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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“



Estrutura e a Evolução Estelar - um duelo constante:

Pressão X Gravidade




Grande Vencedor




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


. Magnitude aparente (m) de uma estrela em uma dada região espectral é

m = -2.5 log f + cte


. 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



Δm = m2 – m1 = -2.5 log f2 / f1 = 1

f1 / f2 = 2.512

f2 / f1 = 10 -0.4 (m2 – m1)



Escala logarítmica – fator de escala negativo

Menores valores: estrelas mais brilhantes



Escala logarítmica – fator de escala negativo

Menores valores: estrelas mais brilhantes


. 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



m – M = -2.5 log f / F10pc

f = (D / d)2 F10pc = Lei de Pogson ou de diluição de fluxos



m – M = -2.5 log f / F10pc

m – M = 5 log d - 5



m – M = -2.5 log f / F10pc

m – M = 5 log d – 5 + A


. 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:


. 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


. Fluxo = F = quantidade total de energia irradiada por unidade de tempo e unidade de área

Corpo Negro

Bλ(T) é a Função de Planck



Corpo Negro

σ = cte de Stefan - Boltzmann



Corpo Negro

Lei de Stefan - Boltzmann

T = Teff (temperatura de um corpo negro com fluxo integrado igual ao da estrela)



Corpo Negro

Lei de Stefan - Boltzmann

L = 4 π R2 σ Teff4


. 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


. 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)



Sistema de Harvard

O B A F G K M

Oh Be A Fine Girl Kiss Me!




Sistema de Harvard

O B A F G K M

Oh Be A Fine Girl Kiss Me!


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* ≤ 0.08 M: anãs marrons


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 temperatura 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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