Estrelas (IV)

Regiões HII
Regiões de formação estelar
Função de massa inicial
Evolução pré-seq. principal
Equilíbrio na seq. principal
Evolução estrelas de baixa massa
Nebulosas planetárias
anã branca
Estrelas (IV)
Gastão B. Lima Neto
Vera Jatenco-Pereira
IAG/USP
www.astro.iag.usp.br/~aga210
AGA 210 – 1° semestre/2016
Formação estelar
•  As estrelas nascem em nuvens de gás e poeira.
anos
anos
anos
anos
Tempo
estágio 1
estágio 2
estágios 3/4
estágio 5
Regiões HII
•  As jovens estrelas tipo O e B emitem muita radiação
ultravioleta.
–  espectro de corpo negro, com temperatura > 10.000K.
•  Ionizam o hidrogênio que está nas proximidades.
•  Criam as chamadas regiões HII
Nomenclatura espectroscópica
hidrogênio neutro HI
hidrogênio 1 vez ionizado HII
hélio neutro HeI
hélio 1 vez ionizado HeII
hélio 2 vezes ionizado HeIII
Fe que perdeu 13 elétrons FeXIV
Regiões HII
espectro típico de
uma região HII
•  Regiões HII na galáxia M51
Formação de estrelas nas espirais
•  Nas galáxias espirais, há
compressão das nuvens
de gás nos braços.
•  Induz à formação estelar.
•  Outras formas de induzir
formação estelar:
–  Explosão de
Supernovas;
–  Colisão de galáxias.
Estrelas O e B próximas
Orion
•  Magnitude limite = 8.
•  Note uma concentração de estrelas O e B (as azuis) partindo de Orion.
–  Cinturão de Gould (identificado em 1847 por Herschel e em 1879 por B. Gould).
Estrelas O e B próximas
US
Cep OB6
Sol
_ Per
LCC
Tr 10
Lac OB1
Per OB2
Vela OB2
í
í
UCL
Ori OB1a
Ori OB1b
Ori OB1c
í
í
í
Perrot & Grenier A&A 404, 519 (2003)
•  Cinturão onde muitas estrelas se formaram entre 30 e 40 milhões de anos atrás.
•  O cinturão de Gould apresenta uma rotação e expansão.
•  O Sol se encontra atualmente a cerca de 12 pc acima do plano equatorial e a 100
pc do centro.
•  Origem controversa: “feedback” de formação estelar?
Função de massa inicial
•  Quantas estrelas de massa M são formadas.
log(função de massa inicial)
[quantidade de estrelas formadas]
100
10
1
1
10
• 
sub
estelar
baixa
massa
intermediária
log (massa)
alta
massa
100
massa
150
500
São formadas muito mais
estrelas de baixa massa.
M (M)
% número
% massa
< 0,08
37,2
4,1
0,08 – 0,5
47,8
26,6
0,5 – 1
8,9
16,1
1–8
5,7
32,4
>8
0,4
20,8
Objetos de massa sub-estelar
•  Não tem estrela com massa menor que 0,08 massas solares
–  Neste caso temos uma anã marrom que não tem densidade e temperatura
suficiente para fusão do hidrogênio há fusão de deutério.
–  Temperatura da fotosfera ~ 2500 – 500 K.
–  Abaixo de ~0,01 massas solares planeta.
Deutério = Hidrogênio com
núcleo de Próton + Nêutron
Júpiter
anã marrom
TWA 5B
Sol
Primeira anã marron
descoberta em 1994
Massa das estrelas
•  Provavelmente não há estrelas com massa maior que ~250 M.
–  A proto-estrela se fragmenta ou, ao colapsar, “explode”.
•  pressão da radiação pode impedir a formação.
•  Crowther e colaboradores detectaram uma possível estrela de 256 M em
2010.
Apenas 5 estrelas
conhecidas tem massa
acima ou igual a 150 M.
número relativo
de estrelas formadas
–  Mas isto provavelmente não acontece com as primeiras estrelas, que se
100
formam a partir de H e He
deveríamos observar
unicamente, nos primórdios
estas estrelas se elas se
do Universo.
formassem
10
1
• 
• 
• 
1
Para referência: 1 M ≈ 1000 MJúpiter
Limite p/ fusão de Hidrogênio: ~ 84 MJúpiter ~ 0,08 M.
Limite p/ fusão de Deutério:
~ 13 MJúpiter ~ 0,01 M.
10
100
150
massa estelar [unidade solar]
500
Trajetória evolutiva no diagrama HR
•  Conhecendo a Luminosidade e Temperatura de uma estrela ou
proto-estrela é possível posicioná-la no diagrama HR.
•  Durante a vida de uma estrela sua Luminosidade e Temperatura se
alteram, portanto sua a posição muda no diagrama HR.
•  A trajetória de um objeto no diagrama HR é um retrato de sua
evolução.
De proto-estrelas até estrelas
A partir daqui começam
as reações nucleares de
“queima” de hidrogênio:
a estrela “nasce”.
tempo para chegar
na linha tracejada
•  Trajetória no diagrama H-R. Note a duração desta fase.
