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Estrutura e Evolução Estrutura e Evolução Estelar Estelar Prof. Gabriel R. Hickel Prof. Gabriel R. Hickel Estrutura e Evolução Estelar Estrutura e Evolução Estelar Propriedades Físicas Propriedades Físicas das Estrelas das Estrelas * Magnitudes e Índices de Cor * Magnitudes e Índices de Cor * Luminosidade e Correção * Luminosidade e Correção Bolométrica Bolométrica * Temperatura Efetiva * Temperatura Efetiva * Tipos Espectrais e Classes de * Tipos Espectrais e Classes de Luminosidade Luminosidade * Massas e Raios * Massas e Raios * Gravidade e Densidade Média * Gravidade e Densidade Média * Rotação * Rotação * Composição Química * Composição Química * Populações Estelares * Populações Estelares Historicamente, as estrelas foram inicialmente classificadas conforme seu brilho e cor, iniciando com o grego Hiparcos. A partir do século XIX houve a preocupação de classificá- las conforme suas propriedades físicas. A descoberta da espectroscopia permitiu uma verdadeira revolução a partir do início do século XX. As estrelas passaram a ser classificadas também em relação a sua temperatura superficial e às assinaturas espectrais dos elementos químicos presentes em suas fotosferas. A partir delas, propriedades físicas como raio, massa, rotação e composição química puderam ser aferidas. Desta forma, nosso vasto conhecimento das estrelas advém apenas da luz observada (fotometria, espectroscopia e polarização) e dos modelos físicos que as descrevem. Estrutura e Evolução Estelar Estrutura e Evolução Estelar Magnitudes e Índices de Cor Magnitudes e Índices de Cor Como já vimos antes, escala de Magnitudes mimetiza a resposta do Como já vimos antes, escala de Magnitudes mimetiza a resposta do olho humano. olho humano. m = m = const const . . – 2,5 2,5×Log ( Log ( Fluxo Fluxo) Para Para duas duas estrelas estrelas diferentes diferentes: m 1 –m 2 = = - 2,5 2,5×Log (F Log (F 1 / F / F 2 ) O O Fluxo Fluxo, dado , dado em em Watts/m Watts/m 2 geralmente geralmente é medido medido em em filtros filtros espec especí ficos ficos. . Existem Existem três três principais principais sistemas sistemas de de filtros filtros: Johnson, : Johnson, Stebbins Stebbins e e Str Strömgren mgren Estrutura e Evolução Estelar Estrutura e Evolução Estelar Magnitudes Magnitudes e Índices de Cor e Índices de Cor Os sistemas de filtros são importantes porque permitem determinar o que chamamos de índices de cor. Conforme a tabela ao lado, vemos que cada filtro observa um pedacinho do espectro eletromagnético. Por exemplo, o filtro B do sistema de Johnson é centrado em 440 nm (variando de 390 a 490 nm), aproximadamente no azul. Individualmente, a observação em um só filtro nos fornece pouca informação. Mas quando determinamos as diferenças entre os filtros, é possível utilizar estas diferenças para classificar as estrelas. Veremos que estas diferenças estão relacionadas à temperatura superficial e ao modo como as estrelas emitem energia.

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Estrutura e Evolução Estrutura e Evolução EstelarEstelar

Prof. Gabriel R. HickelProf. Gabriel R. Hickel

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Propriedades Físicas Propriedades Físicas das Estrelasdas Estrelas

* Magnitudes e Índices de Cor* Magnitudes e Índices de Cor

* Luminosidade e Correção * Luminosidade e Correção BolométricaBolométrica

* Temperatura Efetiva* Temperatura Efetiva

* Tipos Espectrais e Classes de * Tipos Espectrais e Classes de LuminosidadeLuminosidade

* Massas e Raios* Massas e Raios

* Gravidade e Densidade Média* Gravidade e Densidade Média

* Rotação* Rotação

* Composição Química* Composição Química

* Populações Estelares* Populações Estelares

Historicamente, as estrelas foram inicialmente classificadas conforme seu brilho e cor, iniciando com o grego Hiparcos. A partir do século XIX houve a preocupação de classificá-las conforme suas propriedades físicas. Adescoberta da espectroscopia permitiu uma verdadeira revolução a partir do início do século XX. As estrelas passaram a ser classificadas também em relação a sua temperatura superficial e às assinaturas espectrais dos elementos químicos presentes em suas fotosferas. A partir delas, propriedades físicas como raio, massa, rotação e composição química puderam ser aferidas. Desta forma, nosso vasto conhecimento das estrelas advém apenas da luz observada (fotometria, espectroscopia e polarização) e dos modelos físicos que as descrevem.

