estrela densidade

Astronomia Galáctica
Semestre: 2016.1
Sergio Scarano Jr
26/07/2016
A Estrutura e Composição da Estrela Sol
Temperatura Superficial
5.770 K
Coroa
Regiões Claras
– Subida de gás quente
Regiões Escuras
– Descida de gás frio
Região de
convecção
Fotosfera
Região de
irradiação
Região de
condução
Núcleo
0
0,3
Diâmetro típico de
um alvéolo: 1000 km
Vida de um alvéolo:
5 a 10 minutos
0,7
1,0 R
Cromosfera
Composição (massa)
H
= 73,0%
He
= 24,5%
Outros = 02,5%
As Equações Básicas da Estrutura e Evolução Estelar
As equações da estrutura e evolução estelar contém parâmetros físicos
acoplados que dependem do tempo, de modo que a mudança em uma
delas ao longo do tempo reflete em mudança nas demais:
1) Equação de equilíbrio hidrostático
2) Equação da continuidade
3) Equação do Transporte
dM
= 4πr 2 ρ
dr
dT
3 ρκ Lr
=−
dr
4 ac T 3 4πr 2
4) Equação da Produção da Energia
5) Equação de Estado
GM r ρ
dP
=−
r2
dr
dL
= 4πr 2 ρ ε
dr
P = P ( ρ, T, X i )
Ver Kippenham and Weigert, “stellar structure and evolution”,Springer Verlag, 1990
Relação Massa-Luminosidade e Tempo de Vida Estelar
L  M
= 
Lsol  M sol
Estudando sitemas binários:



α
Da definição de
potência (L):
⋅ lo
g 
 M M

so

l 

L =
10000
lo 
g
 L L 
so

l  =

log (L/L sol )
1000
100
10
α=3
t
0
t sol
+5
0.1
t sol
α = 3.5
0.01
+10
α=2
0.001
1
log (M/M sol )
10
E = M ⋅ c2
Fazendo a razão dos tempos
em relação ao Sol:
t
0.1
;
α
α=4
1
-5
E
t
M*
M*
=
L*
M sol
Lsol
 M*

