o diagrama h-r e a evolução estelar
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João Francisco C. Santos Jr. Grupo de Astrofísica V.3 DF-ICEx/UFMG. O Diagrama H-R e a evolução estelar. O Diagrama Hertzsprung-Russel (H-R): gráfico de L x T Aglomerados de estrelas: observando as estrelas evoluírem - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
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O Diagrama H-R e a O Diagrama H-R e a evolução estelarevolução estelar
João Francisco C. Santos Jr.
Grupo de Astrofísica
V.3 DF-ICEx/UFMG
O Diagrama Hertzsprung-Russel (H-R): gráfico de L x T
Aglomerados de estrelas: observando as estrelas evoluírem
A teoria da evolução estelar: medindo a idade das estrelas
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Sirius
Três Marias
Betelgeuse
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O Diagrama H-R
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Fotometria: medindo a quantidade de Fotometria: medindo a quantidade de radiação emitida numa faixa de freqüênciasradiação emitida numa faixa de freqüências
Índice de cor (B-V) 1/T
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Transmissão de filtros em vários sistemas fotométricosTransmissão de filtros em vários sistemas fotométricos
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O Diagrama H-R para
estrelas da vizinhança solar
Somente estrelas com paralaxe precisa (<20% de erro) foram
consideradas
MHP = MV L
V-I T
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O que mostra o diagrama H-R?O que mostra o diagrama H-R?
As estrelas se distribuem em faixas bem definidas
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
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Sistemas binários e massaSistemas binários e massaEstrelas binárias permitem, através da 3a lei de Kepler,
uma determinação das massas das componentes e verifica-se uma relação entre massa e luminosidadepara estrelas de seqüência principal
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Relação massa-luminosidadeRelação massa-luminosidadepara estrelas na seqüência principalpara estrelas na seqüência principal
LM3
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Origem da energia emitidaOrigem da energia emitidapelas estrelaspelas estrelas
química
gravitacional
nuclear
4H HeTempo de vida curto
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Fusão nuclear:
4 núcleos de H (p) 1 núcleo de He ()
4mp (4,0324muma) 1mmuma muma= m(C)/12 = 1,66 x 10-27 kg
A diferença em massa (0,7% da massa dos 4p) é convertida em energia conforme E=mc2
Nem toda a massa da estrela sofre esta reação mas apenas 10% da massa total localizada no seu centro,
onde T e P são suficientes para a fusão
No centro do Sol: T = 107 K, P = 4x109 atm
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Portanto a energia emitida pela estrela nesta fase (seqüência principal) é:
ESP=0,007 x 0,1 x M x c2
Para o Sol (M=1,99x1030 kg): ESP =1,26x1044 J
Como a Luminosidade do Sol é L = 3,9x1026 J/s,
seu tempo de vida na seqüência principal será
tSP = ESP /L = 3,29x1017 s = 1010 anos
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Qual o tempo de permanência das outras estrelas na SP ?
Depende da massa, pois quanto maior M mais quente é a estrela no seu centro e
maior a Luminosidade emitida
L = E / t L M³ E M t M / L 1 / M²
Quanto maior a massa, menor o tempo de vida na SP
Como tSP (1/M²) =1010 anos tSP = (M² /M²) x1010 anos
Ex: Msirius = 2 M tsirius = 2.5 x 109 anos
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Ligando os fatos….Ligando os fatos…. H é o elemento mais abundante no Universo As estrelas ficam 90% dos seus tempos de
vida na seqüência principal A única fonte de energia possível das
estrelas são as reações de fusão nuclear
Na seqüência principal as estrelas transformam H em He;Quando o H se esgota no centro, a estrela sai desta seqüência
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Diagrama H-R: LL x TT Evolução Estelar: mudanças em LL e TT alterações da composição química, , causadas por reações de fusão Na Seqüência Principal: fusão H He Outras fases: fusão He C Si Fe
O Diagrama H-R e a evolução estelar
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Animações demonstrando a evolução estelar no
diagrama H-R
http://rainman.astro.uiuc.edu/ddr/stellar
J. Simon, C. Hansen, C. F. Gammie
University of Illinois at Urbana-Champaign (UIUC)
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““Vendo” as estrelas Vendo” as estrelas evoluevoluíírem no diagrama H-Rrem no diagrama H-R
M=1M , LV =1LV MV = 4.8 t(SP) = 9.8 G anos, t(gig.) = 3.2 G anos §
M=15M , LV =104LV MV = -5.2 t(SP) = 12 M anos, t(gig.) = 1.1 M anos §
M= 0.8M , LV = 0.24LV MV = 6.3 t(SP) = 25 G anos
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““Vendo” as estrelas Vendo” as estrelas evoluevoluíírem no diagrama H-Rrem no diagrama H-R
Tempo de evolução relativo: estrelas massivas: 20 < M (M) < 70 §
estrelas de massa intermediária: 1 < M (M) < 8 §
Evolução de um aglomerado de estrelas: idade 0 < t(G anos) < 14 §
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Caminhos evolutivos Isócronas
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Formação estelar e Formação estelar e aglomerados de estrelasaglomerados de estrelas
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Comparando aglomerados Comparando aglomerados de diferentes idadesde diferentes idades
idade
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A idade de NGC2682A idade de NGC2682
t=5.2x109 anos
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Diagrama H-R e idadeDiagrama H-R e idade
6
4
2
0
-2
-4 NGC6067 log(t)=7.97
MV
NGC2477 log(t)=8.95
0 1 2
6
4
2
0
-2
-4
idadeM42 log(t)=7.11
MV
(B-V)o
0 1 2
NGC2682 log(t)=9.72
(B-V)o
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Conclusões Conclusões
Magnitudes, cores L, T diagrama H-R
Evoluçãoestelar
Observações
e distâncias
Teoria
idades