Aglomerados de Estrelas e a Formação da Via Láctea

João F. C. Santos Jr.

DF – ICEx - UFMG

Roteiro O que são aglomerados de estrelas? Propriedades astrofísicas (idade,

composição química,...) O diagrama H-R e a evolução estelar

Determinando a idade de aglomerados Decifrando a formação da Via Láctea

Propriedades astrofísicas:

idadeidade 0 < t (109 anos) < 14

composição químicacomposição química

X - fração de massa de Hidrogênio

Y - Hélio

Z - ‘metais’

Sol ( ) : idade = 5x109 anos

X=0.75, Y=0.23, Z=0.02

O que são aglomerados de estrelas?estrelas formadas ao mesmo

tempo numa pequena região do espaço

estrelas de mesma idadeidade e composição químicacomposição química a uma

mesma distânciadistância

Aglomerados abertos e globulares da nossa Galáxia

Estrutura da Nossa Galáxia

50.000 anos-luz

30.000 anos-luz

núcleo

sol

bojo

Braços espirais: Regiões

de formação

estelar

Via Láctea

30.000 anos-luz

50.000 anos-luz

N ú c l e o B o j o

Aglomerados globulares

Sol

D i s c oAglomerados

abertos

Halo

Aglomerados Globulares Abertos

Número na Galáxia 150 1632

Localização Halo e bojoDisco e braços espirais

Diâmetro (anos-luz) 50 - 300 <30

Massa (M ) 104 - 106 102 - 103

Idade (109 anos) >10 <2

A Grande Nuvem de Magalhães

http://www.fisica.ufmg.br/~jsantos/GNM/apostila.html

Via Láctea Lund Observatory (Suécia) desenho de 1950

~4100 aglomerados

(só 15 velhos)

Para chegar lá …... deve-se comparar observações com teoria:

O diagrama H-R e a teoria da evolução estelar

Importância dos aglomerados na elaboração de um modelo para a formação da Galáxia

mais fácil determinar a idade para aglomerados de estrelas do que para estrelas isoladas constituem sistemas cujas características se modificam de acordo com a evolução estelar e a interação dinâmica com o potencial gravitacional da Galáxia boa parte das estrelas que observamos hoje isoladas deve ter se formado em aglomerados, que se dissiparam no meio ambiente Galáctico devido a esta interação gravitacional A observação de um grande número de aglomerados substitui a necessidade de se acompanhar um deles desde o seu nascimento até a dispersão de suas estrelas

A determinação das propriedades astrofísicas (idade e composição química) de aglomerados ajuda a

compreender como a nossa Galáxia se formou

Primeira aproximação para o espectro estelar

Fotometria: medida da luz de uma estrela em faixas

definidas de

filtros coloridos (UBVRIJHK)

Índice de cor (B-V) 1/T

Lei de Wien:

pico emissão 1 / T

Lei de Stefan:

F = T 4 [E/ t A] logo: L = 4

R2 T 4 [E/ t]

Corpo-negro estrela distribuição de energia depende só da

temperatura

K H J U

O Diagrama Hertzsprung-Russell (H-R)

Gráficos equivalentes:

Diagrama H-R L x T (teórico)Diagrama cor-magnitude magnitude x índice de cor (observado) ex: V x (B-V)

V -log(L) indica brilho

(B-V) 1/T

indica temperatu

ra superficial

Diagrama HR do aglomerado aberto Hyades

T = 0.6 x 10 9 anos

Z = 0.03(B-V)

MV MS

Comparando diagramas cor-magnitude: aglomerado velho x aglomerado jovem

Seqüências:

•MS = seqüência principal

•TO = ponto de saída da MS

•RGB = ramo das gigantes vermelhas

•HB = ramo horizontal

•WD = anãs brancas

Diagrama HR de aglomerado globular típico

T = 14 x 10 9 anos

Z = 0.0003

MS

RGB

WD

HB

TO

MV

(V-I)TO

Qual o tempo de permanência das estrelas na SP ?

