Aglomerados de Estrelas e a Formação da Via Láctea

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. O que são aglomerados de estrelas? estrelas formadas ao mesmo tempo numa pequena região do espaço  estrelas de mesma idade e composição química a uma mesma distância Propriedades astrofísicas: idade 0 < t (109 anos) < 14 composição química X - fração de massa de Hidrogênio Y - Hélio Z - ‘metais’ Sol ( ) : idade = 5x109 anos X=0.75, Y=0.23, Z=0.02

4. Aglomerados abertos e globulares da nossa Galáxia

5. bojo Halo Aglomerados globulares núcleo sol N ú c l e o B o j o Sol Aglomerados abertos Braços espirais: Regiões de formação estelar D i s c o 30.000 anos-luz 50.000 anos-luz 30.000 anos-luz 50.000 anos-luz Via Láctea Estrutura da Nossa Galáxia

6. 

7. A Grande Nuvem de Magalhães Via LácteaLund Observatory (Suécia) desenho de 1950 ~4100 aglomerados (só 15 velhos) http://www.fisica.ufmg.br/~jsantos/GNM/apostila.html

8. A determinação das propriedades astrofísicas (idade e composição química) de aglomerados ajuda a compreender como a nossa Galáxia se formou 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 Para chegar lá …... deve-se comparar observações com teoria: O diagrama H-R e a teoria da evolução estelar

9. Primeira aproximação para o espectro estelar Corpo-negro  estrela  distribuição de energia depende só da temperatura • Lei de Wien:  pico emissão 1 / T • Lei de Stefan: F =T 4[E/ t A] • logo: L = 4  R2 T 4[E/ t] Fotometria: medida da luz de uma estrela em faixas definidas de  filtros coloridos (UBVRIJHK) Índice de cor (B-V)  1/T K H J U

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 de aglomerado globular típico T = 14 x 10 9 anos Z = 0.0003 HB RGB MV TO MS WD (V-I) TO MV MS Diagrama HR do aglomerado aberto Hyades T = 0.6 x 10 9 anos Z = 0.03 (B-V) 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

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 tSP = (M² /M²) x1010 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: mudanças em Le T alterações da composição química, causadas por reações de fusão Isócronas: linhas de tempo no diagrama H-R

15. 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

16. A idade de NGC2682 t=5.2x109 anos

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

18. Abertos Globulares (log t > 10) b(o) log t < 8.0  8.0 < log t < 9.0  log t > 9.0  log t ?  l(o) 90o latitude galáctica (b) Coordenadas galácticas (l, b) b 180o longitude galáctica (l)  CG Definem o halo com concentração no bojo Mais metálicos  mais próximos do centro Definem o disco Mais velhos  mais distantes do centro l sentido de rotação da Galáxia Distribuição de aglomerados na Galáxia

19. Relação idade x metalicidade globulares  idade (G anos)  abertos 0.0002 0.002 0.02 Z

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

21. log(Z/Z) Número de aglomerados globulares RCG (k anos-luz) 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 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

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