Aula 9

Introdução à Física Estelar
9. Estrelas na Sequência Principal
e Evolução Pos-Sequência Principal
Prof. Pieter Westera
[email protected]
http://professor.ufabc.edu.br/~pieter.westera/Estelar.html
Evolução Estelar
Modelos Estelares
Lembrete da última aula:
Estrelas nascem pela contração de uma nuvem de
gás interestelar.
- A vida de uma estrela é uma batalha constante entre
a gravitação, que tenta contrair a estrela, e a pressão
interna (p. e. térmica, de radiação, ...).
Evolução Estelar
Resultados dos Modelos Estelares
- O destino de uma estrela é determinado pela sua
massa.
- Quanto maior a massa da estrela, tanto maior as
densidade, pressão e temperatura no interior
=> tanto mais rápida decorre a sua evolução
(incl. a sua evolução proto-estelar => aula anterior),
e tanto mais elementos podem ser formados no
seu caroço
Evolução Estelar
M < 0.072 M⊙:
Tcaroço < 107 K => não ocorre fusão nuclear estável
=> “estrela frustrada”, anã marrom, “Jupiter” (=> aula anterior)
M > ~150 M⊙:
Fusão já começa antes da relaxação da estrela
=> Estrela se desfaz antes de se formar (=> aula anterior)
0.072 M⊙ < M < ~150 M⊙:
Tcaroço > 107 K => ignição do H => fusão nuclear
=> Estrela comum, “estrela anã” como o Sol
- 0.072 M⊙ < M < ~8 M⊙: estrelas de baixa massa
- ~8 M⊙ < M < ~150 M⊙: estrelas de alta massa
! Os limites entre as faixas de massa podem diferir muito de
acordo com a fonte consultada. Alguns astrônomos ainda usam
uma faixa de estrelas de massa intermediária.
Evolução Estelar
1a fase: Queima de Hidrogênio (Sequência Principal)
Tcaroço > 107 K:
No caroço se forma
hélio pelo ciclo p-p
(já conhecemos da
aula sobre o Sol)
MHe ~ 0.993·4·MH
=> perda de massa => Energia liberada
(já que massa é energia, segundo E = m·c2)
=> Fonte quase inesgotável de energia
ε prop. T 4
Evolução Estelar
1a fase: Queima de Hidrogênio (Sequência Principal)
Caso M > 1.2 M⊙, a temperatura
no núcleo chega a 15·106 K,
tão alta, que um segundo
processo que transforma
H em He pode ocorrer,
o Ciclo CNO.
O ciclo CNO é muito mais
dependente da temperatura
que a cadeia p-p: ε prop. T19.9
=> A partir de 17·106 K, o ciclo CNO domina.
Evolução Estelar
1a fase: Queima de Hidrogênio (Sequência Principal)
Transporte de energia
de dentro para fora
=> Luz escapa,
a estrela brilha
=> Estrela “anã”, ou da
Sequência Principal
do tipo do Sol,
brilhando por
bilhões de anos,
80 - 90 % da vida
inteira da estrela.
Equilíbrio (=> aula Sol)
Evolução Estelar
1a fase: Queima de Hidrogênio (Sequência Principal)
Dependendo da massa da estrela,
o transporte de energia do núcleo
para fora ocorre só por convecção,
primeiro por radiação e depois por
convecção (i. e. no Sol), ou primeiro
por convecção e depois por
radiação.
Livro: < 0.3 M⊙
Livro: > 1.2 M⊙
Livro: entre 0.3 M⊙ e 1.2 M⊙
Evolução Estelar
1a fase: Queima de Hidrogênio (Sequência Principal)
A luminosidade aumenta com a massa:
L prop. M 3.3,
e o raio também:
R prop. M 0.78.
Usando
L prop. R2T 4
vemos que a
temperatura
também aumenta
com a massa (exercício pra casa):
T prop. M 0.435
Evolução Estelar
1a fase: Queima de Hidrogênio (Sequência Principal)
Isto coloca as estrelas
desta 1a fase num
ramo no diagrama HR,
chamado
Sequência Principal,
com as estrelas de
maior massa no
canto esquerdo superior.
