Evolução Estelar - Observatório Nacional

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
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