Ventos_aula1

Curso de Ventos Estelares
Marcelo Borges Fernandes
Programa
0– Revisão Histórica
1- Equações do Vento Estelar
2- Observações do Vento Estelar
3- Ventos Isotérmicos
4- Ventos não isotérmicos
5- Ventos Coronais
6- Ventos por Ondas Acústicas
7- Ventos dirigidos por Poeira
8- Ventos dirigidos por Linhas
9- Interação dos Ventos com o Meio Interestelar
10- Efeitos da Rotação e Perda de Massa
11- Evolução de Estrelas de Baixa Massa com Perda de Massa
12- Evolução de Estrelas de Alta Massa com Perda de Massa
Ref: Introduction to Stellar Winds (Lamers & Cassinelli)
Hidrodinâmica e Ventos Estelares (Walter Maciel) + artigos
Cronograma
23 datas disponíveis:
13/09 – tópico 0
28/10 – feriado
13/12 - tópico 12
16/09 – tópico 1
01/11 – tópico 7
16/12 – prova 2
20/09 – tópico 1 / 2
04/11 – prova 1
23/09 – tópico 2
08/11 – disc. P1 / tópico 8
27/09 – XXI CCE
11/11 – tópico 8
30/09 – tópico 3
15/11 – feriado
04/10 – tópico 3
18/11 – tópico 8
07/10 – tópico 4
22/11 – tópico 8
20/12 – disc. P2
11/10 – tópico 5 (al.1)
25/11 – tópico 9
e entrega das
14/10 – tópico 6 (al.2)
29/11 – al. 1 – ingles
18/10 – II AstrobiON
02/12 – tópico 10
21/10 – II AstrobiON
06/12 – al. 2 - inglês
25/10 – tópico 7
09/12 – tópico 11
notas
Forma de Avaliação
1) Seminários: 2 seminários (2 tópicos, sendo um em inglês)
N1 = média da nota dos seminários (peso 2)
2) Listas de exercícios (duas com 8 exercícios)
N2 = média das notas das listas (peso 1)
3) Prova 1 = N3 (peso 1)
4) Prova 2 = N4 (peso 1)
Prova = parte conceitual (sem consulta) + resolução de equações
fora da lista (com consulta)
Nota final: (2N1 + N2 + N3 + N4) / 5
entre 8.5 e 10 = A
entre 7 e 8.5 = B
entre 6 e 7 = C
Aula 1 – Revisão Histórica
As estrelas não emitem apenas radiação, mas também partículas
Definição de vento estelar:
Fluxo contínuo de matéria ejetado por uma estrela: As camadas
mais externas de muitas estrelas estão em um estado de rápida
expansão contínua
Influenciam profundamente a evolução estelar
Estrelas de alta massa (8 ≤ M (M) ≤ 120):
Perdem mais da metade da MZAMS antes
de virarem supernova
Estrelas de baixa massa (0.08 ≤ M (M) ≤ 3):
Fases
pós-sequência
principal,
especialmente a fase de AGB, são
regidas pela perda de massa
Estrelas de massa intermediária (3 ≤ M (M) ≤ 8):
Mecanismos para produção dos ventos diferem de acordo
com a massa e luminosidade da estrela
Diferentes tópicos deste curso
Além disso: os ventos estelares fream a rotação estelar, com
a perda de momento angular pelas estrelas, e são uma
importante fonte de massa e energia no meio interestelar
Introdução Histórica
Os termos “vento solar“ e “vento estelar” foram sugeridos por
Eugene Parker em artigos de 1958 e 1960, mas a origem das
idéias básicas são bem mais antigas.
i) Primeira fase: 1572 - 1910
Tycho Brahe:observação de uma Nova (na realidade uma SN)
Nascimento da astronomia estelar como
sendo o estudo de objetos que não são
corpos celestes perfeitos, que têm
variabilidades, não são eternos…
i) Primeira fase: 1572 - 1910
Esta fase vai da detecção de B Cas e P-Cygni (1600) até os estudos
fotográficos no início do século XX
1600 - P Cyg de repente apareceu alcançando magnitude 3,
depois enfraquecendo e desaparecendo à olho nu.
Descoberta do efeito Doppler em linhas espectrais de estrelas
1882):
não eraaainda
dos brilhante,
ventos!
1655(Campbell,
- P-Cyg
voltou
se prova
tornar
chegando até
magnitude 5 e onde se manteve constante.
1700 - P-Cyg começou a ter um vagaroso e gradual aumento.
Somente com o advento da fotografia de envoltórias que se
expandiam com o tempo e cujo centro era um objeto estelar
Esta fase marca a percepção do fenômeno das Novas,
indicando que as estrelas ejetam massa, que pode ser
notada espectroscopicamente (perfis P-cygni)
ii) Segunda fase: 1913 - 1947
Esta fase marca o desenvolvimento de base teórica para a
compreensão da estrutura das camadas externas e do vento solar e
de outras estrelas: de Mitchell (cromosfera solar) até Sobolev
(transferência de radiação através de linhas espectrais em
atmosferas se expandindo).
Trabalhos de Chandrasehkar
Essa fase garante uma boa visão do fluxo de massa de estrelas
quentes e uma compreensão da atmosfera solar externa
iii) Terceira fase: 1947 - 1967
Esta fase marca o desenvolvimento da teoria de vento solar e de um
maior conhecimento sobre os «outflows», além da confirmação da
perda de massa em estrelas gigantes frias: de Underhill (atmosferas
de estrelas O estão se expandindo) até Weber & Davis
(desenvolvimento das equações básicas da teoria de rotator
magnético, explicando a baixa rotação do Sol).
iv) Quarta fase: 1967 - 1982
Rápido desenvolvimento do tópico de Ventos Estelares graças ao
advento dos foguetes e satélites.
iv) Quarta fase: 1967 – 1982 (na realidade até os dias de hoje)
- Copernicus: UV
- IUE (International UV Explorer)
- IRAS (IR Astronomy Satellite)
- EUVE (Extreme UV Explorer)
- HST
- ISO (IR Space Observatory)
- Spitzer (IR)
- Chandra: UV
- XMM: UV
- Rosat: UV
Ventos estelares em todas as bandas espectrais!!!!
v) Quinta fase: 1982 – até os dias de hoje
Esta fase marca o desenvolvimento da teoria considerando:
- fenômeno dependente do tempo
- instabilidades
- rotação e pulsação levando a ventos não esféricos e variáveis
- ventos em outras galáxias (Wof-Rayet galaxies)
vi) Sexta fase: futuro
Muitos aspectos ainda são incertos:
- variabilidade dos ventos e os processos que levam a elas
- papel dos campos magnéticos
- melhor compreensão da rotação e das pulsações
- expansão para o estudo de um número maior de estrelas extragalácticas, diferentes Z (grandes telescópios)