A Sequência Principal
corresponde a um certo
estágio evolutivo das
estrelas (a queima de hidrogênio no
núcleo), com a massa variando ao longo da sequencia (não
é uma sequencia evolutiva).
Evolução Estelar
1a fase: Queima de Hidrogênio (Sequência Principal)
Usando L prop. M 3.3,
conseguimos estimar, como
o Tempo de Vida na SP,
τ, depende da massa:
τ = Energia disponível/
taxa de energia emitida
prop. M/L prop. M -2.3.
=> O Sol vive ~10 bio. anos na SP.
Todas as estrelas com < ~0.85 M⊙ ainda estão na SP.
A Sequência Principal corresponde a 80 % a 90 % da vida
de uma estrela, e 90% das estrelas observadas estão na SP.
Evolução Estelar
1a fase: Queima de Hidrogênio (Sequência Principal)
Resumo da
Sequência
Principal
Evolução Estelar
Caminhos Evolutivos das
Primeiras Estágios de
Estrelas
Evolução Estelar
Fim da Sequência Principal
Para estrelas a baixo de ~1.2 M⊙, certa hora o caroço
inerte de hélio chega a uma massa máxima para conseguir
suportar as camadas exteriores da estrela, chamada
Limite de Schönberg-Chandrasekhar (dedução infinita no
livro): (Mic/M)SC ≈ 0.37 (μenv/μic)2,
onde M é a massa da estrela, Mic é a massa do caroço
isotérmico, e μic e μenv são os pesos moleculares médios no
caroço isotérmico e no envelope.
O caroço começa a colapsar a uma escala de tempo de
Kevin-Helmholtz, e a evolução da estrela acelera.
Isto define o final da Sequência Principal.
Evolução Estelar
Fim da Sequência Principal
Para estrelas a cima de ~1.2 M⊙, a convecção no caroço
evita a existência de um caroço inerte de hélio.
A estrela como um todo começa a contrair quando a fração
de massa de hidrogênio cai a baixo de 0.05 no caroço
(descida no diagram HR), o que marca o fim da Sequência
Principal para estas estrelas.
Evolução Estelar
2a fase: Gigante Vermelha
Quando o Hidrogênio no caroço se esgota:
- O caroço se contrai.
- A camada acima “cai” em cima do caroço,
se esquenta e começa a queimar hidrogênio.
- O envelope se esquenta e expande.
Em reação, a superfície resfria.
=> A estrela passa por uma fase de transição chamada
Subgigante, ...
Para estrelas a cima de 1.25 M⊙, a fase de Subgigante
é tão curta, que raramente flagramos uma estrela nesta
faixa de massa durante esta fase.
Evolução Estelar
2a fase: Gigante Vermelha
..., e, chegando no limite de Hayashi (=> aula anterior)
se torna uma Gigante Vermelha.
Resfriar mais tornaria a estrela instável
(ela passaria pelo limite de Hayashi).
=> A partir de lá ela cresce a temperatura ~constante.
Além do aumento de tamanho, esta fase é
caracterizada por ventos fortes.
No final desta fase, a convecção alcança o caroço, tal
que parte do material processado lá é levado pra
superfície, modificando a composição química desta.
Enquanto isto, o caroço continua se aquecendo.
Evolução Estelar
2a fase: Gigante Vermelha
Comparação
da estrutura
do Sol atual
com a
Gigante
Vermelha
que ele será,
...
Estrela
tipo
Solar
Gigante
vermelha
Evolução Estelar
2a fase: Gigante Vermelha
... e do seu
tamanho
antes e depois.
Evolução Estelar
2a fase: Gigante Vermelha
Já que a temperatura cai,
e no final, o tamanho
e com este, a
luminosidade, aumenta
as estrelas fazem um
caminho pra direita
(Subgigantes), e
depois pra cima
(Gigantes Vermelhas) no
diagrama HertzsprungRussell.
Evolução Estelar
2a fase: Gigante Vermelha
As estrelas de massas diferentes,
e, por isto, em fases diferentes da
evolução Sequência Principal Subgigante - Gigante Vermelha
(já que elas sairam da Sequência
Principal em momentos diferentes)
compõem os Ramos de
Subgigantes e de
Gigantes Vermelhas.
