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
“Uma estrela se constitue em um plasma confinado gravitacionalmente, que emite radiação devido a reações termonucleares no seu interior“
O que é uma estrela ?
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 Universo
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:
. 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 usados.
Fotometria
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
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.
f1 / f2 = 100
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
L = 4 π R2 ∫ Fν dν = 4 π R2 F
A luminosidade que sai da estrela:
Grandezas Observáveis:
. Luminosidade = energia emitida em todas as frequências e direções por unidade de tempo = potência da estrela
L = 4 π R2 ∫ Fν dν = 4 π R2 F
A luminosidade que sai da estrela:
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 = 4πd2 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
2000 K ≲ Teff < 150.000 K
Espectroscopia:
. Espectros = intensidade em função do comprimento de onda
Parâmetros Físicos (Teff, g, extinção interes-telar, distância)
Composição Química
ESPECTROS FEROS
CD-42o11721 (Borges Fernandes et al. 2007)
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)
Sistema de Harvard
O B A F G K M
Edward Charles Pickering’s Harem(1846-1919)
Annie Cannon(1863-1941)
Antonia Maury (1888-1933)
Sistema de Harvard
O B A F G K M
Oh Be A Fine Girl Kiss Me!
Edward Charles Pickering’s Harem(1846-1919)
Annie Cannon(1863-1941)
Antonia Maury (1888-1933)
Sistema de Harvard
O B A F G K M
Oh Be A Fine Girl Kiss Me!
Edward Charles Pickering’s Harem(1846-1919)
Sub-divisões de 0 a 9
O 60.000 K
B 30.000 K
A 9.500 K
F 7.200 K
G 6.000 K
K 5.250 K
M 3.850 KFria
Quente
Problema: Existência de estrelas de mesmo tipo espectral mas com luminosidades diferentes
Diferentes Raios
Sistema M-K (Morgan, Keenan & Kellerman (1943))
Ia supergigantes luminosas
lab supergigantes moderadamente Luminosas
Ib supergigantes menos luminosas
II gigantes brilhantes
III gigantes normais
IV subgigantes
V anãs (“Sequência Principal- SP”)
VI sub-anãs
VII anãs brancas
Classe de Luminosidade
Sol = G2V
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
(1873-1967)
Henry Norris Russell
(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
Não é homogêneo: vastas nuvens de gás e poeira
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
BERÇÁRIOS ESTELARES
Proto-estrelas
A Nebulosa de Órion (emissão): uma região HII
Cabeça do Cavalo: nebulosa escura superposta a uma Região HII
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
A instabilidade se propaga havendo a formação de mais objetos colapsados
Estrelas de alta massa: formadas por colapso ou pela junção de objetos colapsados menores
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
Catelan (2007)
. Núcleo em equilíbrio hidrostático se forma
. T ~ 10K
. 1.5 x 105 anos
Colapso da Nuvem
Catelan (2007)
. Acresção continua
. A fotosfera da proto-estrela se torna visível (Birthline)
. L diminui com T ~ cte
(Trilha de Hayashi)
. A proto-estrela vai se aquecendo aumentando o brilho e se contraindo até o núcleo atingir a tempe- ratura para iniciar a quei-ma do H (ZAMS)
. 5 x 107 anos
. Estrelas T Tauri
Pré-Sequência Principal
Catelan (2007)
. T e L aumentam lentamente (estrela se move vagarosamente)
. Cadeia pp
. Perda de massa desprezí-vel
. No caso do Sol:
Idade = 4.57 x 109 anos
Na ZAMS: 87% R
97% T
68% L
τms = 1 x 1010 (Ms / M)-2 anos
Sequência Principal
Catelan (2007)
. Exaustão do H no centro da estrela – fim da SP
. Evolução começa a ser mais dramática
Ponto de Turn-off
Catelan (2007)
. H passa a queimar em uma camada acima do núcleo inerte de He, que é isotérmico e cresce com o He depositado
. O núcleo não pode crescer indefinidamente: massa de Schönberg-Chandrasehkar
(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)
. Falha de Hertzsprung para estrelas de mais alta massa
Fase de Subgigante
109 anos
Catelan (2007)
. Através de movimentos convectivos, material começa a ser trazido da camada de queima de H
(1O dredge-up)
. 108 anos
. Flash do He
Ramo das Gigantes
Vermelhas
Catelan (2007)
. Fase de queima de He no núcleo e do H em uma camada
. L ~ cte
. 108 anos
. Dependendo da perda de massa durante a fase de RGB: HB com T diferentes (faixa de instabilidade RR Lyrae)
Ramo Horizontal
Catelan (2007)
. 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
Ramo Assintótico das
Gigantes
Catelan (2007)
. 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
Ramo Assintótico das
Gigantes
Ex: MZAMS = 3 M
Mfim AGB = 0.64 M
Catelan (2007)
. Continua a queima em camadas
. 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
Pós-AGB
Catelan (2007)
. Continua a queima em camadas
. 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
Pós-AGB
Da interação entre esse vento e o da fase AGB será formada
uma:
Nebulosa Planetária
AB com núcleo de C
Anãs Brancas
Limite de Chandrasehkar = 1.4 M
Teff = 100.000 K
Anã Negra
resfriamento
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)
Van Gogh“Starry Night”
Próxima Aula:
Evolução de estrelas de alta massa
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