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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
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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/
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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.
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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
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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).
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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
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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
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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)
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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
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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 .
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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
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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).
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Etapas da formação estelar
Júpiter
M16 (águia)
M17 (ferradura)
M8 (Lagoon)
Via Láctea
Hale-Bopp
• imagem de W. Keel
Regiões de formação estelar
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Etapas da formação estelar
Imagem: T.A. Rector & B.A. Wolpa
Região de formação estelar
M16 (águia)
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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
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Etapas da formação estelar
Imagem do Telescópio Espacial Hubble
Região de formação estelar
M16 (Nebulosa da Águia) “Pilares da Criação”
tamanho do Sistema Solar
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Zoom da Via Láctea até os Pilares da Criação
http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2015/01/video/b/
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Etapas da formação estelar
• Baseado em Greene, site do telescópio Spitzer
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.
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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.
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Etapas da formação estelar
• 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)
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Etapas da formação estelar
• 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)
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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
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Etapas da formação estelar
• Baseado em Greene, site do telescópio Spitzer
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Etapas da formação estelar
• jato da proto-estrela: objetos Herbig-Haro • Material ejetado a 100—1000 km/s
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Etapas da formação estelar
• disco da proto-estrela: a proto-estrela não é observável devido à poeira.
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Etapas da formação estelar
• Baseado em Greene, site do telescópio Spitzer
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Etapas da formação estelar
• 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)
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Etapas da formação estelar
• Baseado em Greene, site do telescópio Spitzer
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Etapas da formação estelar
• 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).
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Etapas da formação estelar
• Estrela na pré sequência principal • Proto planetas “limpam” sua órbita no disco.
Imagens no infra-vermelho do HST resolvendo o disco de poeira
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Etapas da formação estelar
• Baseado em Greene, site do telescópio Spitzer
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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
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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/
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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
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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
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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
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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
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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
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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
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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
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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 .
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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.