Evolução Estelar
3a fase: Queima de Hélio
Quando Tcaroço > 108 K:
No caroço se forma carbono,
por mais um processo de
fusão nuclear, o processo α triplo.
Estrelas < 0.5 M⊙ nunca
alcançarão a temperatura
necessária para o processo α triplo.
Elas “morrerão” como Anãs Brancas de hélio
(após uma “vida” de mais que a idade atual do Universo).
Mais sobre Anãs Brancas na próxima aula.
Evolução Estelar
3a fase: Queima de Hélio
Para o processo α triplo, ε prop. T41(!)
Por isto que, para estrelas a baixo de 1.8 M⊙, a ignição acontece
numa reação de cadeia, chamada Helium Flash (“Relámpago de
hélio”), processo tão rápido que a simulação numérica não
consegue acompanhar: Os códigos computacionais de evolução
estelar calculam mais lentamente que o próprio processo.
Em estrelas de mais alta massa a fusão de He começa
sem explosão, não há o flash do hélio.
Um pouco de oxigênio é formado também, e em estrelas
de massa imtermediaria e alta, a cima de ~4 M⊙, de
neônio e magnésio
(mostrarei as reações nucleares em breve).
Evolução Estelar
3a fase: Queima de Hélio
Na camada
acima do
núcleo
continua
a queima de
hidrogênio.
Enquanto o
caroço
expande,
o envelope
se contrai e
esquenta.
Evolução Estelar
3a fase: Queima de Hélio
No diagrama HR, a estrela
se desloca do topo do
ramo de Gigantes
Vermelhas para
um ramo chamado
Ramo Horizontal,
por um caminho não
bem conhecido:
Nunca flagramos ao vivo uma
estrela fazendo este caminho.
Evolução Estelar
3a fase: Queima de Hélio
O Ramo Horizontal é uma
nova fase de equilíbrio,
similar à Sequência
Principal, com
queima de He no caroço,
queima de H na camada em
cima do caroço,
e uma envelope em cima
desta (sem fusão nuclear,
onde ocorre o transporte de
energia para fora).
Ramo Horizontal dum aglomerado
Estrutura duma estrela do Ramo Horizontal
Evolução Estelar
3a fase: Queima de Hélio
Resumo
O processo α triplo
em mais detalhes.
Evolução Estelar
3a fase: Queima de Hélio
Resumo
A luminosidade do Sol
em função do tempo
da Formação até
o Ramo Horizontal.
Evolução Estelar
3a fase: Queima de Hélio
Resumo
Evolução de uma
estrela tipo Sol até o
Helium Flash,
Evolução Estelar
3a fase: Queima de Hélio
Resumo
Evolução de uma
estrela tipo Sol
do Helium Flash
até o Ramo Horizontal.
Evolução Estelar
4a fase: Gigante do Ramo Assintótico
Quando o hélio no
caroço também se
esgota:
- contração do caroço
(outra vez)
- queima de He em
camada acima
- queima de H em
camada acima desta
- envelope expande e
resfria, similar ao que
acontece numa
Gigante Vermelha.
Camada de queima de H
Camadas
exteriores em
expan
-são
●
Camada de
queima de Hélio
Caroço
de
carbono
Evolução Estelar
4a fase: Gigante do Ramo Assintótico
A estrela vira uma Gigante
do Ramo Assintótico (AGB,
de Asymptotic Giant Branch),
chamado assim, por que no
diagrama HR, o ramo se
aproxima assintoticamente
ao ramo das
Gigantes Vermelhas.
No Ramo Assintótico, o Sol será maior e mais luminoso
ainda, do que como Gigante Vermelha.
Evolução Estelar
a
bla
4
fase: Gigante do Ramo Assintótico
Nascer do Sol sobre Marte em 5 bio anos
Evolução Estelar
4a fase: Gigante do Ramo Assintótico
Estrutura na escala certa.
Evolução Estelar
4a fase: Gigante do Ramo Assintótico
No final da fase de
AGB, a estrela sofre
uma sequência de
pulsos térmicos.
