CTIO, Cerro Tololo, Chile

Apresentação em tema: "CTIO, Cerro Tololo, Chile"— Transcrição da apresentação:

1 CTIO, Cerro Tololo, Chile

2 Formação Estelar

3 Leis de Kirchoff

4 Intensidade e Largura das
Tipos Espectrais Intensidade e Largura das linhas espectrais

5 Propriedades dos Tipos Espectrais: uma sequência em temperatura

6 Diagrama Hertzprung Russel
Tamanho Massa Red dwarfs

7 Propriedades do Diagrama HR
Estrelas em diferentes partes do Diagrama HR estão em diferentes fases de suas vidas. A Sequência Principal é determinada pelo início da fusão do Hidrogênio. Massas na Sequência Principal Tamanhos Estelares

8 Lei da Luminosidade (base física do Diagrama HR)
T1 T2

9 Tamanho/Luminosidade
Estrelas grandes (gigantes): apesar de muito brilhantes são poucas; linhas são mais “estreitas” pequenas (anãs) : dominam em número; linhas “gordas”

10 Estrelas Jovens O que determina o que vai colapsar
Estrelas Jovens O que determina o que vai colapsar? Porque não colapsou até hoje?

11 Formação Estelar Visão pictórica

12 Evolução Pré-Sequência Principal
Os movimentos aleatórios dos átomos devido à sua temperatura dentro de uma nuvem interestelar são muito pouco influenciados pela gravidade. Mesmo quando eles se aglomeram a gravidade não consegue mantê-los juntos. São necessários 1057 átomos para evitar que os átomos dispersem novamente, muito mais que os grãos de areia de todas as praias da Terra. DISPUTA entre gravidade e termodinâmica. Formação estelar começa quando autogravidade domina e faz a nuvem interestelar contrair.

13 Estágio 1 – Nuvem Interestelar
Colapso começa com ajuda de evento externo: resfriamento excessivo do gás; ventos de estrelas O e B; ondas de choque de estrelas que explodem; compressão do padrão espiral nos braços da Galáxia. Colapso  Fragmentação  aumenta opacidade  radiação não escapa  Temperatura sobe  Pressão interna aumenta  Fragmentação pára. Apesar disto a contração continua.

14 Estágio 2 e 3 – Fragmento de nuvem contraindo
Energia potencial gravitacional (ganha com a contração) é irradiada sem aumento da temperatura central pois opacidade externa ainda é baixa;  opacidade central vai se tornando suficiente para permitir um aumento significativo da temperatura central. Estágio Duração Temp.central Tsup Dens. central Diâmetro Objeto (anos) (K) (K) (particulas/m3) (km) × Nuvem interestelar × Fragmento Nuvem , Fragmento Nuvem Estágio Massa(Msol) Raio L(Lsol) Sist.Solar Sist.Solar “ (104 Rsol) Lembre-se que o diâmetro do Sol é 1.4 × 106 km e o Sistema Solar tem cerca de 1.5 × 1010 km.

15 Linhas de campo magnético são congeladas junto com a matéria durante a contração e agem como se fossem um “freio magnético”

16 Estrelas “estabilizam” quando chegam na “birthline
Estágio 4 – Evolução Protoestelar T < 107 K necessários para a fusão do H em He; Luminosidade é resultante da contração gravitacional; A protoestrela continua a encolher enquanto o material a sua volta é acrescido; A protoestrela aparece na birthline, não está em equilíbrio; Tc segura a contração, mas não consegue pará-la completamente; Estrelas “estabilizam” quando chegam na “birthline Trilhas Evolutivas

17 Esquema de Formação da Protoestrela Material que cai sobre a estrela gera onda de choque que limpa a região e cria “envoltório” de gás e poeira

18 Estágio 5 – Fase T Tauri Gás é completamente ionizado, mas os prótons ainda não tem energia térmica suficiente para disparar a fusão. Protoestrelas exibem atividade superficial violenta (resultando dos ventos estelares extremamente fortes) A protoestrela continua a encolher enquanto o material a sua volta é acrescido. Quanto menor a opacidade mais rápida é a contração. Quando L diminui a taxa de contração diminui.

19 Esquema de Formação da Protoestrela Estrela joga momento angular fora para não se romper

20 Trilhas Evolutivas Estrelas “estabilizam” quando chegam na “birthline e então brilham como T Tauri (pontos amarelos) A medida que limpam seus envelopes, tornam-se menos ativas (pontos vermelhos)

21 Formação de Estrelas de Massa Solar
Estágio Duração Temp.central Tsup Dens. central Diâmetro Objeto (anos) (K) (K) (particulas/m3) (km) × Nuvem interestelar × Fragmento Nuvem , Fragmento Nuvem ,000, Protoestrela ,000, T Tauri Estágio Massa(Msol) Raio L(Lsol) Sist.Solar Sist.Solar “ Rsol ‘’

