Estrelas Jovens e Meio Interestelar CTIO, Cerro Tololo, Chile

Apresentação em tema: "Estrelas Jovens e Meio Interestelar CTIO, Cerro Tololo, Chile"— Transcrição da apresentação:

1 Estrelas Jovens e Meio Interestelar CTIO, Cerro Tololo, Chile

2 AGLOMERADOS E A EVOLUÇÃO ESTELAR

3 Aglomerados Abertos objetos jovens, com algumas centenas de estrelas
Plêiades

4 Aglomerados Globulares
Objetos velhos, com milhares de estrelas

5 Trilhas Evolutivas nascendo morrendo

6 Idades dos Objetos  aglomerados estelares

7 Cluster HR Diagrams Good tests of stellar evolution theory.

8 Todas as estrelas nasceram na mesma época e estão à mesma distância
You can get the cluster age from the most massive MS star left.

9 Obrigado! Cerro Pachon, Chile

10 Via Láctea, vista do Laboratório Nacional de Astrofísica (LNA, Brasil)
Cortesia UNIVAP

11 Visão Externa de Outras Galáxias
M31 está a pc da Via Láctea ... Se o Sol fosse uma bola de futebol M31 estaria a cerca de 2 milhões de vezes a distância Terra-Lua NGC891

12 Via Láctea pc de diâmetro Se o Sol fosse uma bola de futebol a Galáxia 200 bilhões de estrelas teria um diâmetro equivalente a Sol a 2/3 do Centro Galáctico vezes a distância Terra-Lua

13 Constelações do Órion, Cão Maior, Cão Menor e Lebre

14 O ambiente para a formação estelar
Constelação de Órion M42, a Nebulosa de Órion

15 Órion Óptico Infravermelho

16 Nuvens Moleculares Berçários de formação estelar
Óptico Infravermelho

17 Glóbulos de Bok úteros estelares

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

19 Formação Estelar Visão pictórica

20 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.

21 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.

22 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.

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

24 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

25 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

26 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.

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

28 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)

29 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 ‘’

30 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)

31 Acresção Magnetosférica

32 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

33 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

34 Dados observacionais que corroboram a teoria da formação estelar

35 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 ).

36 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

37 (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

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

39 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

40 Distribuição da matéria circunstelar
Disco e/ou envelope circunstelares

41 Estrelas Jovens Projetos de Pesquisa

42 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

43 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

44 Trilhas Evolutivas no Diagrama HR
Sequência Principal

45 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

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

47 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

48 Componentes circunstelares da PDS 076

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

50 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

51 Componentes circunstelares da PDS080

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

53 Acresção Magnetosférica

54 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

55 A Descoberta de Planetas Fora do Sistema Solar

56 Planetas extrasolares

57 Planetas extrasolares: técnica da velocidade radial

58 Resultados da busca de planetas extrasolares

59 O Satélite COROT e o Transito de Planetas
Convecção, Rotação e Trânsito de planetas Parceria franco-brasileira Primeiro satélite que fará busca de planetas extra-solares do tipo terrestre (ver reportagem na Scientific American – Brasil)

60 Transito de Discos, binárias eclipsantes,...
Discos circunstelares podem gerar efeito semelhantes ao transito de planetas

61 A UFMG EM DESTAQUE PULSAÇÕES EM ESTRELAS JOVENS

62 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

63 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

64 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

65 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

66 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

67 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

68 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

69 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

70 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

71 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

72 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

73 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.

74 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).

75 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)

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

78 Estrelas Jovens e Meio Interestelar
Gemini 8m 1.5m OPD/LNA Zeiss 0.6m IAG 0.6m

79 Aglomerados Estelares Laboratório de Astrofísica
Estrelas Jovens Wagner Corradi Laboratório de Astrofísica Depto. de Física/UFMG

80 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

81 Associação HAEBEs com nuvens moleculares

82 Associação de Estrelas OB Scorpio-Centaurus (Sco-Cen)

83 O Meio Interestelar Local

84 Formação Sequencial na Sco-Cen

85 Onde está a Zona de Interação entre a Bolha Local e a Bolha Loop I ?

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88 Diagramas de Excesso de Cor por Distância

89 8000 estrelas com distâncias até 500 pc

90 0 < d(pc) < 60 -0m.050 < E(b-y) < 0m.017 0m.017 < E(b-y) < 0m.034 0m.034 < E(b-y) < 0m.050 Até pc do Sol as estrelas apresentam excesso de cor muito baixo indicando que essa região é desprovida de material interestelar.

91 EXCESSO DE COR BAIXO EXCESSO DE COR MÉDIO 60 < d (pc) < 90 90 < d (pc) < 120 120 < d (pc) < 150 150 < d (pc) < 180 180 < d (pc) < 210 EXCESSO DE COR ALTO

92 P < 0.1% P > 0.1% 0 < d (pc) < 60

93 Polarimetria Distribuição espacial dos grãos Propriedades físicas
Número de componentes ao longo da linha de visada

94 Velocidade Radial e Coluna de Densidade
Espectro de Absorção do gás sódio interestelar neutro Existem pelo menos três componentes

95 Gás na interface (sódio neutro)

96 PROJETO DE PESQUISA

97 Componentes circunstelares – Ha, Hb, HeI, OI e SiII

98 Procura de Estrelas Ae/Be de Herbig em Aglomerados Jovens

99 Nebulosas de Emissão Radiação muito intensa das estrelas jovens faz o material interestelar brilhar