=> TPAGB (thermally
pulsing AGB),
devido a uma
sequência de
“Helium Flashes”
na camada acima
do caroço.
Evolução Estelar
4a fase: Gigante do Ramo Assintótico
- De novo, convecção
leva o material
processado pra
superfície.
- De novo surgem
ventos fortes
(até 10-4 M⊙/ano),
ejeção do C, N, e O.
=> Origem (de parte)
do carbono, nitrogênio, e oxigênio no
Universo.
Evolução Estelar
4a fase: Gigante do Ramo Assintótico
Resumo
Evolução de uma
estrela tipo Sol
do Ramo Horizontal
até o topo do
Ramo Assintótico.
Evolução Estelar
A Morte de uma Estrela de Baixa Massa
Se for uma estrela de massa baixa (M < 8 M⊙), a história
termina aqui:
Certa hora, o caroço para de se contrair, por ser
sustentado por um novo tipo de pressão, a pressão de
degeneração eletrônica (=> segunda parte).
O Envelope que estava caindo em cima rebate e é ejetado.
O que sobra do núcleo é uma Anã Branca (de C-O, p.
estrelas de < 4 M⊙, ou de O-Ne-Mg, estr. de > 4 M⊙),
enquanto o envelope ejetado é chamado Nebulosa
Planetária.
Anâs Brancas
Os caroços mortos de
estrelas de baixa massa.
- Tamanhos da Terra,
M ~ 0.6 M⊙
=> Densidade enorme, feito
de carbono e oxigênio
(ou de hélio).
Inicialmente quente e
emitindo radiação
ultravioleta, mas logo resfria.
Pelo tamanho pequeno têm luminosidades baixas e aparecem
na parte inferior do diagrama HR, a baixo da SP.
Mais sobre Anãs Brancas na segunda parte da disciplina.
Nebulosas Planetárias
As camadas exteriores espelidas
passam a se chamar Nebulosas
Planetárias.
São entre os objetos mais bonitos
observados.
Este envelope ejetado consiste de
gás ionizado. Os íons são excitados
pela radiação UV da Anã Branca
central, e quando recaem para o
estado fundamental podem emitir luz
visível (igual como em regiões H II,
=> aula anterior), dando a elas a sua
aparência.
Nebulosas Planetárias
As partes brilhando em
vermelho são devidas
a hidrogênio e nitrogênio
ionizados, e as partes
verdes-azuladas, a linhas
proibidas de oxigênio, e
talvez neônio.
em pequenos telescópios estas nebulosas
podem ter aparência de planetas, o que deu
o nome a estes objetos (mas eles têm nada
a ver com planetas).
Após uns 50'000 anos se misturam com o
meio interestelar.
Evolução Estelar
5a fase (Estrela de Massa Alta)
Se for uma estrela de alta massa, o caroço atinge
temperaturas altas o suficiente para acontecerem
mais reações nucleares.
Enquanto o caroço se esquenta, são produzidos cada
vez mais elementos.
A queima dos elementos ocorre em camadas, como
de uma cebola:
Uma camada de queima de hidrogênio em cima da
camada de queima de hélio, em cima de ... etc.
Evolução Estelar
5a fase (Estrela de Massa Alta)
Tcaroço > 6·108 K:
queima de carbono
=> neônio (e hélio),
Tcaroço > 1.5·109 K:
queima de oxigênio
=> silício (e hélio),
Tcaroço > 1.2·109 K:
queima de neônio
=> magnésio (e oxigênio), ...
Evolução Estelar
5a fase (Estrela de Massa Alta)
... e, finalmente
Tcaroço > 2.7·109 K:
queima de silício
(após uma voltinha
pelo níquel e o cobalt)
=> ferro
A história termina aqui, por que ferro é o
elemento de menor energia por núcleon.
A fusão nuclear de ferro para formar
elementos mais pesados custaria energia.
=> não acontece espontaneamente.
Evolução Estelar
5a fase (Estrela de Massa Alta)
Como em
cada passo
é gerado
menos energia
por núcleon,
as fases são
cada vez
mais curtos.