Sequência Principal
•  As estrelas passam a maior parte da vida na Sequência
Principal.
•  Fonte de energia é a fusão nuclear do Hidrogênio:
cadeia de reação Próton-Próton I:
e+
e+
4 prótons 1 hélio + energia
(mais neutrinos e pósitrons).
www.astro.iag.usp.br/OCeuQueNosEnvolve.pdf
Sequência Principal
•  As estrelas passam a maior parte da vida na Sequência Principal.
•  Fonte de energia é a fusão nuclear.
•  A estrela se mantém em equilíbrio entre seu peso e a pressão gerada pela
energia produzida no centro.
•  Se a taxa de reações nucleares diminui, a estrela se contrai;
•  Mas ao se contrair, esquenta e aumenta a densidade no núcleo;
•  Isto faz aumentar a taxa de reações.
pressão
gravidade
Sequência Principal
•  O equilíbrio na Sequência Principal não é perfeito
–  A estrela perde energia com uma taxa dada por sua luminosidade
[luminosidade = perda de energia]
•  O Sol ainda deve esfriar,
aumentar o raio e
aumentar a luminosidade:
Temperatura na Terra
vai aumentar.
Em 1 bilhão de anos a
luminosidade do Sol será 10%
superior à luminosidade de hoje.
•  90% das estrelas observadas
estão na Seq. Principal.
•  O tempo de vida na Sequência
Principal depende da massa.
Após a Sequência Principal
•  Ao terminar o hidrogênio disponível, a estrela sai da Sequência
Principal: termina a fusão de hidrogênio em hélio no centro.
•  Durante o período de “queima” de hidrogênio no centro, a
diferença entre as estrelas está apenas no tempo que cada
uma permanece na Sequência Principal.
•  A evolução é determinada pela massa.
•  Estágios após a Seq. Principal são muito diferentes de acordo
com a massa da estrela.
Estrelas de baixa massa
•  0,08 < M < 0,4 Massa solar :
anã vermelha.
•  Convecção faz com que quase todo
o hidrogênio circule pelo centro.
•  Quase todo o H se converte em He.
Inicialmente a estrela se contrai e
esquenta.
•  Eventualmente, a estrela esfria e perde
luminosidade, mantendo o tamanho
aproximadamente constante.
•  Mas, uma estrela de 0,4 M vive
cerca de 1 trilhão de anos e
o universo tem só 14 bilhões.
Estrelas de massa não tão baixa
•  M ~ 0,4 até ~8 massa solar:
–  o Sol.
•  Convecção é restrita a
uma camada próxima
da superfície.
Estrelas de massa não tão baixa
•  M ~ 0,4 até ~8 massa solar:
–  o Sol.
•  Convecção é restrita a
uma camada próxima
da superfície.
d
•  Em (a), não há mais H no
centro para queimar:
b
–  sai da Seq. Principal.
c
•  O centro do Sol se contrai.
–  energia potencial gravitacional.
–  Temperatura no centro começa
a aumentar.
–  Esquenta parte mais externa do
centro e incha a estrela
•  O Sol se expande e a sua
luminosidade aumenta.
–  gigante vermelha.
a
Estrelas de massa não tão baixa
•  M ~ 0,4 até ~8 massa solar:
–  o Sol.
•  Entre (a) e (b) queima de H em
uma casca em volta do centro.
•  Em (b) a temperatura no centro
é tão alta que começa a fusão
do Hélio.
–  forma Carbono no núcleo.
–  flash do Hélio (apenas estrelas
até ~2 M).
•  Depois do flash, o núcleo se
resfria e a estrela se contrai até
(c) rapidamente.
d
b
c
a
Estrelas de massa não tão baixa
•  M ~ 0,4 até ~8 massa solar:
–  o Sol.
•  A partir de (c) o Sol começa a
queimar He em uma casca ao
redor do núcleo de carbono; o H
continua a ser queimado numa
casca mais externa.
envelope sem
queima
queima de
Hidrogênio
queima de
Hélio
Núcleo de Carbono
d
b
c
a
Estrelas de massa não tão baixa
•  M ~ 0,4 até ~8 massa solar:
–  o Sol.
•  A partir de (c) o Sol começa a
queimar He em uma casca ao
redor do núcleo de carbono; o H
continua a ser queimado numa
casca mais externa.
•  Temperatura diminui na
fotosfera, luminosidade
aumenta e o raio aumenta.
•  O diâmetro do Sol se tornará
maior que a órbita da Terra em
(d). O Sol é uma supergigante
nesta fase.
d
b
c
a
Estrelas de massa não tão baixa
•  M ~ 0,4 até ~8 massa solar:
–  o Sol.
•  O Sol já perdia (perde) massa
na Seq. Principal.
d
•  Na fase de gigante vermelha,
perde muito mais.
–  Instabilidades maiores.
•  O Sol termina em (d) perdendo
uma parte importante da massa
devido às instabilidades.
b
c
a
Nebulosas Planetárias
•  Na fase em que as reações no núcleo cessam, a
queima nas camadas mais externas fica instável, e a
estrela pulsa, ejetando o envelope mais externo.