=
=
α
 M*

 M sol

M sol 

M sol
 M
t = t sol  *
 M sol
1−α



1−α



Diagrama HR: Tempo de Vida na Sequência Principal
1000000
-10
10000
-5
100
0
Regulus
Vega
L/Lsol= (M/Msol)α
Sírius
Procyon
Altair
1
5
Alpha
Centauri B
Sol
1/4 Msol ⇒1012 anos
Próxima
Centauri
1/10 Msol
⇒1013 anos
O5
40.0
B0
28.0
B5
15.0
A0
9.5
A5
8.0
F0
7.0
F5
6.3
G0
5.7
G5
5.2
Classe Espectral
Temperatura Superficial (x1000oC)
K0
4.6
K5
3.8
M0
3.2
M5
2.5
Luminosidade (Sol = 1)
Magnitude Absoluta
Spica
1/100
10
1/100000
15
1/1000000
20
Diagrama HR
Diagrama HR de Diferentes Tipos de Aglomerados
Diagramas HR das estrelas de dois tipos de objetos distintos:
M39
(Aglomerado
Aberto)
M11
(Aglomerado
Globular)
Diagramas HR de Diferentes Aglomerados Estelares
3 x109 anos
Sequencia Principal de Idade Zero (ZAMS)
Tradução do inglês de Zero-Age Main Sequence. É a curva calculada com
modelos teóricos contendo as propriedades das estrelas que iniciam o
processo de fusão nuclear a partir do hidrogênio primordial do aglomerado.
Classe Raio Massa Luminosidade Temperatura
estelar R/R☉ M/M☉
L/L☉
K
O2
16
158
2 000 000
54 000
O5
14
58
800 000
46 000
B0
5,7
16
16 000
29 000
B5
3,7
5,4
750
15 200
A0
2,3
2,6
63
9 600
A5
1,8
1,9
24
8 700
F0
1,5
1,6
9,0
7 200
F5
1,2
1,35
4,0
6 400
G0
1,05
1,08
1,45
6 000
G2
1,0
1,0
1,0
5 900
G5
0,98
0,95
0,70
5 500
K0
0,89
0,83
0,36
5 150
K5
0,75
0,62
0,18
4 450
M0
0,64
0,47
0,075
3 850
M5
0,36
0,25
0,013
3 200
M8
0,15
0,10
0,0008
2 500
M9.5
0,10
0,08
0,0001
1 900
ZAMS
Os Espectros Estelares Indicam a Composição das Estrelas
temperatura aumenta
Annie J. Cannon estudou o espectro de mais de 400,000 estrelas e
percebeu uma correlação entre o tipo espectral (A, B, C, etc.) e a cor da
estrela (ou seja, sua temperatura). Ela propôs uma nova classificação, em
que a intensidade da linha de um dado elemento depende da composição
química e temperatura da fotosfera
comprimento de onda (λ) aumenta
n=∞
Contínuo
Linhas da Cromosfera
Aparecem as linhas:
Hα do Hidrogênio (Balmer)
H do Ca II (3968 Ä)
K do Ca II (3933 Ä)
He II
Fe II
Si II
Cr II
n=6
n=5
Lγ
n=4
n=3
n=2
Lβ
Lδ
Hγ Hδ
Hβ
Hα
Pα
Pβ Pγ Pδ
Lα
Bα B
β
Paschen
Balmer
Transição
ressonante
Bγ
Bδ
Brackett
n=1
Fα F
Lyman
β
Pfund
Núcleo
Estado
fundamental
Fγ
Fδ
Nível limite
externo
Fluxo Absorvido em Linhas Espectrais
Para uma estrela de tipo A:
Hγ
Hβ
Hα
Direção
Espacial
Hε Hδ
Fluxo (Quantidade de Luz Recebia Somada da
Direção Espacial)
Direção Espectral
Área da curva deve
ser proporcional ao
número de átomos
que estão
absorvendo
Linhas de absorção
4000
5000
6000
Comprimento de onda [Angstrom]
7000
Intensidade Relativa das Linhas
Intensidade das Linhas
Nomenclatura: H I, He I, Ca I, etc.  átomo com todos os elétrons.
H II, He II, O II, Ca II, etc.  átomo que perdeu 1 elétron.
He III, O III, Ca III, etc.  átomo que perdeu 2 elétrons.
H
Metais
neutros
He I
Metais
ionizados
He II
Si IV
TiO
Si III
Si II
Classe Espectral
O______B________A________F________G________K_______M______
http://astro.unl.edu/classaction/animations/stellarprops/spectroparallax.html
Simuladora de Paralaxe Espectroscópica
http://astro.unl.edu/classaction/animations/stellarprops/spectroparallax.html
Classificação espectral de Harvard
Resumo da Classificação Espectral de Harvard e exemplos:
Tipo
Cor
T(K)
O
Azul
30000
B
Azulada
20000
A
Branca
10000
F
Amarelada
7000
G
Amarela
6000
K
Laranja
4000
M
Vermelha
3000
Linhas proeminentes de absorção
Exemplos
He ionizado (fortes), elementos
Alnitak (O9)
pesados ionizados (OIII, NIII, SiIV),
Mintaka (O9)
fracas linhas de H
He neutro (moderadas), elementos
Rigel (B8)
pesados 1 vez ionizados
He neutro (muito fracas), ionizados, H
Vega (A0)
(fortes)
Sirius (A1)
elementos pesados 1 vez ionizados,
metais neutros (FeI, CaI), H
Canopus (F0)
(moderadas)
elementos pesados 1 vez ionizados,
Sol (G2)
metais neutros, H (relativamente
Alfa Cen (G2)
fracas)
elementos pesados 1 vez ionizados,
Aldebaran (K5)
metais neutros, H (fracas)
Arcturos (K2)
Átomos neutros (fortes), moleculares
(moderadas), H (muito fracas)
Betelgeuse (M2)
Metalicidade
Metalicidade é definida como a quantidade de um dado elemento está
presente relativamente ao Hidrogênio, quando comparado com o Sol:
Unidade: Dex (x) = 10x “decimal exponent ”
- 0,4 dex = 10-0.4 , temos que é igual a um fator de ~ 0,398.
Assim que para uma estrela:
•
•
•
Com mesma composição solar: [Fe/H] = 0.0 dex
Com abundância de Ferro 10 x maior que a Solar: [Fe/H] = +1.0 dex
Com abundância de Ferro 100 x menor que a Solar: [Fe/H] = – 2.0 dex
O meio interestelar é constantemente enriquecido pela sequencia de gerações de
estrelas, assim que a metalicidade de uma estrela pode ser usado para entender seu
cenário de formação e idade
Modelo de Populações Estelares
Modelo de Besançon: http://model.obs-besancon.fr/
Modelo de Populações Estelares
Modelo do grupo da UFRGS, Max-Planck e Padova: http://stev.oapd.inaf.it/cgibin/trilegal
Modelo de Populações Estelares
Usado pelo Saito: http://stev.oapd.inaf.it/cgi-bin/cmd
Modelo de Populações Estelares - Simplificado
Sugestão: http://www.astro.wisc.edu/~townsend/static.php?ref=ez-web
Applet para Trajetórias de Evolução Estelar
Sugestão: http://astro.u-strasbg.fr/~koppen/starpop/StarPop.html
O Diagrama H-R para estrelas da vizinhança solar
Usando o telescópio Hiparcos, somente estrelas com paralaxe precisa
(<20% de erro) foram consideradas.
-5
O que mostra o diagrama HR:
• As estrelas se distribuem em
faixas bem definidas
• 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
MHP = MV ← L
• A maioria delas fica sobre a
seqüência principal
-0
5
10
15
-0.5
0.0
0.5
1.0
1.5
2.0
V - I (mag) ← T
2.5
3.0
Classe de Luminosidade
Linhas espectrais são muito sensíveis à densidade das fotosferas
estelares. Atmosfera de estrelas gigantes tem menor densidade (linhas
espectrais estreitas) que a de uma anã (linhas espectrais largas).
O Método da Paralaxe Espectroscópica
Conhecidos o tipo espectral (linhas presentes) e a classe de
luminosidade (largura das linhas)
de uma estrela pode se determinar
sua magnitude absoluta no Diagrama H-R. Ex. K0III, m=10.
1.1
Tipo Espectral: K0
Classe Luminosidade: III
1.0
Fluxo Relativo
0.9
0.8
0.7
D = 10
0.6
m − M +5
5
0.5
0.4
4000
5000
6000
7000
8000
9000
10000
λ [Å]
Limites: 100 kpc (melhor em aglomerados)
M= 0,7
Movimento Próprio em Aglomerados Abertos
Um dos indícios de que as estrelas de um aglomerado pertencem a um
grupo é a coordenação do movimento próprio de suas estrelas.