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Magnitudes e Índices de CorMagnitudes e Índices de Cor

Como já vimos antes, escala de Magnitudes mimetiza a resposta doComo já vimos antes, escala de Magnitudes mimetiza a resposta doolho humano.olho humano.

m = m = constconst. . –– 2,52,5××Log (Log (FluxoFluxo))

Para Para duasduas estrelasestrelas diferentesdiferentes::

mm11 –– mm22 = = --2,52,5××Log (FLog (F11 / F/ F22))

O O FluxoFluxo, dado , dado emem Watts/mWatts/m22 geralmentegeralmente éé medidomedido emem filtrosfiltrosespecespecííficosficos. . ExistemExistem trêstrês principaisprincipais sistemassistemas de de filtrosfiltros: Johnson, : Johnson, StebbinsStebbins e e StrStröömgrenmgren

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Magnitudes Magnitudes

e Índices de Core Índices de CorOs sistemas de filtros são importantes porque permitem determinar o que chamamos de índices de cor. Conforme a tabela ao lado, vemos que cada filtro observa um pedacinho do espectro eletromagnético. Por exemplo, o filtro B do sistema de Johnson é centrado em 440 nm(variando de 390 a 490 nm), aproximadamente no azul. Individualmente, a observação em um só filtro nos fornece pouca informação. Mas quando determinamos as diferenças entre os filtros, é possível utilizar estas diferenças para classificar as estrelas. Veremos que estas diferenças estão relacionadas à temperatura superficial e ao modo como as estrelas emitem energia.

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Magnitudes Magnitudes

e Índices de Core Índices de Cor

Um diagrama cor-magnitude do conhecido aglomerado das Plêiades, na constelação do Touro. No eixo Y temos a magnitude absoluta no filtro V e no eixo X a diferença entre os filtros B e V (ou simplesmente o índice de cor B-V). Note que as estrelas não estão aleatoriamente espalhadas neste diagrama. Parecem estar organizadas ao longo de uma sequência e quanto mais brilhante a estrela é (magnitude absoluta menor), mais azul ela parece (índice B-V mais negativo). Este tipo de diagrama foi peça chave para entender e classificar as estrelas.

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Magnitudes e Índices de CorMagnitudes e Índices de CorRelembrando que a Magnitude Absoluta é calculada conforme a Relembrando que a Magnitude Absoluta é calculada conforme a distância da estrela:distância da estrela:

Relação entre fluxo intrínseco e fluxo observado na distância “dRelação entre fluxo intrínseco e fluxo observado na distância “d”:”:

f(d) = f(d) = FF00 / / dd22

Se Se FF00 = fluxo a 10 pc de distância (1 pc = 3,09= fluxo a 10 pc de distância (1 pc = 3,09××10101515 m), m), entãoentão::

m = M + 5m = M + 5××Log(d) Log(d) –– 55

ondeonde M = magnitude M = magnitude absolutaabsoluta

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Luminosidade e Correção Luminosidade e Correção BolométricaBolométricaA luminosidade de uma estrela está obviamente relacionada ao seuA luminosidade de uma estrela está obviamente relacionada ao seubrilho ou magnitude absoluta. Ela é quantidade de energia emitidbrilho ou magnitude absoluta. Ela é quantidade de energia emitida por a por unidade de tempo (unidade de tempo (J/sJ/s = W). Por exemplo, quando dizemos que uma = W). Por exemplo, quando dizemos que uma lâmpada tem 60W queremos dizer que ela emite 60 J a cada segundolâmpada tem 60W queremos dizer que ela emite 60 J a cada segundo, , de energia luminosa. Para as estrelas, podemos escrever:de energia luminosa. Para as estrelas, podemos escrever:

M = M = constconst. . –– 2,52,5××Log(LLog(L) , ) , ondeonde L L éé a a luminosidadeluminosidade intrintríínsecanseca

A A LuminosidadeLuminosidade do Sol, do Sol, porpor exemploexemplo éé: L: L�������� = 3,9= 3,9××10102626 WW((obsobs: o : o ssíímbolombolo �������� querquer dizerdizer ““solarsolar”” ouou ““do Soldo Sol””).).

