M - USP

Evoluçao e Estrutura Estelar I
(cap. 11)
AGA215
Elisabete M. de Gouveia Dal Pino
•
Astronomy: A Beginner’s Guide to the Universe, E. Chaisson & S.
McMillan (Caps. 11)
•
Introductory Astronomy & Astrophysics, M. Zeilek, S. A. Gregory
& E. v. P. Smith (Cap. 16)
•
Apostila, J. Gregorio-Hetem, V. Jatenco-Pereira, C. Mendes de
Oliveira (www.iag.usp.br/dalpino/aga215
•
Agradecimentos Jane Gregorio-Hetem
Formaçao de
Estrelas
Nuvens de gas
e poeira em 1
galaxia:
berçarios de
estrelas
Nebulosa Trífide M20, na constelação de
Sagitário, a 9000 anos-luz de distância,
exemplo de um berçário de estrelas .
Formaçao de Estrelas
À esquerda  nuvem interestelar de gás e poeira, chamada
Barnard 86. No lado direito aparece o aglomerado estelar
jovem NGC6520.
Como nasce uma estrela?
• Quando nuvem densa, fria de gas e
poeira: começa a colapsar – nuvem se
esquenta e eventualmente seu nucleo muito
denso e quente o bastante para iniciar
reaçoes nucleares – contraçao pára –
nasce uma estrela  SP
Formação de Estrelas
• Em linhas gerais, veremos processo basico para
formaçao de estrelas:
 fragmentação e contracao de uma nuvem
• Porem, em geral: as nuvens interestelares não parecem
estar sofrendo processos de fragmentação
• Por outro lado estão sujeitas a perturbações:
supernovas (explosões);
colisões entre nuvens
ondas de pressao de estrelas quentes O
Condicoes de uma nuvem
•
Em geral: densidade da nuvem tao baixa que pressao interna
do gas (movimento randomico das particulas) impede
agregaçao gravitacional
•
Flutuaçoes de densidade tendem a dispersar-se pela açao do
calor (P) que causa movimento randomico:
Colisoes randomicas
concentracao
dispersao
Condicoes para o Colapso Gravitacional
Por que uma nuvem começa a colapsar?
• Considere (caso ideal): nuvem de baixa densidade;
temperatura uniforme, equilíbrio hidrostático.
• Uma perturbação aleatória produz uma região de
maior densidade  ação gravitacional e pressão
aumentam.
Equilibrio Hidrostatico ?
•
Se houver uma > concentraçao de gas: > densidade  FG entre
atomos fica maior
•
Nuvem interestelar: esta em equilibrio hidrostatico se:
Gravidade = força devido a pressao do gas

•
FG = Fpressao
As forças por volume:
-GM  = ΔP = Ps – Pc  -Pc
R2
Δr
R–0
R
Gas ideal:
Pc = GM 
R
P =  kB T
mH
 Dominado por c:

M = kBT R
G mH
Colapso Gravitacional
Se gravidade passa a dominar: inicia-se o colapso
•
Isso ocorre quando nuvem suficientemente densa e fria: torna-se
gravitacionalmente instavel
•
Nuvem sofre perturbacao (ex.: onda de pressao externa causada
quando estrela O ioniza os arredores, ou onda de choque causada
por uma estrela que explode em supernova)
•
Perturbacao: comprime nuvem e esta esquenta e resfria: P abaixa :
FG > Fpressao
M > kBT R
G mH
Como M   R3 :
R > [kBT ]1/2
[G  mH]1/2
Condicao sobre o
Raio da nuvem
para que fique
gravitacionalmente
instavel e colapse
Condiçao para o colapso Gravitacional
Calculos mais precisos (por Jeans 1902):
RJ = 1
2
[ kBT
]1/2
RJ= 6 x 107 (T/ )1/2 cm
[G   mH]1/2
Onde T : [k] e : [g/cm3]
Ex.: Seja nuvem com: T = 10 K e n= 103
cm-3 ,  = 0,5 (peso molecular):
• Como  = n mH 
• D = 2 RJ = 1019 cm = 1014 km
2
Condicao sobre o
Raio da nuvem
para que fique
gravitacionalmente
instavel e colapse
Colapso Gravitacional: RJ
• Condições de instabilidade gravitacional para
uma dada nuvem ou região de uma nuvem:
Volume (esférico por simplicidade);
V,
M, R
Massa (contida em V);
Raio de Jeans para o colapso:
• Em termos da massa da nuvem
(M): é facil demonstrar que RJ é
dado por:
RJ 
kB/mH
 GM
3T
Colapso Gravitacional: massa de Jeans: MJ
lembrando que
4
M
3
4 3
M
R 
3
3
  GM 

 
 3T 
3
 G 
 M 2
 
4   3  T 
3
e
RJ 
 GM
3T
3M
3  G 

 M 
4
3T 
 3 

MJ  
 4  
1
2
3T 


 G 
3
2
3
Formação de Estrelas
Teoria: um dos grandes desafios da Astrofísica.
???
Colapso e fragmento de nuvem
estrela.
•
Uma vez iniciado o colapso: nuvem fragmentase em nuvens menores
Processos de Colapso e Fragmentação
T e densidade da nuvem definem uma massa mínima
MJ :
M,R
• Se M > MJ  ocorre colapso  outra MJ .
• Se M < MJ  nuvem estável.
M J  1,4x 10
10
T
3
2
3
2
 
