Estrelas 3 2018 - astro.iag.usp.braga210/pdf_2018a/Estrelas_3_2018.pdf · escapam da nuvem...

Estrelas (III)

Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira

IAG/USP

AGA 210 – 1° semestre/2018

www.astro.iag.usp.br/~aga210/

Nuvens moleculares Colapso gravitacional Formação estelar Berçário estelar Estrelas jovens Função de massa inicial

A Via Láctea, nossa galáxia

•  Imagem (não é uma foto) da nossa galáxia baseada na observação de 1,3 bilhões de estrelas pelo Gaia/ESA (04/2018).

•  As estrelas se formam e evoluem dentro da Galáxia.

http://sci.esa.int/gaia/60169-gaia-s-sky-in-colour/

Formação estelar •  Estrelas se formam no meio interestelar (entre as estrelas)

dentro das galáxias.

•  Estrelas “herdam” o material que está distribuído no meio.

•  Em algumas galáxias (como a nossa) a formação estelar se dá continuamente.

•  Em outras, a formação de dá em um ou mais surtos de curta duração.

•  O “berçário” de formação estelar são as nuvens moleculares, nas chamadas regiões de formação estelar.

•  Em uma galáxia podem existir várias regiões de formação de estrelas.

Nuvens moleculares gigantes •  Regiões relativamente densas e frias na Galáxia:

–  massa ~ 1.000.000 × massa Solar –  densidade ~ 100–300 partículas/cm3 –  temperatura ~ 20 K –  dimensão ~ 50 pc

•  Existem milhares conhecidas na Via Láctea.

•  Há centenas de moléculas diferentes no meio interestelar:

–  H2 e CO são as mais comuns. –  Amônia, Metanol, Etanol... –  PAHs (Hidrocarbonos

Aromáticos Policíclicos): benzeno, naftalina, fluoreno, etc...

Obs: Galáxia com G maiúsculo se refere à Via Láctea.

Nuvem molecular na região das constelações de Touro e Órion

Imagem: Scott Rosen (www.astronomersdoitinthedark.com)

3 gr

aus

Glóbulos de Bok •  Nuvens escuras estudadas por Bart Bok

nos anos 1940.

•  Regiões frias e densas: –  Temperatura ~ 10 K; –  densidade ~ 10.000 partículas/cm3; –  massa ~ 1000 massas solares; –  dimensão ~ 1 pc.

1906 – 1983

“Caroços” associados às

nuvens moleculares

No visível, geralmente observada na frente de nebulosas brilhantes ou

campos estelares densos (por causa do contraste).

Glóbulos de Bok

•  Regiões mais densas, com muita poeira. •  A poeira bloqueia a luz visível, mas podemos ver através no infravermelho.

–  O comprimento de onda no infravermelho (distante) é maior do que o tamanho típico dos grãos de poeira.

B V I

J H Ks

4,9 arcmin

2 pc

Colapso gravitacional •  Se uma nuvem está em equilíbrio, nada acontece...

•  O equilíbrio se dá entre a força gravitacional e a pressão do gás.

•  Para um gás perfeito:

Pressão = n kT –  n = densidade de partículas –  T = temperatura –  k = constante de Boltzman = 1,38×10–23 Joule/Kelvin

•  Quando não há equilíbrio: Colapso Gravitacional

Colapso gravitacional

•  Critério de equilíbrio (descoberto no séc. XIX e estudado por Sir James Jeans no início do séc XX).

•  Teorema do virial para sistemas em equilíbrio: 2 × energia cinética + energia potencial = 0

•  energia cinética => pressão do gás => densidade e temperatura.

•  energia potencial => massa do gás

=> força gravitacional.

Sir James Jeans (1877 – 1946)

Colapso gravitacional •  Critério de equilíbrio (descoberto no séc. XIX e estudado por

Sir James Jeans no início do séc XX).

•  Condição para haver colapso: 2 × energia cinética < energia potencial

•  Não há energia cinética suficiente para contrabalançar o peso do gás.

•  O gás “cai” para o centro ==> Colapso.

colapso de uma esfera homogênea

sem rotação

Colapso gravitacional

•  Condição para haver colapso: 2 × energia cinética < energia potencial

•  Pode ser escrito em função da massa ou do raio.

