PULSAÇÕES EM ESTRELAS HERBIG Ae/Be

PULSAÇÕES EM ESTRELAS HERBIG Ae/Be
UNIVERSIDADE FEDERAL DE MINAS GERAIS Novembro de 2003

SINOPSE DA APRESENTAÇÃO
1. Estrelas pulsantes “Clássicas” 2. Recapitulação da Física de Estrelas Pulsantes 3. Estrelas PMS Pulsantes 4. Proposta de tema de pesquisa

ESTRELAS PULSANTES “CLÁSSICAS”
Estrelas cujas atmosferas sofrem contrações e expansões periódicas, sofrendo neste processo alterações no brilho devido à alterações na área e na temperatura da superfície. Evidências recentes sugerem que todas as estrelas pulsam (se medirmos as mesmas com suficiente precisão), mas a presença de populações concentradas de estrelas pulsantes em regiões do diagrama HR indica que as pulsações são mais importantes em estágios particulares da evolução estelar. Além de ser um fenômeno fascinante em si próprio, as pulsações estelares são utilizadas para restringir teorias de evolução estelar e para estudar os mecanismos físicos dos interiores estelares.

Imagem de uma Cefeida na região mais externa da galáxia espiral M100, no aglomerado de Virgem. (Fonte: HST)

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

A mais importante descoberta para a teoria das pulsações estelares, contudo, foi a observação das variações periódicas da luz emitida pela supergigante amarela  Cephei, em 1784.  Cephei tem um período de pulsação de 5 dias, 8 horas e 37 minutos, no qual o brilho varia por ~ 1 magnitude.  Cephei é o protótipo de uma classe de estrelas pulsante denominada de Cefeidas Clássicas, que apresentam uma estrita correlação entre período de pulsação e luminosidade.

A figura abaixo apresenta a magnitude absoluta em função do período para as Cefeidas Clássicas na Via Láctea e em outras galáxias do grupo local:

A bem-definida relação período-luminosidade para as Cefeidas Clássicas traduz-se na relação onde P é dado em dias. Esta relação, combinada com a expressão para o módulo da distância nos permite obter a distância à Cefeida.

Além das variáveis MIRA e das Cefeidas Clássicas, diversas outras classes de estrelas pulsantes foram identificadas:

As estrelas pulsantes das classes Cefeidas, RR Lyrae e  Scuti definem uma região do diagrama H-R definida como “faixa de instabilidade” (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.

PULSAÇÕES RADIAIS ADIABÁTICAS
A FÍSICA DAS ESTRELAS PULSANTES PULSAÇÕES RADIAIS ADIABÁTICAS Second overtone Fundamental First overtone

A FÍSICA DAS ESTRELAS PULSANTES PULSAÇÕES RADIAIS ADIABÁTICAS Equilíbrio Hidrostático: Integrando a equação acima com a C.C. P=0 na superfície, e usando a expressão para a velocidade adiabática do som, obtém-se

A FÍSICA DAS ESTRELAS PULSANTES PULSAÇÕES RADIAIS ADIABÁTICAS Para uma esfera de densidade constante, o período de pulsação correspondente à freqüência fundamental será ou Quanto maior a luminosidade, maior o raio, menor a densidade: a relação período-luminosidade é na realidade uma relação período-densidade.

PULSAÇÕES RADIAIS NÃO-ADIABÁTICAS
A FÍSICA DAS ESTRELAS PULSANTES PULSAÇÕES RADIAIS NÃO-ADIABÁTICAS Numa configuração ideal puramente adiabática, a estrela ficaria oscilando ad eternum. Sua temperatura seria máxima no menor raio, e mínima no ponto de maior expansão. Contudo, existe perda de energia por radiação neste processo (  T4 ). Esta perda de energia amortece as oscilações. As estrelas pulsantes (p. ex. Cefeidas) mostram claramente que existe um processo físico não-adiabático que sustenta o mecanismo das pulsações. Este processo provoca temperatura e brilho máximos durante a expansão e mínimos durante a contração, próximo ao raio de equilíbrio.

A FÍSICA DAS ESTRELAS PULSANTES PULSAÇÕES RADIAIS NÃO-ADIABÁTICAS Variações de P,T de  Cephei Variações de P,T no regime adiabático

A FÍSICA DAS ESTRELAS PULSANTES PULSAÇÕES RADIAIS NÃO-ADIABÁTICAS O principal meio de excitação das pulsações é conhecido como  mechanism, descoberto inicialmente por Zhevakin (1959) e depois totalmente elucidado por Baker & Kippenhahn (1962). Normalmente, a opacidade  é inversamente proporcional à temperatura:   T-7/2 . Assim, na contração de uma estrela, a temperatura aumenta,  diminui, e mais energia escapa da região sob compressão. A opacidade  , assim, tem um efeito amortecedor. Em algumas fases da evolução estelar pós-seqüência principal (faixa de instabilidade), ocorre porém que  aumenta com a temperatura em certas camadas da estrela. Nestas regiões,  passa a ter um efeito excitador das oscilações. (Maiores detalhes no livro da Böhm-Vitense)

A FÍSICA DAS ESTRELAS PULSANTES PULSAÇÕES RADIAIS NÃO-ADIABÁTICAS Nestas estrelas, uma região superficial com Teff > 6000 K é propícia à ionização H H+ e He  He+, e outra, mais profunda (T > K), é propícia à segunda ionização do Hélio (He+  He++). Ocorre então o seguinte: A estrela se contrai T aumenta H, He ionizam-se  aumenta A estrela se expande T diminui aumenta ainda mais A expansão é reforçada T diminui ainda mais H, He recombinam-se diminui abruptamente A energia flui da estrela

PULSAÇÕES NÃO-RADIAIS
A FÍSICA DAS ESTRELAS PULSANTES PULSAÇÕES NÃO-RADIAIS Oscilações puramente radiais são uma idealização. Em geral, as perturbações no interior estelar, como p. ex. as decorrentes de movimentos turbulentos (convecção), não são esfericamente simétricas e necessitam ser modeladas em 3-D. As soluções para o problema de oscilações não-radiais são descritas em termos de harmônicos esféricos, os quais fornecem a localização dos nodos das ondas acústicas estacionárias.

