Aglomerados de Estrelas e a Formação da Via Láctea

Apresentação em tema: "Aglomerados de Estrelas e a Formação da Via Láctea"— Transcrição da apresentação:

1 Aglomerados de Estrelas e a Formação da Via Láctea
João F. C. Santos Jr. DF – ICEx - UFMG

2 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

3 O que são aglomerados de estrelas?
estrelas formadas ao mesmo tempo numa pequena região do espaço  estrelas de mesma idade e composição química a uma mesma distância Propriedades astrofísicas: idade 0 < t (109 anos) < 14 composição química X - fração de massa de Hidrogênio Y - Hélio Z - ‘metais’ Sol ( ) : idade = 5x109 anos X=0.75, Y=0.23, Z=0.02

4 Aglomerados abertos e globulares da nossa Galáxia

5 Estrutura da Nossa Galáxia
anos-luz anos-luz núcleo sol bojo Braços espirais: Regiões de formação estelar anos-luz anos-luz N ú c l e o B o j o Aglomerados globulares Sol D i s c o Aglomerados abertos Halo Via Láctea

6 Aglomerados Globulares Abertos Número na Galáxia 150 1632 Localização
Halo e bojo Disco e braços espirais Diâmetro (anos-luz) <30 Massa (M ) Idade (109 anos) >10 <2 

7 Via Láctea Lund Observatory (Suécia)
A Grande Nuvem de Magalhães Via Láctea Lund Observatory (Suécia) desenho de 1950 ~4100 aglomerados (só 15 velhos)

8 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 Para chegar lá …... deve-se comparar observações com teoria: O diagrama H-R e a teoria da evolução estelar

9 Primeira aproximação para o espectro estelar
Corpo-negro  estrela  distribuição de energia depende só da temperatura Lei de Wien:  pico emissão  1 / T Lei de Stefan: F = T [E/ t A] logo: L = 4  R2 T 4 [E/ t] Fotometria: medida da luz de uma estrela em faixas definidas de   filtros coloridos (UBVRIJHK) Índice de cor (B-V)  1/T K H J U

10  indica temperatura superficial
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 temperatura superficial

11 Comparando diagramas cor-magnitude: aglomerado velho x aglomerado jovem
Diagrama HR de aglomerado globular típico T = 14 x 10 9 anos Z = MS RGB WD HB TO MV (V-I) Seqüências: MS = seqüência principal TO = ponto de saída da MS RGB = ramo das gigantes vermelhas HB = ramo horizontal WD = anãs brancas Diagrama HR do aglomerado aberto Hyades T = 0.6 x 10 9 anos Z = 0.03 (B-V) MV MS

12 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 = (M² /M²) x1010 anos

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

14 O diagrama H-R e a evolução estelar
Outras fases: fusão He C  Si  Fe Evolução Estelar: mudanças em L e T  alterações da composição química, causadas por reações de fusão Isócronas: linhas de tempo no diagrama H-R

15 Comparando aglomerados de diferentes idades
NGC6067 d=5500 a-l NGC2477 d=5800 a-l idade NGC2682 d=2700 a-l M42 d=1400 a-l

16 A idade de NGC2682 t=5.2x109 anos

17 Diagrama H-R e idade Z=0.03 Z=0.02 Z=0.02

18 Distribuição de aglomerados na Galáxia
b(o) l(o) log t <  8.0 < log t <  log t >  log t ?  Abertos Globulares (log t > 10) Definem o halo com concentração no bojo Mais metálicos  mais próximos do centro Definem o disco Mais velhos  mais distantes do centro l b 90o latitude galáctica (b) 180o longitude galáctica (l) sentido de rotação da Galáxia Coordenadas galácticas (l, b)  CG

19 Relação idade x metalicidade
globulares  idade (G anos)  abertos Z

20 Distribuição das idades dos aglomerados abertos
decréscimo da formação estelar Número de aglomerados abertos log (t)

21 Distribuição das metalicidades (Z) dos aglomerados globulares
RCG (k anos-luz) log(Z/Z) 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 Número de aglomerados globulares log(Z/Z) a formação de aglomerados com Z maior ocorre no bojo da Galáxia, onde o gás foi enriquecido por supernovas

22 Conclusão : um modelo para a formação da Galáxia
A formação da Galáxia e a localização dos aglomerados de estrelas - 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