•  O resultado é uma Nebulosa Planetária que se
expande iluminada pelo núcleo que, no futuro, se
converterá numa anã branca.
•  A nebulosa em expansão misturar-se-a com o meio
interestelar, enriquecendo-o em elementos mais
pesados.
•  O nome “Nebulosa Planetária” vem do século 18,
pois sua aparência em um telescópio antigo parecia
com o disco de um
planeta.
Uma Nebulosa
Planetária não tem
nenhuma relação com
planetas.
IC 418
2000 anos-luz de distância
Nebulosas Planetárias
<—
30.000 anos
f
• 
• 
• 
—>
e
Perda de massa de estrelas com até ~ 8 massas solares
(e) A estrela mantém a luminosidade e se contrai => temp. aumenta
(f) A estrela não pode mais se contrair e não tem mais fonte de produção de energia
–  termina como anã branca com núcleo de carbono.
Nebulosas Planetárias
~ 2000 conhecidas na nossa galáxia
M57
M2-9
imagens de B. Balick (HST)
• 
NGC 6751 “Aquila”
Gás rarefeito, excitado pela estrela central, que vai
se dissipando:
emissão de linhas (não é um corpo negro).
Pressão de elétrons degenerados
•  Princípio de exclusão de Wolfgang Pauli (1900–1958):
“Partículas como o elétron (férmions, isto é, de spin = ½)
não podem ter os mesmos números quânticos.”
•  A matéria quando é muito comprimida resiste inicialmente pela
pressão térmica; se for mais ainda comprimida a pressão que se opõe
ao colapso é a pressão exercida pelos elétrons que não podem todos
estarem no mesmo nível quântico.
–  Férmions neste estado são chamados “degenerados”.
•  A pressão de degenerecência depende apenas da densidade e não da
temperatura.
Matéria normal:
movimento dos
átomos/moléculas
exercem pressão.
Matéria
degenerada:
pressão
exercidas pelos
elétrons.
Anã Branca
•  Resto de estrelas com menos de
8 massas solares, composto
principalmente de carbono (e
oxigênio).
•  Não pode se contrair mais devido à
pressão de elétrons degenerados.
•  Cerca de 9000 anãs brancas são
conhecidas, a mais próxima é
Sirius B.
ρ ~ 3 toneladas/cm3
R ~ RTerra
M ~ 0,4 –1,0 MSol
(maioria por volta de 0,6 MSol)
T ~ 8.000 – 18.000 K
L ~ 0,01 – 0,001 LSol
Anã branca
Sirius B
sol
Vesc(Terra) = 0.00004c
•  Objeto quente e compacto.
•  Apaga aos poucos (dezenas de bilhões de anos).
•  Termina possivelmente como anã preta.
Vida e morte do Sol
Antes do Sol entrar na fase de gigante vermelha, a biosfera da Terra
será destruída pelo aumento da luminosidade solar de ~ 10% ainda
na Sequência Principal, daqui a ~ 1 bilhão de anos.
Evolução de uma estrela como o Sol
Duração
[anos]
Temperatura
central [K]
Temperatura
superfícial [K]
Densidade
central [kg/m3]
Raio
[solar]
10 bilhões
15 milhões
6000
105
1
Sequência Principal (a)
100 milhões
50 milhões
4000
107
3
Subgigante (b)
100 mil
100 milhões
4000
108
100
Flash do hélio (b)
50 milhões
200 milhões
5000
107
10
Ramo horizontal (c)
10 mil
250 milhões
4000
108
500
Supergigante vermelha
100 mil
300 milhões
100.000
1010
0,01
Núcleo de carbono (d)
–––
3000
10–17
1000
Nebulosa planetária (e)
100 milhões
50.000
1010
0,01
Anã branca (f)
10+ bilhões
Estágio evolutivo
Hoje o Sol tem aproximadamente 4,57 bilhões de anos.
• 
e
Sequência Principal
c
–  ~ 10 bilhões;
• 
Resto da vida (exceto fase de anã branca):
a
–  ~ 0,15 bilhões;
• 
Anã branca
–  ~ algumas dezenas de bilhões.
f
d
b
Duração
[anos]
Temperatura
central [K]
Temperatura
superfícial [K]
Densidade
central [kg/m3]
Raio
[solar]
10 bilhões
15 milhões
6000
105
1
Sequência Principal (a)
100 milhões
50 milhões
4000
107
3
Subgigante (b)
100 mil
100 milhões
4000
108
100
Flash do hélio (b)
50 milhões
200 milhões
5000
107
10
Ramo horizontal (c)
10 mil
250 milhões
4000
108
500
Supergigante vermelha
100 mil
300 milhões
100.000
1010
0,01
Núcleo de carbono (d)
–––
3000
10–17
1000
Nebulosa planetária (e)
100 milhões
50.000
1010
0,01
Anã branca (f)
10+ bilhões
Estágio evolutivo
http://rainman.astro.illinois.edu/ddr/stellar/beginner.html