A A luminosidadeluminosidade dasdas estrelasestrelas podepode variarvariar ((dasdas maismais fracas fracas ààss maismaisbrilhantesbrilhantes) ) entreentre 1010--66 e 10e 1066 LL��������

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar�� Luminosidade e Correção Luminosidade e Correção BolométricaBolométrica

O fluxo total emitido por uma estrela é função de sua luminosidaO fluxo total emitido por uma estrela é função de sua luminosidade e do seu raio:de e do seu raio:

F = L / 4F = L / 4ππππππππRR22

L = luminosidade de fL = luminosidade de fóótons R = raio da estrelatons R = raio da estrela

* Corre* Correçção ão bolomboloméétricatrica::

A correA correçção ão bolomboloméétricatrica éé um fator que corrige a determinaum fator que corrige a determinaçção da magnitude absoluta, pois ão da magnitude absoluta, pois não podemos observar o espectro todo de uma estrela. Normalmentenão podemos observar o espectro todo de uma estrela. Normalmente temos acesso a uma temos acesso a uma pequena região do espectro (filtro), e pequena região do espectro (filtro), e éé com esta observacom esta observaçção limitada que determinaão limitada que determina--se a se a magnitude absoluta no filtro. Depois, corrigemagnitude absoluta no filtro. Depois, corrige--se pelo fator BC, que se pelo fator BC, que éé determinado determinado teoricamente:teoricamente:

BC = correBC = correçção ão bolomboloméétricatrica = = MMBolBol –– MMfiltrofiltro = = --2,52,5××Log(FLog(FTotalTotal / / FFfiltrofiltro))

Na Na prprááticatica, BC , BC éé determinadodeterminado teoricamenteteoricamente e a Magnitude e a Magnitude absolutaabsoluta ouou bolomboloméétricatrica éédeterminadadeterminada porpor::

MMBolBol = = MMfiltrofiltro + BC + BC

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Temperatura EfetivaTemperatura Efetiva

A temperatura superficial efetiva de uma estrela é uma das A temperatura superficial efetiva de uma estrela é uma das propriedades físicas mais importantes na classificação das estrepropriedades físicas mais importantes na classificação das estrelas, las, pois ela determina a forma do espectro emitido pela estrela. Quapois ela determina a forma do espectro emitido pela estrela. Quando ndo um gás (plasma) está aquecido, ele emite luz, da mesma forma, poum gás (plasma) está aquecido, ele emite luz, da mesma forma, por r exemplo, que um pedaço de metal incandescente. exemplo, que um pedaço de metal incandescente.

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Temperatura EfetivaTemperatura Efetiva

Associar uma temperatura a um gás ou plasma implica em analisar Associar uma temperatura a um gás ou plasma implica em analisar o o sistema sob o ponto de vista do equilíbrio termodinâmico (energisistema sob o ponto de vista do equilíbrio termodinâmico (energia por a por partícula é função somente da temperatura). Assim, a emissão de partícula é função somente da temperatura). Assim, a emissão de energia é determinada pela função de corpo negro ou função de energia é determinada pela função de corpo negro ou função de Planck:Planck:

emissão de corpo negro (Planck)emissão de corpo negro (Planck)

A função de Planck BA função de Planck Bνννννννν((TT) fornece a quantidade de energia emitida por ) fornece a quantidade de energia emitida por unidade de tempo, por unidade de área e por unidade de tempo, por unidade de área e por frequênciafrequência (ou (ou comprimento de onda). Note que ela depende APENAS DA comprimento de onda). Note que ela depende APENAS DA TEMPERATURA.TEMPERATURA.

( )1exp

122

3

−���

���

⋅=

kT

hc

hTB

νννν

νννννννν

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar�� Temperatura EfetivaTemperatura Efetiva

O Fluxo total emitido por um O Fluxo total emitido por um corpo negro pode ser calculado corpo negro pode ser calculado integrandointegrando--se a Função de se a Função de Planck para todas as Planck para todas as freqüências:freqüências:

onde onde σσσσσσσσ éé a constante de a constante de StefanStefan--BoltzmannBoltzmann

As temperaturas efetivas das As temperaturas efetivas das fotosferas das estrelas ficam fotosferas das estrelas ficam entre 2 e 50 mil K.entre 2 e 50 mil K.