Energia
liberada
na fusão
Evolução Estelar
5a fase (Estrela de Massa Alta)
estrutura de
camadas
Queima de hidrogênio
Queima de hélio
Queima de oxigênio
Queima de carbono
Queima de silicone
Caroço de ferro
fases com
ventos fortes:
=> Origem dos elementos até ferro no Universo.
Evolução Estelar
5a fase (Estrela de Massa Alta)
Estrutura
na
escala
certa
Evolução Estelar
5a fase (Estrela de Massa Alta)
Nesta fase, as estrelas fazem
caminhos oscilatórios
horizontais (mantendo a
luminosidade constante)
na região superior do
diagrama HR, a região das
Supergigantes.
Evolução Estelar
5a fase (Estrela de Massa Alta)
Posição das Supergigantes
no diagrama
Hertzsprung-Russell.
A Morte de uma Estrela de Massa Alta
Colapso do Caroço
Quando o caroço de ferro de uma estrela de alta massa
ultrapassa a massa de Chandrasekhar, o que acontece
quando a densidade central é de ~5·1012 kg/m3, e a
temperatura central, de ~7·109 K, a pressão de
degenereção eletrônica no caroço inerte de ferro não
suporta mais a sua própria gravidade.
O caroço começa a colapsar e se esquenta de novo.
A Morte de uma Estrela de Massa Alta
Chegando em ~1010 K, o “trabalho” de milhões de anos é
desfeito em pouco tempo (no caroço), e o ferro primeiro é
fotodesintegrado em dois passos:
Fe + γ → 13He + 4n
He + γ → 2p+ +2n
o que custa energia, acelerando o colapso.
Os prótons restantes capturam os elétrons restantes,
que ajudavam com uma componente de pressão:
p+ + e- → n + νe
Resultando em um colapso mais rápido ainda,
do caroço, agora feito praticamente só de nêutrons.
Vale a pena lembrar que os processos fotodesintegração e captura de
elétrons são endotérmicos, isto é, eles consomem energia e só podem
acontecer em ambientes extremos, como um caroço estelar em colapso.
A Morte de uma Estrela de Massa Alta
Em estrelas a baixo de 8 M⊙, um novo tipo de pressão
para o calopso quando a densidade no núcleo atinge
8·1017 kg/m3, a pressão de degenereção neutrônica,
similar que a eletrônica.
Estrela de
O caroço se torna uma
Neutrons
Estrela de Nêutrons, um
“núcleo de átomo gigante”
Casca sólida
~ 1.5 km
(=> segunda parte da
disciplina).
Em estrelas a cima de 8 M⊙,
Interior líquido pesado
primeiramente neutrons
nada consegue parar o
colapso, provavelmente
resultando em um Buraco Negro (=> segunda parte).
Supernovas de Colapso
As camadas acima do
caroço (as de queima
de silício, oxigênio,
neônio, carbono, etc.),
que estavam caindo
sobre este, são
“rebatidas”, gerando
uma onda de choque
para fora.
parte deste material é
fotodesintegrado no
choque, o que para o
choque dentro de
~10 ms após uns
200-300 km de
propagação.
Simulação de uma Supernova (MPA Garching)
Supernovas de Colapso
Mas de trás vem um
vento de neutrinos
gerados na captura de
elétrons no caroço,
equivalendo a 1046 J!
Mesmo com 99 %
deles atravessando o
envelope sem
interagir, o restante
arrasta o envelope
numa explosão
gigantesca chamada
Supernova
tipo Ib, Ic ou II.
Simulação de uma Supernova (MPA Garching)
Supernovas de Colapso
Os 99 % dos neutrinos
que “passam reto” são
tantos, que alguns
puderam ser detectados
numa SN recente
(SN 1987A, em breve
nesta aula), apesar da
natureza “quase
indetectável” destas
partículas.
Apesar de estarem no
caminho certo, até agora
nenhuma simulação
conseguiu explodir uma
supernova!
=> Trabalho pra frente.
Simulação de uma Supernova (MPA Garching)
Supernovas de Colapso
Estas Supernovas enriquecem o meio interestelar com
o C, O, Ne, Mg e Si das camadas do envelope.
Nestas SNs também, as temperaturas e densidades
chegam a ser tão altas, que os elementos mais
pesados do que Fe podem ser produzidos, o que
explica a existência dos elementos além de ferro no
Universo.