•  Se a massa > massa limite então há colapso. “massa de Jeans”

•  Exemplos: –  se T = 50 K e dens. = 500/cm3, então MJ ~ 1500 M . –  se T = 150 K e dens. = 108/cm3, então MJ ~ 17 M .

Formação estelar

•  A formação estelar se inicia com a fragmentação de uma nuvem molecular gigante.

•  Colapso das regiões mais densas e frias.

passagem do tempo

Etapas da formação estelar

•  Baseado em Greene, site do telescópio Spitzer

A nuvem mãe deve ter regiões densas, por exemplo, com temperatura T = 10 K e densidade ρ = 109 partículas/m3 (1000 partículas/cm3). Esta nuvem contém milhares de vezes a massa do Sol, em forma de gás atômico e molecular (a fração de poeira é pequena, porém importante).


Júpiter

M16 (águia)

M17 (ferradura)

M8 (Lagoon)

Via Láctea

Hale-Bopp

•  imagem de W. Keel

Regiões de formação estelar


Imagem: T.A. Rector & B.A. Wolpa

Região de formação estelar

M16 (águia)

Etapas da formação estelar Região de formação estelar “Pilares da Criação” na nebulosa M16 (Águia) a 2 mil parsecs da Terra.

A imagem colorida é construída a partir de 3 imagens (bandas) separadas: • Azul: oxigênio • Verde: hidrogênio e nitrogênio • Laranja: enxôfre

NASA, ESA, STScI, and J. Hester & P. Scowen (Arizona State University),

Hubble Heritage Team Total de exposição: 53h


Imagem do Telescópio Espacial Hubble

Região de formação estelar

M16 (Nebulosa da Águia) “Pilares da Criação”

tamanho do Sistema Solar

Zoom da Via Láctea até os Pilares da Criação

http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2015/01/video/b/



O colapso inicial ocorre quando o nuvem fica instável devido a algum agente externo ou devido a uma queda de temperatura. Nestes casos, a pressão interna não é mais suficiente para impedir a contração.

Formação da proto-estrela

•  No centro do caroço da nuvem molecular o gás vai se comprimindo e aquecendo.

•  Mas a energia é emitida; no infravermelho distante os fótons escapam da nuvem (comprimento de onda maior que o tamanho dos grãos de poeira).

•  Detectamos assim uma proto-estrela; sua luz no visível não escapa da nuvem molecular.

•  A energia de uma proto-estrela vem do colapso gravitacional (energia potencial). –  Matéria cai na proto-estrela e produz muita radiação. –  Em uma estrela já formada a energia vem de reações nucleares.


•  Parte da energia potencial é transformada em radiação eletromagnética.

•  A poeira impede que vejamos a parte central da nebulosa.

•  No infravermelho, podemos ver o início da formação da proto-estrela.

•  Parte da radiação visível pode escapar se houver uma cavidade.

•  No infravermelho distante, a resolução não é tão boa e não vemos os detalhes finos.

visível infravermelho

telescópio espacial Spitzer foto do Palomar (DSS)


•  Comparação de duas imagens com 8 anos de intervalo

•  Variabilidade observada: processo dinâmico muito ativo, movimento do gás e poeira dentro da nuvem molecular.

Imagem: Gemini GMOS Imagem: Subaru SuprimeCam

3 arcmin ~ 0,35pc ~ 72 mil U.A. (mais escuro=mais brilhante)

Formação da proto-estrela •  A nuvem tem momento angular, isto é, rotação

(mesmo se for pouco).

•  Como o momento angular se conserva, o colapso leva à formação de um disco em rotação.

•  Origem da rotação das estrelas e sistemas planetários. –  Sistemas planetários restritos a

um plano, como no Sistema Solar.

Colapso de uma esfera em

rotação


•  jato da proto-estrela: objetos Herbig-Haro •  Material ejetado a 100—1000 km/s


•  disco da proto-estrela: a proto-estrela não é observável devido à poeira.


