Formação estelar ocorre em nuvens frias e densas.
• � Nuvens moleculares e glóbulos de Bok (regiões mais densas, com muita poeira das nuvens moleculares).
NASA/ESA/STScI/AURA
Hubble Space Telescope
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Glóbulos de Bok
• Estudado por Bart Bok nos anos 1940.
• Regiões frias e densas: – Temperatura ~ 10 K; – densidade ~ 10.000 partículas/cm3; – massa ~ 1–1000 massas solares; – dimensão ~ 1 pc.
1906 - 1983
“Caroços” no interior das nuvens moleculares
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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 = 1,38×10–23 Joule/Kelvin
• Quando não há equilíbrio: � Colapso Gravitacional
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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.
(1877 – 1946)
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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
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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.
• Exemplos: – se T = 50 K e dens. = 500/cm3, então MJ ~ 1500 M�. – se T = 150 K e dens. = 108/cm3, então MJ ~ 17 M�.
“massa de Jeans”
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Formação estelar
• A formação estelar se inicia com a fragmentação de uma nuvem molecular.
• Colapso das regiões mais densas e frias.
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Etapas da formação estelar
• Baseado em Greene, site do telescópio Spitzer
A nuvem mãe deve ter regiões densas, por exemplo, com temperatura T = 10 K e densidade ρ = 109 partículas/m3 (1000 partículas/cm3). 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).
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Etapas da formação estelar
Júpiter
M16 (águia)
M17 (ferradura)
M8 (Lagoon)
Via Láctea
Hale-Bopp
• imagem de W. Keel
Regiões de formação estelar
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Etapas da formação estelar
Imagem: T.A. Rector & B.A. Wolpa
Região de formação estelar
M16 (águia)
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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
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Etapas da formação estelar
Imagem do Telescópio Espacial Hubble
Região de formação estelar
M16 (Nebulosa da Águia) “Pilares da Criação”
tamanho do Sistema Solar
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Zoom da Via Láctea até os Pilares da Criação
http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2015/01/video/b/
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Etapas da formação estelar
• Baseado em Greene, site do telescópio Spitzer
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.
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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). – Em uma estrela já formada a energia vem de reações nucleares. – Matéria cai na proto-estrela e produz muita radiação.
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Etapas da formação estelar
• 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 boa e não vemos os detalhes.
visível infravermelho
telescópio espacial Spitzer foto do Palomar (DSS)
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Etapas da formação estelar
• Comparação de duas imagens com 8 anos de intervalo • Variabilidade observada: processo dinâmico muito ativo,
movimento do gás e poeira dentro da nuvem molecular.
Imagem: Gemini GMOS Imagem: Subaru SprimeCam
3 arcmin ~ 0,35pc ~ 72 mil U.A. (mais escuro=mais brilhante)
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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
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Etapas da formação estelar
• Baseado em Greene, site do telescópio Spitzer
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Etapas da formação estelar
• jato da proto-estrela: objetos Herbig-Haro • Material ejetado a 100—1000 km/s
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Etapas da formação estelar
• disco da proto-estrela: a proto-estrela não é observável devido à poeira.
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Etapas da formação estelar
• Baseado em Greene, site do telescópio Spitzer
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Etapas da formação estelar
• 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).
Imagem do disco de poeira em torno de HL Tauri (ALMA/ESO) Imagem IV/óptico (Hubble/NASA/ESA)
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Etapas da formação estelar
• Baseado em Greene, site do telescópio Spitzer
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Etapas da formação estelar
• Estrela na pré-sequência principal • Proto planetas “limpam” sua órbita
no disco.
Animação: Philip Armitage, Univ. Colorado
Simulação da fomação de um proto-planeta e abertura de um anel (limpeza da
órbita).
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Etapas da formação estelar
• Estrela na pré sequência principal • Proto planetas “limpam” sua órbita no disco.
Imagens no infra-vermelho do HST resolvendo o disco de poeira
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Etapas da formação estelar
• Baseado em Greene, site do telescópio Spitzer
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Formação do 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.
distribuição de metais, água e
gases
Antigamente, este estudo chamava-se Cosmogonia. Era assim porque o universo conhecido era essencialmente o Sistema Solar.
Órbitas coplanares dos planetas
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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)
http://www.eso.org/public/videos/eso1322b/
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Berçário de estrelas • O berçário de estrelas mais próximo está em Orion, a cerca de 450 pc, onde
observamos duas nuvens moleculares gigantes.
Imagem óptica + rádio (molécula CO) Imagem óptica
Nuvens moleculares de Orion
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Berçário de estrelas • Complexo de nuvens moleculares de Orion, onde milhares de estrelas estão se
formando.
óptico + Halfa (em vermelho)
Rogelio B. Andreo, DeepSkyColors.com
Nebulosa de Orion, M42
M43
NGC 1975
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Berçário de estrelas
• Nebulosa do Trapézio em Órion: quatro estrelas de grande massa (luminosidade) iluminam a nebulosa e expulsam o gás.
Nebulosa do Trapézio
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Berçário de estrelas
• Também vemos estrelas de baixa massa se formando.
imagem HST
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Berçário de estrelas • Estrelas de grande massa sopram o
material que poderia cair nas estrelas menores.
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Berçário de estrelas
• Vemos a frente de choque em uma região onde um novo sistema planetário pode estar nascendo