Supernovas de Colapso
A Energia liberada em uma Supernova é de ~1046 J, daquela:
- ~1 % vai pra energia cinética do ejecta
- menos que 0.01 % é liberada em fótons,
mesmo assim, uma Supernova pode ter a luminosidade de
uma galáxia inteira por um tempinho (~109 L⊙, até MV ~ -18).
- O restante é neutrinos (aqueles 99 %).
Supernovas de Colapso
Resumo: um
esquema
simplificado dos
acontecimentos na
morte de uma
estrela de alta
massa.
Supernovas
Classificação Espectral de Supernovas
Supernovas podem ser classificados pelas
linhas de absorção nos seus espectros:
- Tipo I: sem linhas de hidrogênio
- Ia: contendo uma linha forte de
615 nm de silício ionizado, Si II,
e outras linhas de Si, O, Mg, S,
Ca e Fe ionizados...
- Ib: com linhas fortes de hélio
- Ic: sem linhas fortes de hélio
- Tipo II: com linhas fortes de hidrogênio
Supernovas
Classificação Espectral de Supernovas
As SN tipo Ib, Ic e II são causadas
pelo colapso do caroço de estrelas
de alta massa, as dos tipos Ib e Ic
perderam o envelope de hidrogênio
antes de virarem Supernovas
por ventos estelares.
SN Ia são de outra origem:
A explosão de uma Anã Branca ultrapassando a massa
limite para Anãs Brancas (=> segunda parte da
disciplina).
Supernovas
Classificação Espectral de Supernovas
Exemplos
de
espectros
de cada
tipo
Supernovas
Classificação Espectral de Supernovas
Os tipos de supernovas
também diferem nas suas
curvas de luz
(luminosidade em função
do tempo).
plateau
As tipo II ainda podem ser
sub-divididas nos tipos
II-P (plateau) ou II-L (linear), dependendo da curva de luz.
As Ia são especialmente luminosas e sempre têm a mesma
magnitude absoluta, o que é útil para determinar as
distâncias até elas (e até as galáxias onde elas ocorrem).
Supernovas
Algumas Supernovas Históricas
SN 1006: evento registrado
na Europa, China, Japão,
Egito e Iraque,
mV ~ -9,
deu pra ler de noite!
O remanescente ainda é
visível com telescópios e
continua a expandir,
hoje medindo ~20 pc.
SN 1006 foi uma
SN tipo Ia.
Remanescente da SN 1006 em raio X
Supernovas
Algumas Supernovas Históricas
SN 1054: evento reportado
na China, Japão, Coréia,
Arábia e Europa (?).
Visível de dia.
O seu remanescente, a
Nebulosa do Caranguejo,
tem 3 pc de extensão.
No seu centro vive um
pulsar (=> segunda parte)
Nebulosa de Caranguejo
Supernovas
Algumas Supernovas Históricas
A Supernova descoberta por
Tycho Brahe em 1572 era
em conflito com a crença da
época, de que o céu era
invariável.
(tipo Ia)
Remanescente
da SN de Tycho em raios X
Supernovas
Algumas Supernovas Históricas
O aluno de Tycho Brahe,
Johannes Kepler,
também descobriu a
dele, em 1604.
É a SN mais recente
observada na Via Láctea.
Dela sobra o
remanescente de
Cassiopeia, a 13 kpc
daqui.
(provável tipo Ia)
Nebulosa de Caranguejo
Supernovas
Algumas Supernovas Históricas
SN 1987A:
última supernova
visível a olho nu,
na Grande Nuvem
de Magalhães
(vizinha da Via
Láctea, a 45 kpc).
A Progenitora
era uma
supergigante azul
com M = ~20 M⊙.
Supernovas
Algumas Supernovas Históricas
SN 1987A:
É a SN melhor observada até
hoje.
Entre outros foram detectados
os primeiros neutrinos de fonte
outra que o Sol.
Os neutrinos chegaram
~3 horas antes da luz,
confirmando a teoria.
SN 1987A era uma tipo II-P.
Até hoje não foi encontrado
seu remanescente.
