O Diagrama H-R e a evolução estelar O Diagrama Hertzsprung-Russel (H-R): gráfico de L x T Aglomerados de estrelas: observando as estrelas evoluírem A teoria da evolução estelar: medindo a idade das estrelas João Francisco C. Santos Jr. Grupo de Astrofísica V.3 DF-ICEx/UFMG

Sirius Três Marias Betelgeuse

O Diagrama H-R

Fotometria: medindo a quantidade de radiação emitida numa faixa de freqüências Índice de cor (B-V)  1/T

Transmissão de filtros em vários sistemas fotométricos

estrelas da vizinhança solar O Diagrama H-R para estrelas da vizinhança solar Somente estrelas com paralaxe precisa (<20% de erro) foram consideradas MHP = MV  L V-I  T

O que mostra o diagrama H-R? As estrelas se distribuem em faixas bem definidas A maioria delas fica sobre a seqüência principal Como a vizinhança do Sol não deve ser um lugar especial na Galáxia, o diagrama H-R desta região contém uma mistura de estrelas de diferentes idades e massas

Sistemas binários e massa Estrelas binárias permitem, através da 3a lei de Kepler, uma determinação das massas das componentes  e verifica-se uma relação entre massa e luminosidade para estrelas de seqüência principal

Relação massa-luminosidade para estrelas na seqüência principal LM3

Origem da energia emitida pelas estrelas nuclear química gravitacional 4H  He Tempo de vida curto

4 núcleos de H (p)  1 núcleo de He (a) Fusão nuclear: 4 núcleos de H (p)  1 núcleo de He (a) 4mp (4,0324muma)  1ma (4,0039muma) muma= m(C)/12 = 1,66 x 10-27 kg A diferença em massa (0,7% da massa dos 4p) é convertida em energia conforme E=mc2 Nem toda a massa da estrela sofre esta reação mas apenas 10% da massa total localizada no seu centro, onde T e P são suficientes para a fusão No centro do Sol: T = 107 K, P = 4x109 atm

Portanto a energia emitida pela estrela nesta fase (seqüência principal) é: ESP=0,007 x 0,1 x M x c2 Para o Sol (M=1,99x1030 kg): ESP =1,26x1044 J Como a Luminosidade do Sol é L = 3,9x1026 J/s, seu tempo de vida na seqüência principal será tSP = ESP /L = 3,29x1017 s = 1010 anos

Qual o tempo de permanência das outras estrelas na SP ? Depende da massa, pois quanto maior M mais quente é a estrela no seu centro e maior a Luminosidade emitida L = E / t L  M³ E  M  t  M / L  1 / M²  Quanto maior a massa, menor o tempo de vida na SP Como tSP  (1/M²) =1010 anos  tSP = (M² /M²) x1010 anos Ex: Msirius = 2 M  tsirius = 2.5 x 109 anos

Ligando os fatos…. H é o elemento mais abundante no Universo As estrelas ficam 90% dos seus tempos de vida na seqüência principal A única fonte de energia possível das estrelas são as reações de fusão nuclear  Na seqüência principal as estrelas transformam H em He; Quando o H se esgota no centro, a estrela sai desta seqüência

O Diagrama H-R e a evolução estelar Diagrama H-R: L x T Evolução Estelar: mudanças em L e T  alterações da composição química, causadas por reações de fusão Na Seqüência Principal: fusão H He Outras fases: fusão He C  Si  Fe

Animações demonstrando a evolução estelar no diagrama H-R http://rainman.astro.uiuc.edu/ddr/stellar J. Simon, C. Hansen, C. F. Gammie University of Illinois at Urbana-Champaign (UIUC)

“Vendo” as estrelas evoluírem no diagrama H-R M=1M , LV =1LV  MV = 4.8 t(SP) = 9.8 G anos, t(gig.) = 3.2 G anos § M=15M , LV =104LV  MV = -5.2 t(SP) = 12 M anos, t(gig.) = 1.1 M anos § M= 0.8M , LV = 0.24LV  MV = 6.3 t(SP) = 25 G anos

“Vendo” as estrelas evoluírem no diagrama H-R Tempo de evolução relativo: estrelas massivas: 20 < M (M) < 70 § estrelas de massa intermediária: 1 < M (M) < 8 § Evolução de um aglomerado de estrelas: idade 0 < t(G anos) < 14 §

Caminhos evolutivos  Isócronas

Formação estelar e aglomerados de estrelas

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

A idade de NGC2682 t=5.2x109 anos

Diagrama H-R e idade

Magnitudes, cores  L, T  diagrama H-R Conclusões Observações  Magnitudes, cores  L, T  diagrama H-R e distâncias  Evolução estelar Teoria   idades