Evolução Estelar. Marcelo Borges Fernandes

July 27, 2021 | Author: Kléber Moisés Guimarães Morais | Category: N/A
Share Embed Donate


Short Description

1 Evolução Estelar Marcelo Borges Fernandes Escola de Inverno do Observatório Nacional 20112 Aula 1...

Description

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 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

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

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

Próxima Aula: Evolução de estrelas de alta massa

View more...

Comments

Copyright � 2017 SILO Inc.