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

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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 Propriedades astrofísicas: idade idade 0 < t (10 9 anos) < 14 composição química X - fração de massa de Hidrogênio Y - Hélio Z - metais Sol ( ) : idade = 5x10 9 anos X=0.75, Y=0.23, Z=0.02 O que são aglomerados de estrelas? estrelas formadas ao mesmo tempo numa pequena região do espaço idade composição química distância estrelas de mesma idade e composição química a uma mesma distância

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 Via Láctea anos-luz anos-luz N ú c l e oB o j o Aglomerados globulares Sol D i s c o Aglomerados abertos Halo

6 AglomeradosGlobularesAbertos Número na Galáxia LocalizaçãoHalo e bojo Disco e braços espirais Diâmetro (anos-luz) <30 Massa (M ) Idade (10 9 anos)>10<2

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

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

9 Primeira aproximação para o espectro estelar Fotometria: medida da luz de uma estrela em faixas definidas de filtros coloridos (UBVRIJHK) Índice de cor (B-V) 1/T Lei de Wien: pico emissão 1 / T Lei de Stefan: F = T 4 [E/ t A] logo: L = 4 R 2 T 4 [E/ t] Corpo-negro estrela distribuição de energia depende só da temperatura K H JU

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

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 t SP = (M ² /M²) x10 10 anos

13 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: LT 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 idade

16 A idade de NGC2682 t=5.2x10 9 anos

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

18 Distribuição de aglomerados na Galáxia Globulares (log t > 10) b( o ) l( o ) log t < < log t < 9.0 log t > 9.0 log t ? Abertos l b 90 o latitude galáctica (b) 180 o longitude galáctica (l) sentido de rotação da Galáxia Coordenadas galácticas (l, b) CG Definem o halo com concentração no bojo Mais metálicos mais próximos do centro Definem o disco Mais velhos mais distantes do centro

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

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

21 Número de aglomerados globulares log(Z/Z ) R CG (k anos-luz) log(Z/Z ) Distribuição das metalicidades (Z) dos aglomerados globulares Durante a contração da Galáxia, as estrelas mais massivas evoluem mais rápido e, explodindo como supernovas, enriquecem o meio com metais bojohalo formação de aglomerados com baixo Z ocorre por toda a protogaláxia a formação de aglomerados com Z maior ocorre no bojo da Galáxia, onde o gás foi enriquecido por supernovas

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


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