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Aglomerados de Estrelas e a Formação da Via Láctea
João F. C. Santos Jr.
DF – ICEx - UFMG
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
Propriedades astrofísicas:
idadeidade 0 < t (109 anos) < 14
composição químicacomposição química
X - fração de massa de Hidrogênio
Y - Hélio
Z - ‘metais’
Sol ( ) : idade = 5x109 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
estrelas de mesma idadeidade e composição químicacomposição química a uma
mesma distânciadistância
Aglomerados abertos e globulares da nossa Galáxia
Estrutura da Nossa Galáxia
50.000 anos-luz
30.000 anos-luz
núcleo
sol
bojo
Braços espirais: Regiões
de formação
estelar
Via Láctea
30.000 anos-luz
50.000 anos-luz
N ú c l e o B o j o
Aglomerados globulares
Sol
D i s c oAglomerados
abertos
Halo
Aglomerados Globulares Abertos
Número na Galáxia 150 1632
Localização Halo e bojoDisco e braços espirais
Diâmetro (anos-luz) 50 - 300 <30
Massa (M ) 104 - 106 102 - 103
Idade (109 anos) >10 <2
A Grande Nuvem de Magalhães
http://www.fisica.ufmg.br/~jsantos/GNM/apostila.html
Via Láctea Lund Observatory (Suécia) desenho de 1950
~4100 aglomerados
(só 15 velhos)
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
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
R2 T 4 [E/ t]
Corpo-negro estrela distribuição de energia depende só da
temperatura
K H J U
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 temperatu
ra superficial
Diagrama HR do aglomerado aberto Hyades
T = 0.6 x 10 9 anos
Z = 0.03(B-V)
MV 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 = 0.0003
MS
RGB
WD
HB
TO
MV
(V-I)TO
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
tSP = (M² /M²) x1010 anos
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
O diagrama H-R e a evolução estelar
Outras fases: fusão He C Si Fe
Evolução Estelar: mudanças em LL e TT alterações da composição química, , causadas por reações de fusão Isócronas: linhas de tempo no diagrama H-R
Comparando aglomerados de diferentes idades
idade
A idade de NGC2682
t=5.2x109 anos
Diagrama H-R e idade
6
4
2
0
-2
-4 NGC6067 log(t)=7.97
MV
NGC2477 log(t)=8.95
0 1 2
6
4
2
0
-2
-4
idadeM42 log(t)=7.11
MV
(B-V)o
0 1 2
NGC2682 log(t)=9.72
(B-V)o
Z=0.03 Z=0.02
Z=0.02
Distribuição de aglomerados na Galáxia
-100,00
-50,00
0,00
50,00
100,00
0,00 100,00 200,00 300,00
l (o)
b (
o)
Globulares
(log t > 10) b(o)
l(o)
log t < 8.0 8.0 < log t < 9.0 log t > 9.0
log t ?
Abertos
l
b
90o latitude galáctica (b)
180o 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
Relação idade x metalicidade
globulares
abertos
idad
e (
G a
no
s)
Z0.0002 0.002 0.02
0
20
40
60
80
100
120
140
160
< 7.0 7.0-7.5 7.5-8.0 8.0-8.5 8.5-9.0 9.0-9.5 > 9.5
Número de aglomerados
abertos
log (t)
decréscimo da formação estelar
Distribuição das idades dos aglomerados abertos
0
5
10
15
20
25
30
35
-2.5
: -2
.25
-2.2
5 : -
2.0
-2.0
: -1
.75
-1.7
5 : -
1.5
-1.5
: -1
.25
-1.2
5 : -
1.0
-1.0
: -0
.75
-0.7
5 : -
0.5
-0.5
: -0
.25
-0.2
5 : 0
.0
Número de aglomerados
globulares
log(Z/Z)
-2,5
-2
-1,5
-1
-0,5
0
0 100 200 300 400
RCG (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
bojo halo
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
- 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