Supernovas
Alguns exemplos de Remanescentes de Supernovas
Supernovas
Em geral, são menos simétricos que Nebulosas Planetárias
Evolução Estelar
AGB
Resumo
M < 4 M⊙
●
M > 8 M⊙
●
Evolução Estelar
Outro Resumo
Estrelas Variáveis
Classe de estrelas com variabilidade intrínseca: são
pulsantes e suas propriedades como luminosidade, raio
e temperatura variam periodicamente.
São estrelas
normais, que
em um dado
período de
sua vida
passam por
uma fase de
instabilidade.
Exemplo: Mira é uma estrela variável de longo período
Estrelas Variáveis
Existem vários tipos de estrelas variáveis, que diferem
nos seus períodos, nos seus modos de pulsação
(radial / não-radial), e outras propriedades.
No diagrama HR, muitas
variáveis se encontram
numa região chamada
Faixa de Instabilidade, mas
algumas são encontradas
em outras regiões do
diagrama.
Faixa d
e instab
ilidade
Estrelas Variáveis
Estrelas δ Scutis são
estrelas da Sequência
Principal ou Subgigantes na
Faixa de Instabilidade,
estrelas RR Lyra são estrelas
do Ramo Horizontal
atravessando a Faixa de
Instabilidade, e Cefeidas,
estrelas de massa mais alta
massa na fase de queima de
hélio atravessando a faixa,
etc.
Faixa d
e instab
ilidade
Estrelas Variáveis
Estrelas Variáveis
Quando uma variável Cefeida
ou RR Lyra pulsa, a superfície
da estrela oscila
- gás dentro das estrelas
esquenta e esfria
alternadamente
- Oscilação da curva de luz
- Mudanças no tamanho e
Curva de luz de uma estrela RR Lyra
temperatura superficial da estrela
- O mecanismo de oscilação foi explicado em 1941 por
A. Eddington:
- Ionização e recombinação periódica do gás nas
camadas mais externas da estrela
Estrelas Variáveis
Modelo: a estrela é mais opaca quando comprimida ou
no seu mínimo de expansão (menor raio).
- Quando a estrela é comprimida, fótons empurram a
superfície da estrela para fora até o ponto onde esta
não é mais suportada pela pressão de radiação.
- Neste momento a superfície volta a cair, pela força da
gravidade, para dentro da estrela e se completa um
ciclo de pulsação para se iniciar o próximo.
Estrelas Variáveis
As Propriedades de Cefeidas em Função do Tempo
Estrelas Variáveis
Cefeidas: Relação período-luminosidade
O período de pulsação das
Cefeidas é proporcional à sua
luminosidade intrínseca
(1912, Henrietta Leavitt).
Existem dois tipos de Cefeidas:
- Cefeidas Clássicas” ou tipo I:
ricas em metais
- “W Virginis” ou tipo II:
pobres em metais
Os dois tipos têm diferentes relações períodoluminosidade.
1.5 mag
Estrelas Variáveis
Cefeidas: Relação período-luminosidade
Estas relações podem ser utilizadas para determinar a distância.
1.5 mag
=> Medir a abundância de metais
(usando linhas espectrais), e o
período, obtemos a luminosidade
intrinseca.
Combinando esta com a
magnitude aparente (também medida), obtemos o
módulo de distância: m - M = 5·log10(d/10 pc)
As distâncias até Cefeidas tiveram um papel importante na
descoberta, que o Universo consiste de mais que a Via Láctea
(Edwin Hubble, 1923: Nascimento da astronomia extragaláctica).
Aglomerados Estelares
São conjuntos de estrelas formadas
juntas no colapso de uma nuvem de gás,
que se fragmentou (=> aula anterior).
Por isto, todas as estrelas têm a mesma
idade e a mesma composição química.
Na Via Láctea, distinguimos entre dois
tipos, os
Aglomerados Abertos (≤ algumas
milhares de estrelas, forma irregular) e
Aglomerados Globulares (~algumas
100'000 estrelas, forma esférica).