Depende da MASSA, pois quanto maior ela é mais quente é a estrela no seu centro e

maior a LUMINOSIDADE emitida

Quanto maior a massa, menor o tempo de vida na SP

tSP = (M² /M²) x1010 anos

Nesta fase a estrela transforma em seu núcleo (10% da massa total) o H em He através de reações de fusão

Cadeia próton-próton (PP) para as condições do centro do Sol

O diagrama H-R e a evolução estelar

Outras fases: fusão He C Si Fe

Evolução Estelar: mudanças em LL e TT alterações da composição química, , causadas por reações de fusão Isócronas: linhas de tempo no diagrama H-R

Comparando aglomerados de diferentes idades

idade

A idade de NGC2682

t=5.2x109 anos

Diagrama H-R e idade

6

4

2

0

-2

-4 NGC6067 log(t)=7.97

MV

NGC2477 log(t)=8.95

0 1 2

6

4

2

0

-2

-4

idadeM42 log(t)=7.11

MV

(B-V)o

0 1 2

NGC2682 log(t)=9.72

(B-V)o

Z=0.03 Z=0.02

Z=0.02

Distribuição de aglomerados na Galáxia

-100,00

-50,00

0,00

50,00

100,00

0,00 100,00 200,00 300,00

l (o)

b (

o)

Globulares

(log t > 10) b(o)

l(o)

log t < 8.0 8.0 < log t < 9.0 log t > 9.0

log t ?

Abertos

l

b

90o latitude galáctica (b)

180o longitude galáctica (l)

sentido de rotação da Galáxia

Coordenadas galácticas (l, b)

CG

Definem o halo com concentração no bojo

Mais metálicos mais próximos do centro

Definem o disco

Mais velhos mais distantes do centro

Relação idade x metalicidade

globulares

abertos

idad

e (

G a

no

s)

Z0.0002 0.002 0.02

0

20

40

60

80

100

120

140

160

< 7.0 7.0-7.5 7.5-8.0 8.0-8.5 8.5-9.0 9.0-9.5 > 9.5

Número de aglomerados

abertos

log (t)

decréscimo da formação estelar

Distribuição das idades dos aglomerados abertos

0

5

10

15

20

25

30

35

-2.5

: -2

.25

-2.2

5 : -

2.0

-2.0

: -1

.75

-1.7

5 : -

1.5

-1.5

: -1

.25

-1.2

5 : -

1.0

-1.0

: -0

.75

-0.7

5 : -

0.5

-0.5

: -0

.25

-0.2

5 : 0

.0

Número de aglomerados

globulares

log(Z/Z)

-2,5

-2

-1,5

-1

-0,5

0

0 100 200 300 400

RCG (k anos-luz)

log(Z/Z)

Distribuição das metalicidades (Z) dos aglomerados globulares

Durante a contração da Galáxia, as estrelas mais massivas evoluem mais rápido e, explodindo como supernovas, enriquecem o meio

com metais

bojo halo

formação de aglomerados com baixo Z ocorre por toda a

protogaláxia

a formação de aglomerados com Z maior ocorre no bojo da

Galáxia, onde o gás foi

enriquecido por supernovas

- Os aglomerados globulares se formaram junto com a própria Galáxia quando o conteúdo de gás era maior que o atual

órbitas excêntricas definindo uma região esférica, o halo galáctico

velhos

baixo conteúdo de metais (Z /2 - Z /100)

- os aglomerados abertos se formaram posteriormente, quando a maior parte do gás e poeira se concentrou no disco

têm órbitas quase circulares

jovens

conteúdo de metais próximo do solar

Embora o modelo, chamado monolítico, explique em linhas gerais a formação da Galáxia, ele não explica detalhes como a presença de aglomerados no bojo com Z tão alta como o observado

A formação da Galáxia e a localização dos aglomerados de

estrelas

Conclusão : um modelo para a formação da Galáxia