•  Na fase de T-Tauri, a estrela fica exposta. •  A luz que observamos é a soma da estrela (visível / ultravioleta) e do disco

(do infravermelho ao ultravioleta) alta variabilidade de brilho. •  Esta fase ocorre apenas para estrelas de menos de ~2 M .

São as progenitoras das estrelas de classe espectral F, G, K, M. •  Estrelas com massa entre ~2 e 8M Ae/Be de Herbig (semelhante a

T-Tauri mais quentes).

Imagem do disco de poeira em torno de HL Tauri (ALMA/ESO) Imagem IV/óptico (Hubble/NASA/ESA)


•  Estrela na pré-sequência principal •  Proto planetas “limpam” sua órbita

no disco.

Animação: Philip Armitage, Univ. Colorado

Simulação da fomação de um proto-planeta e abertura de um anel (limpeza da

órbita).


•  Estrela na pré sequência principal •  Proto planetas “limpam” sua órbita no disco.

Imagens no infra-vermelho do HST resolvendo o disco de poeira

Formação do Sistema Solar

•  Início há 4,6 bilhões de anos.

•  Colapso e formação do disco proto-planetário.

•  A parte central (99,9% da massa) se torna o Sol.

•  Pequenos lóbulos na parte mais externa do disco, formam os planetas jovianos; grãos de poeira agem como núcleos de condensação formando planetesimais.

•  Ventos da estrela em formação expelem o gás da nebulosa primordial.

•  Nuvem de Oort é o que sobra do colapso na região externa.

distribuição de metais, água e

gases

Antigamente, este estudo chamava-se Cosmogonia. Era assim porque o universo conhecido era essencialmente o Sistema Solar.

Órbitas coplanares dos planetas

Berçário de estrelas •  Regiões de formações estelar. •  Zoom a partir de uma visão global da Via Láctea na região de formação estelar IC 2944, onde

vemos Glóbulos de Bok (nesta região chamados de Glóbulos de Thackeray).

http://www.eso.org/public/videos/eso1322b/

Berçário de estrelas •  O berçário de estrelas mais próximo está em Órion, a cerca de 450 pc, onde observamos

duas nuvens moleculares gigantes e milhares de estrelas estão se formando.

óptico + Halfa (em vermelho)

Rogelio B. Andreo, DeepSkyColors.com

Nebulosa de Órion, M42

M43

NGC 1975

Berçário de estrelas Formação de estrelas de baixa massa

Vemos a frente de choque em uma região onde um novo sistema planetário pode estar nascendo.

(região de M42) Trapézio

Formação estelar •  Resumindo, as estrelas nascem em nuvens de gás e poeira.

anos anos anos

anos

Tempo

estágio 5 estágios 3/4 estágio 2 estágio 1

Estrelas O e B próximas

•  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).

Orion

Estrelas de vida curta: estrelas que se formaram recentemente

Estrelas O e B próximas

•  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?

Perrot & Grenier A&A 404, 519 (2003)

Tr 10

Vela OB2

LCC

Ori OB1c

UCLUS

Ori OB1a

Ori OB1b

Per

Cep OB6

Per OB2

Lac OB1

Sol

Estrelas de vida curta: estrelas que se formaram recentemente

Função de massa inicial •  Quantas estrelas de massa M são formadas.

log (massa)

log(

funç

ão d

e m

assa

inic

ial)

[qua

ntid

ade

de e

stre

las

form

adas

]

sub estelar

baixa massa

interme- diária

alta massa

1 100 150 500101

10

100

massa •  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

anã marrom TWA 5B

Sol

Júpiter

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. –  Mas isto provavelmente não acontece com as primeiras estrelas, que se

formam a partir de H e He unicamente, nos primórdios do Universo.

•  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 .

1 100 150 500101

10

100

massa estelar [unidade solar]

núm

ero

rela

tivo

de e

stre

las

form

adas

deveríamos observar estas estrelas se elas se formassem

Apenas 5 estrelas conhecidas tem massa acima ou igual a 150 M .

De proto-estrelas até estrelas

•  Trajetória no diagrama H-R. Note a duração desta fase.

A partir daqui começam as reações nucleares de “queima” de hidrogênio: a estrela “nasce”.

tempo para chegar na linha tracejada

•  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.

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