Pleiades, aglomerado aberto
47 Tuc, aglomerado globular
Aglomerados Estelares
O diagrama Hertzsprung-Russell, resp.
o diagrama cor-magnitude de um
aglomerado pode nos dar informação
sobre a idade e, a segunda vista, sobre
a composição química. do aglomerado,
e proporcionar testes à teoria de
evolução estelar, já que:
- Estrelas de massas diferentes entram
na Sequência Principal em locais e
tempos diferentes (mas todas têm ~a
mesma idade e composição).
- Estrelas de massas diferentes
evoluem em escalas de tempo
diferentes.
CMD dos Pleiades
CMD de 47 Tuc
Aglomerados Estelares
A Evolução do diagrama HR de um Aglomerado
Após o colapso inicial da nuvem molecular, estrelas de alta massa
chegam primeiro à Sequência Principal, evoluindo rapidamente
Aglomerados Estelares
A Evolução do diagrama HR de um Aglomerado
A Sequência Principal vai se enchendo “de cima pra baixo”, e logo
as estrelas de massa mais alta já saem da Sequência Principal
para se tornarem Gigantes Vermelhas.
turnoff
turn-off
Aglomerados Estelares
A Evolução do diagrama HR de um Aglomerado
Enquanto estrelas de massas cada vez mais baixas esgotam seu
hidrogênio no nucleo, a Sequência Principal vai se esvaziando “de
cima pra baixo”, e o ramo de Gigantes Vermelhas se enchendo.
O ponto, naquele
as estrelas
começam a deixar
a SP é chamado
“turn-off” e se
desloca pra baixo
com o tempo.
turn-off
turn-off
Os ramos
horizontal
e assintótico
com o tempo também se enchem (não mostrado aqui)
Aglomerados Estelares
Animação
da evolução
do diagrama
HR de um
aglomerado
estelar
pelo aluno
da UFABC
Arthur Julião
num projeto
dirigido.
Aglomerados Estelares
A Evolução do diagrama HR de um Aglomerado
Agora conseguimos interpretar
o diagrama HR/cor-magnitude
de um aglomerado em formação,
...
Aglomerados Estelares
A Evolução do diagrama HR de um Aglomerado
..., de um aglomerado
recém- formado, como
os Pleiades, ...
Aglomerados Estelares
A Evolução do diagrama HR de um Aglomerado
... e de um aglomerado
mais velho, como 47 Tuc.
Aglomerados Estelares
Determinação das Propriedades de um Aglomerado
Na prática começa- se determinando o módulo de
distância:
Já que as dimensões do aglomerado são pequenas em
relação à distância até nós, podemos supor que todas
as estrelas se encontram na mesma distância.
=> o módulo de distância m – M é o mesmo para todas
as estrelas.
=> O diagrama cor-magnitude aparente é igual ao
diagrama cor-magnitude absoluta, deslocado
verticalmente pela distância m – M.
=> Construir o CMD com m e não M.
Aglomerados Estelares
Determinação das Propriedades de um Aglomerado
Comparar a Sequência
Principal do CMD do aglomerado com aquela calibrada
em magnitude absoluta.
! Estas estrelas não se
encontram mais na SP
e não são levados em
conta no ajuste
O módulo de distância
do aglomerado é o
deslocamento vertical
entre os dois diagramas.
=> Distância até o aglomerado.
Este método é chamado
paralaxe espectroscópica ou ajuste da Sequência Principal.
Ao mesmo tempo conseguimos determinar a composição química
ajustando a forma exata da Sequência Principal, já que esta varia
com a fração de elementos pesados.
Aglomerados Estelares
Determinação das Propriedades de um Aglomerado
Uma vez determinada a
distância e construido o
CMD absoluto
deslocando o CMD
aparente pelo módulo de
distância, podemos
estimar a idade
do aglomerado pela
localização do ponto
de “turn-off”.
=> Determinamos as distâncias, idades e composições
químicas de aglomerados estelares.
Aglomerados Estelares
Determinação das Propriedades de um Aglomerado
Aglomerados Estelares
nos forneceram:
- Idades de estrelas
- A idade da Via Láctea
- Idades de outras galáxias
com aglomerados
observáveis
- Um limite mínimo para a
idade do Universo.
Mesma coisa no diagrama HR teórico
Introdução à Física Estelar
FIM PRA HOJE