1
2
M
 Massa
minima
para nuvem
colapsar
Seja uma nuvem com T=100K,  ~ 1, n ~ 1cm-3
 ~ 10-24 g cm-3
Se M> MJ ~ 105 M  colapso pode continuar.
aglomerado estelar
Por outro lado, seja T=50K,  ~ 1 e n ~ 106 cm-3
Se M> MJ ~ 40 M  uma única estrela se
forma.
Processos de Colapso e Fragmentação
Fragmentacao segue-se naturalmente
Dezenas, centenas de milhares de fragmentos
Cada fragmento resultante: colapsa em uma estrela
Fragmentacao cessa quando: densidade do fragmento
tao alta que radiacao nao escapa:
T cresce  P cresce  e fragmentacao PARA  mas
contracao do fragmento continua  formar estrela
Ilustração
esquemática da
fragmentação
hierárquica de uma
nuvem de gás
M > MJ
M’J > MJ
M > M’J
D. Prialnik (2000)
M3 > M’J
Processos de Colapso e Fragmentação
Um fragmento destinado a formar uma estrela como o
SOL:
M = 1 a 2 massas solares
R= 106 raios solares
Estagio
12
-3
nc= 10 m
Ts = 10 K (similar a da nuvem mae)
Tc = 100 K
2
Estágios da formação estelar
Estágios da formação estelar
Apos poucos 106 anos:
Estagio 3:
Ts = 3000 K
Tc = 106 K nc = 1024 m-3
Regiao central do fragmento:
PROTOESTRELA densa e
opaca
Partes externas irradiam:
L =  T4 4 R2
L = 100 – 1000 Lsol
densidade central segue
crescendo
parte externa: fotosfera em
volta do esferoide central
R(protoestrela) = 100 – 20
Rsol
Etapas da Formação Protoestelar
Pilares Gasosos
(Nebulosa da
Águia)
Pleiades.
Imagem de um disco ao redor da
estrela Beta Pictoris (a luz da estrela foi
bloqueada para que apenas o disco
aparecesse). Extensão do disco ~ 1000
UA.
Evidências de discos protoestelares
Poeira + gas ao
redor da
protoestrela:
invisivel no optico
pois graos de
poeira absorvem
radiacao da
estrela e reemitem em λs
mais frios (IV)
Nuvens
interestelares
(frias)
Acréscimo de
massa da
nuvem mae
Energia
gravitacional
gera E_térmica
flutuações de
densidade
condensações
de gás e
poeira
fragmento autogravitante
Colapso
gravitacional
T, 
Gás opaco à
própria radiação
Embrião de estrela
(protoestrela)
Evolução Estelar
Mudanças nos
parâmetros
estelares
R, T,
M
Evolução de uma Protoestrela
• Após alguns milhoes de anos de contração:
T ~ 2000 a 3000K  protoestrela ainda grande e
brilhante  1M
20 x diâmetro e 100 x mais brilhante que o Sol
• Trajetória evolutiva das protoestrelas começa na
região das gigantes vermelhas no Diagrama H-R.
Pois são grandes e vermelhas
Trajetoria Evolutiva da Protoestrela no
Diagrama HR
Protoestrela (fase 4): comeca no
ramo das gigantes vermelhas
Depois disso: move-se para baixo (L
<s) e para esquerda (T>s) : isso
se deve à contracao
 TeR
Cada vez mais: P  : e trabalha
contra a gravidade desacelerando
contracao
Calor do nucleo da estrela: difunde
para a superficie fria: onde é
irradiado
Quando menos energia è irradiada
(L<): contracao diminui (fase 5):
atividade violenta com liberacao
de ventos e jatos
Evidencias de discos, jatos e ventos em estrelas Pré-SP
Estrelas Pré-SP
T-Tauri: ~ 1 massa
solar: ejeção de
matéria em forma de
jatos
Trajetoria Evolutiva da Protoestrela no
Diagrama HR
107 anos depois (fase 6):
protoestrela torna-se estrela:
Pre-Sequencia Principal
M= 1 M sol
R = 106 km
Tc  107 K
Ts= 4500 K
Suficiente para iniciar reacoes
nucleares:
4H  He
Trajetoria Evolutiva da Protoestrela no
Diagrama HR
30 x 106 anos depois: estrela contrai
mais um pouco (ajuste fino) (fase 7):
nc = 1032 m-3
Tc = 15 x 106 K
Ts = 6000 K
Equilibrio Hidrostatico:
FG = FPressao
Entra na SP
Taxa de geracao de energia no
nucleo = taxa de energia irradiada
ns superficie (L)
Estrela como o SOL: leva ao todo 4050 x 106 anos para chegar na SP
NASCE UMA ESTRELA !
Gravidade > Forças de Pressão:
COLAPSO & fragmentação
Estrelas de outras massas
Trajetoria evolutiva depende da massa da protoestrela:
• Trajetoria que acabamos de ver: vale para estrela de M=
1 Msol – dezenas de 106 anos para chegar na SP
• Protoestrela de M=15 Msol: apenas 10.000 anos para
chegar na SP
• Protoestrelas com M  0,08 Msol: nunca desenvolve Pc e
Tc altos o bastante para virar estrelas – semelhantes a
planetas (Jupiter) : anas marrons
• Protoestrelas com M ≥ 100 Msol: desenvolvem altas Ts
tao rapido que pressao da radiacao rapidamente
encerra o colapso gravitacional: chega rapido na SP
Trajetórias
evolutivas préseqüência
principal (PSP):
para estrelas de
diferentes massas
a protoestrela caminha
p/ esquerda (T) e p/
baixo (L).
^
Trajetórias evolutivas
pré-seqüência
principal (PSP)
Note que a SP - NAO é
trajetoria evolutiva:
estrelas NÃO evoluem ao
longo da SP
SP: onde a estrela fica >
parte de sua vida
Por ex.: uma estrela que
chega na SP como uma
estrela G jamais podera
transformar-se em uma
estrela O ou B na SP, ou
descer para tornar-se uma
ana-vermelha tipo M
^
Exemplos de estrelas na pré-seqüência principal
O Sol na sua juventude
T Tauri
1-2 M
tipo espectral F a M
Ts = 3000 a 7000 K
Ae/Be de
Herbig
Acrecao de materia da
nuvem progenitora em
forma de disco
~2-8 M
semelhantes às T T
mais quentes
Ejecao de materia em
jatos e ventos
Grande variabilidade
de brilho no IV e UV
Associações OB
• As estrelas mais massivas (>>
Msol) ficam pouco na préseqüência principal.
• Tipo O e B são as mais
quentes e luminosas; com
forte emissão ultra-violeta.
• Grupos destas s formam as
chamadas Associações OB.
Formação de estrelas na galáxia M33. Centenas de estrelas
massivas no interior de NGC604 produzem fortes ventos
formando uma cavidade no interior da nebulosa.
Sequencia Principal
•
Quando estrela chega na SP do
diagrama HR:
fase de vida madura:
queima 4 H  He
fase duradoura e estavel:
equilibrio hidrostatico
R, L Ts: constantes
Tempo de vida na Seqüência
Principal
Quanto maior a massa:
• Temperatura interior aumenta rapidamente.
• Alta luminosidade superficial
• Consumo de “combustível” com maior
eficiência.
Menor tempo de vida
Relação Massa/Luminosidade
Vimos que:

L M 
 
L  M
•  ~ 3 (altas M & L)
•  ~ 4 (~ M & L)
•  ~ 2 (baixas M & L)
• O tempo de vida na SP depende da massa e
da taxa de producao de energia da estrela
dE/dt (=luminosidade).
M*
t* 
L*
• Usando a relação M-L
M*
M*
M
M
t*


3, 3
t L*
 M*


L 
M


L M 
 
L   M 
3, 3
t*  M * 

t   M 
2 , 3
O término do H no interior do caroço estelar (saída da
seqüência principal) depende da massa da estrela:
para M* temos t*
Ex: estrelas O,B  t* ~ dezenas de milhões de anos
p/ M*   t* 
Ex: anãs vermelhas  t* ~ trilhões de anos
Estágios Finais determinados pela massa
• M ~1 M : gigante vermelha  nebulosa planetária
Anã branca
• M >8 M : explosão de supernova 
Estrela de Nêutrons; Pulsar
• M >>1 M : explosão mais violenta 
Buraco Negro
Aglomerados Estelares
• No aglomerado:
– Todas formaram-se ao mesmo tempo de 1
mesma nuvem
– todas estrelas à mesma distancia
 diagrama HR pode ser construido apenas
com magnitudes aparentes (V) e indices de
cor (B-V) das estrelas
Agl. Pleiades: Jovem
Agl. Omega Cen: Velho
Aglomerado aberto (jovem)
Plêiades
Aglomerado aberto (jovem)
•
Estrelas em toda SP
•
As estrelas azuis O (alto,
esquerda do diagrama HR):
ainda jovens pois entram na SP
rapidamente e vivem nesta
apenas dezenas de milhoes de
anos
•
Como todas as estrelas
formaram-se ao mesmo tempo:
estimar idade do aglomerado:
20 milhoes de anos (vida
das estrelas O na SP)
Plêiades
Aglomerado globular (velho)
Ômega Centauro:
Aglomerado globular (velho)
•
Aglomerado esferico: centenas de
milhares de estrelas (ate milhoes de
estrelas em alguns casos)
•
D = 50 pc
•
Distancia d = 5000 pc
•
Falta de estrelas O e B (ja
morreram)
•
Aglomerados globulares nao
contem na SP estrelas com M> 0,8
Msol:
Idade 10 bilhoes de anos
Estrelas mais velhas de
nossa Galaxia
Ômega Centauro:
Modelo para a Evolução de
um aglomerado estelar