22 Jatos Bipolares (Ambipolar Diffusion)
Massa cai do disco de acresção sobre a protoestrela Um vento gerado pela estrela escapa através dos pólos do disco com um fluxo bipolar que vai criar os objetos Herbig-Haro (WCV05)

23 Acresção Magnetosférica

24 O lugar apropriado depende de sua massa
Estágio 6 e 7 – A estrela se forma T = 107 K (começa a fundir H em He) , mas Tsup= 4000 K A estrela, no estágio 6, contrai ainda mais. Neste ajuste, Tc = 1,5 x 107 K e Tsup = 6000K No estágio 7 a estrela finalmente atinge a SP de idade zero, Atinge o equilíbrio hidrostático e a energia gerada no núcleo é exatamente o que sai na superfície da estrela. Quando estão quentes o suficiente para disparar a queima do H em He, elas chegam na SPIZ. O lugar apropriado depende de sua massa

25 Formação de Estrelas de Massa Solar
Estágio Duração Temp.central Tsup Dens. central Diâmetro Objeto (anos) (K) (K) (particulas/m3) (km) × Nuvem interestelar × Fragmento Nuvem , Fragmento Nuvem ,000, Protoestrela ,000, T Tauri × ,000, × Estrela ,000, × Estrela na SP Estágio Massa(Msol) Raio L(Lsol) Sist.Solar Sist.Solar “ Rsol ‘’ Gemini

26 Dados observacionais que corroboram a teoria da formação estelar

27 M20 Nuvem mãe (estágio 1) Fragmento contraindo (entre estágios 1 e 2),
A nebulosa de emissão que resultou da formação de uma ou mais estrelas massivas (estágios 6 or 7). A and B são fragmentos de nuvem, mornos (100 K) e densos (>109 particles/m3 ).

28 Nebulosa Órion:    Estágio 1: Nuvem molecular de Órion com 50 pc (fig. a) Estágio 3: com diâmetro do Sistema Solar (fig. b) Estágio 4: Protoestrelas e “knots” (figs. c e d) Pontas no estágio 3

29 (a)Trapézio: quatro estrelas O (vistas em oxigênio)
(b) gás e poeira escondendo estrelas mostrando que elas nascem das nuvens interestelares (c) Aglomerado de estrelas visto no infravermelho. Becklin­Neugebauer (estágio 4) é estrela B proeminente, criando sua própria região HII

30 Imagem infravermelha da região de Barnard 5 (seta)
Baseado em sua temperatura e luminosidade Barnard 5 parece ser uma protoestrela no estágio 5

31 Note o excesso de emissão no
Distribuição de Energia Espectral (SED) Note o excesso de emissão no infravermelho devido ao material do envelope e disco na fase protoestelar

32 Distribuição da matéria circunstelar
Disco e/ou envelope circunstelares

33 Estrelas Jovens Projetos de Pesquisa

34 Estrelas pré-sequência principal
T Tauri (Joy, 1945) : Tef = 3000 a 7000 K M*  1 a 2 Msol Ae/Be de Herbig (HAeBe; Herbig, 1960): Tef = 8000 a K 2  M*  10 Msol Tef  temperatura efetiva M*  massa da estrela

35 Pico dos Dias Survey (PDS)
Maior catálogo de estrelas jovens com massa entre 2 e 8 massas solares do Hemisfério Sul Uma parceria da: UFMG, USP, LNA e ON

36 Trilhas Evolutivas no Diagrama HR
Sequência Principal

37 Objetivos Procurar por componentes de absorção que indiquem a existência de eventos de acresção de matéria em uma amostra de estrelas HAeBe Tentar determinar se o material provém de corpos cometários ou de estruturas gasosas. Analisar a cinemática dos eventos para determinar se eles têm uma origem comum e propor modelos para a acresção

38 Componentes circunstelares
Profundidade de absorção circunstelar t = 1 - Fobs/Fsin caracteriza a quantidade de material circunstelar (Natta et al. 2000)

39 Componentes circunstelares
Hd Hg NaI D1 SiII O valor da velocidade da componente de absorção será usado para analisar a cinemática do evento de acresção

40 Componentes circunstelares da PDS 076

41 Evolução temporal v aumenta com o tempo t aumenta com o tempo

42 PDS076 – conclusões O mesmo evento de acresção gerou as componentes de absorção observadas nas linhas da série de Balmer e o valor de t dessas componentes indica que o material é rico em Hidrogênio não sendo portanto originado por corpos cometários A evolução temporal de t e da velocidade das componentes indica que o material está em queda livre em direção à estrela

43 Componentes circunstelares da PDS080

44 Evolução temporal v diminui com o tempo t diminui com o tempo

45 Acresção Magnetosférica

46 PDS080 – conclusões O valor da velocidade das componentes de absorção, assim como sua evolução temporal, indica uma origem comum para essas componentes O modelo de magneto-acresção pode explicar a evolução temporal da velocidade das componentes de absorção O valor de t (próximo de 1) das linhas da série de Balmer exclui a possibilidade dessas componentes terem sido originadas por corpos cometários