A FÍSICA DAS ESTRELAS PULSANTES 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

A FÍSICA DAS ESTRELAS PULSANTES 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

A FÍSICA DAS ESTRELAS PULSANTES 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

A FÍSICA DAS ESTRELAS PULSANTES PULSAÇÕES NÃO-RADIAIS A parte radial da expressão para as oscilações não-radiais, (r), define as auto-funções que podem ocorrer na direção radial, as quais são caracterizadas pela quantidade n. Assim, um modo pulsacional não-radial é totalmente descrito pelos números l, m, n. Modo de oscilação do Sol correspondendo a l = 20, m = 16, n = 14, com base em medições do satélite SOHO

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). Estas descobertas reacenderam a pesquisa teórica sobre pulsações estelares. Dois grupos de pesquisadores italianos liderados por F. Palla (Osservatorio Astronomico di Arcetri, Firenze) e Marcella Marconi (Osservatorio Astronomico di Capodimonte, Napoli) combinaram modelos teóricos de estrelas PMS e de pulsações não-lineares para investigar qual seria a “faixa de instabilidade” para estrelas PMS de massa intermediária.

O trabalho destes pesquisadores (Marconi & Palla 1998, ApJ 507:L141) não só determinou a faixa de instabilidades para as estrelas HAeBe como também confirmou a presença de HR 5999 nesta faixa, e ainda sugeriu outros possíveis candidatos para posterior investigação.  Estrelas UX Orionis  Estrelas Herbig Ae/Be

Observações posteriores identificaram mais 7 estrelas Herbig Ae/Be pulsantes, elevando o total para 9: HD e V351 Ori (Marconi et al. 2000), previamente sugeridas como candidatas à pulsação; BL 50 e HP 57 em NGC 6823 (Pigulski et al. 2000); HD (Kurtz & Müller 2001); H 254 em IC 348 (Ripepi et al. 2002); V346 Ori (Pinheiro et al. 2003).

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)

Método de determinação da faixa de instabilidade, por Marconi & Palla (1998): Computam modelos lineares não-adiabáticos que reproduzem o período observado de HR 5999 nos 3 primeiros modos. Traçam as linhas de período constante no diagrama HR. As linhas interceptam trilhas evolutivas. Desta intersecção são obtidos valores de Teff, L. Os valores de L, Teff são usados como parâmetros para os modelos não-lineares de análise de estabilidade, os quais então geram a localização da faixa de instabilidade.

A detecção de pulsação em algumas estrelas tidas como HAeBe colocou em dúvida o estado evolucionário das mesmas (PMS ou Post-MS). Exemplos: V351 Ori, V346 Ori. A questão é que a faixa de instabilidade cobre as trilhas evolutivas tanto na fase PMS quanto na Post-MS ! No caso particular de V351 Ori, a ausência de uma reflection nebula e de associação com uma região escura tem levado alguns autores a propor que ela seja Post-MS.

PROJETO DE PESQUISA Observação de uma amostra de estrelas HAeBe do catálogo PDS, com o objetivo de detectar variações periódicas de luminosidade nas mesmas. ENIGMA: PDS 061 Donati et al. (1997): mV = 6.7, SpT = A4 Vieira et al. (2003): mV = 6.4, SpT = A0

RESULTADOS ESPERADOS NO CASO DE DETECÇÃO POSITIVA
PROJETO DE PESQUISA RESULTADOS ESPERADOS NO CASO DE DETECÇÃO POSITIVA Contribuição para a base de dados de estrelas PMS pulsantes Obtenção de parâmetros observacionais como constraints para os modelos teóricos de pulsações Estimativas de massa, luminosidade e distância, com base na posição das estrelas no diagrama H-R Identificação segura da estrela como um objeto PMS e não Post-MS

UX Orionis: Estrelas caracterizadas por grandes variações fotométricas e polarimétricas, atribuídas à extinção variável pela poeira interestelar. HAeBe: tipos entre A7 and F7 (HD 35929, V351 Ori, HD , LkHa 233, TY CrA, RCr A, TCr A, e HD ) VOLTAR

PULSAÇÕES EM ESTRELAS HERBIG Ae/Be

Apresentações semelhantes

Apresentação em tema: "PULSAÇÕES EM ESTRELAS HERBIG Ae/Be"— Transcrição da apresentação:

Apresentações semelhantes

Sobre projeto

Feedback

Login

Autorizar-se através da rede social:

PULSAÇÕES EM ESTRELAS HERBIG Ae/Be

Apresentações semelhantes

Apresentação em tema: "PULSAÇÕES EM ESTRELAS HERBIG Ae/Be"— Transcrição da apresentação:

Apresentações semelhantes

Sobre projeto

Feedback