47 A UFMG EM DESTAQUE PULSAÇÕES EM ESTRELAS JOVENS

48 ESTRELAS PULSANTES “CLÁSSICAS”
A primeira estrela pulsante descoberta foi  Ceti, em 1596 por David Fabricius, posteriormente designada como MIRA (“maravilhosa”). As observações de Fabricius mostraram que, ao longo de um período de 11 meses, esta brilhante estrela de segunda magnitude diminuía seu brilho, desaparecia, e finalmente retornava ao seu brilho anterior. 11 meses 1986 1988 1990 1992 1994 1996 1998

49 PULSAÇÕES NÃO-RADIAIS
MODOS DE PULSAÇÃO PULSAÇÕES NÃO-RADIAIS Modos de oscilações não radiais. As regiões verdes são aquelas movendo-se radialmente para fora, e as amarelas, para dentro. As regiões escuras são os pontos nodais. (Créditos: Noyes, Robert, "The Sun",em The New Solar System, Sky Publishing Corporation, 1990, pg. 23). l = 6, m = 0 l = 3, m = 3

50 PULSAÇÕES NÃO-RADIAIS
l=1, m=0 l=1, m=1 l=2, m=1 l=2, m=2 l=3, m=0 l=3, m=1 l=3, m=2 l=3, m=3

51 PULSAÇÕES NÃO-RADIAIS
l=1, m=0 l=1, m=1 l=2, m=1 l=2, m=2 1 l=3, m=0 l=3, m=1 l=3, m=2 l=3, m=3

52 PULSAÇÕES NÃO-RADIAIS
l=1, m=0 l=1, m=1 l=2, m=1 l=2, m=2 2 l=3, m=0 l=3, m=1 l=3, m=2 l=3, m=3

53 PULSAÇÕES NÃO-RADIAIS
l=1, m=0 l=1, m=1 l=2, m=1 l=2, m=2 3 l=3, m=0 l=3, m=1 l=3, m=2 l=3, m=3

54 PULSAÇÕES NÃO-RADIAIS
l=1, m=0 l=1, m=1 l=2, m=1 l=2, m=2 4 l=3, m=0 l=3, m=1 l=3, m=2 l=3, m=3

55 PULSAÇÕES NÃO-RADIAIS
l=1, m=0 l=1, m=1 l=2, m=1 l=2, m=2 5 l=3, m=0 l=3, m=1 l=3, m=2 l=3, m=3

56 PULSAÇÕES NÃO-RADIAIS
l=1, m=0 l=1, m=1 l=2, m=1 l=2, m=2 6 l=3, m=0 l=3, m=1 l=3, m=2 l=3, m=3

57 PULSAÇÕES NÃO-RADIAIS
l=1, m=0 l=1, m=1 l=2, m=1 l=2, m=2 7 l=3, m=0 l=3, m=1 l=3, m=2 l=3, m=3

58 PULSAÇÕES NÃO-RADIAIS
l=1, m=0 l=1, m=1 l=2, m=1 l=2, m=2 8 l=3, m=0 l=3, m=1 l=3, m=2 l=3, m=3

59 Instability Strip Trata-se da região evolutiva na qual as condições para pulsações de grande amplitude são satisfeitas. Até pouco tempo atrás, a faixa de instabilidade era definida apenas para a evolução pós-seqüência principal.

60 ESTRELAS PMS PULSANTES
Em 1972, Michel Breger (ApJ 171, 539) identificou 2 estrelas PMS no aglomerado jovem NGC 2264 que apresentavam pulsações típicas de estrelas  Scuti. Ao longo da década de 1990, o interesse em estrelas PMS de massa intermediária (Herbig Ae/Be) permitiu a identificação de algumas destas estrelas com períodos de pulsação bem definidos: HR 5999 (Kurtz & Marang 1995); HD (Donati et al. 1997, Kurtz & Müller 1999).

61 Freqüência de Pulsação (d –1)
ESTRELAS PMS PULSANTES Estrela Tipo Espectral Massa (M) Freqüência de Pulsação (d –1) HR 5999 A7 4.0 4.81 HD (PDS 61) A0 33.29 / 36.61 HD 35929 F0 3.4 (FO) / 3.8 (SO) 5.10 V351 Ori 1.73 – 1.87 15.49 / / / / 6.90 / 26.77 BL 50 em NGC 6823 13.91 / 9.89 HP 97 em NGC 6823 12.72 / 15.52 HD (PDS 76) A8 21.43 H 254 2.3 (FT) / 2.6 (FO) 7.406 V346 Ori (HD ) A5 1.55 (FO + SO) 35.2 (SO) / 22.6 (FO)

62

63 Em breve em sua locadora!
PDS 078 Primeira estrela jovem pulsante descoberta pelo Grupo de Astrofísica da UFMG? Em breve em sua locadora!

64 Obrigado! Cerro Pachon, Chile