0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 100

2

4

6

8

10

12

14

16

18

20

R T = σσσσ T

4

R T (

νν νν)

(x

10 -

16 W

/ (m

2 . Hz)

)

νννν (x1014) Hz

( ) ( )

4

0

efTF

dTBTBF

⋅=

⋅=⋅= �∞

σσσσ

ννννππππππππ νννννννν

A função de Planck (linha laranja) fornece a quantidade de potência luminosa por unidade de área e por frequência. Ela é nula para νννν = 0 e νννν = ∞∞∞∞, tendo um máximo bem definido, conforme a temperatura (Lei de Wien). O fluxo total é a área sob a curva (amarela). Este fluxo total é proporcional à temperatura na quarta potência.

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar�� Temperatura EfetivaTemperatura Efetiva

O Pico de emissão da Função de O Pico de emissão da Função de Planck depende da temperatura. Planck depende da temperatura. Este comportamento é conhecido Este comportamento é conhecido como Lei de como Lei de WienWien::

Assim, quanto maior a temperatura, Assim, quanto maior a temperatura, menor será o comprimento de onda menor será o comprimento de onda do picodo pico. Conhecemos isso na . Conhecemos isso na prpráática. Quando aquecemos um tica. Quando aquecemos um metal no fogo, ele passa de um metal no fogo, ele passa de um vermelho pvermelho páálido para um amarelo lido para um amarelo vvíívido, na medida em que aquece. vido, na medida em que aquece. Seu pico de emissão Seu pico de emissão éé no vermelho no vermelho quando não tão quente e se desloca quando não tão quente e se desloca para o amarelo quando estpara o amarelo quando estáá na na temperatura mtemperatura mááxima que a chama xima que a chama permite.permite.

Tmáx

3109,2

−×=λ

A Lei de Wien pode ser vista de forma gráfica. Aqui são mostradas três funções de Planck (linhas contínuas) para temperaturas de 5, 6 e 7 mil K. O pico de emissão se desloca para comprimentos de onda menores conforme a temperatura aumenta, segundo a Lei de Wien (linha tracejada). Para se ter uma idéia, o visível vai de 0,3 a 0,8 µµµµm, aproximadamente. Azul é em torno de 0,4 e vermelho em torno de 0,7 µµµµm.

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar�� Temperatura EfetivaTemperatura Efetiva

Agora podemos entender a relação entre o índice de cor e a temperatura. Quanto mais quente for uma estrela, mais energia ela emitirá. Mas não é só isso, o pico de emissão da Lei de Planck será tanto mais para o azul quanto mais quente a estrela for. Para uma estrela como o Sol (T ~ 6 mil K), a emissão no filtro B é quase similar a do filtro V. Mas já para uma estrela mais quente (T ~12 mil K), a emissão em B é bem maior que em V. No diagrama à esquerda, embaixo, vemos o comportamento de um corpo negro (linha preta), conforme os índices de cor U-B e B-V. Estrelas reais, entretanto, têm peculiaridades (linhas azul e vermelha), mas seguem a tendência geral. Embaixo, à direita,espectros reais de estrelas, da mais quente (azul escuro) à mais fria (vermelho).

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Tipos Espectrais e Classes de LuminosidadeTipos Espectrais e Classes de LuminosidadeAs estrelas começaram a ser classificadas conforme o espectro quAs estrelas começaram a ser classificadas conforme o espectro que e apresentavam, no início do séc. XX. Somente nesta época os apresentavam, no início do séc. XX. Somente nesta época os espectros puderam ser comparados aos espectros atômicos obtidos espectros puderam ser comparados aos espectros atômicos obtidos em laboratório. Para entender este processo, vejamos o que acontem laboratório. Para entender este processo, vejamos o que acontece ece de fato com a emissão de luz por um gás ou quando a luz de um code fato com a emissão de luz por um gás ou quando a luz de um corpo rpo negro atravessa um gás mais frio:negro atravessa um gás mais frio:

Quando um material de mais alta densidade está a uma determinada temperatura (as camadas mais internas da fotosfera da estrela), ela emite um espectro contínuo de corpo negro. Isso vale também para o plasma. Um plasma ou gás quente em baixas densidades, emite um espectro de linhas, correspondente às transições atômicas dos átomos que compõem o plasma. Agora, se um gás mais frio está à frente de uma fonte de espectro contínuo, então este espectro será salpicado por linhas de absorção, correspondentes às transições atômicas dos átomos que compõem o gás mais frio. É isso que ocorre nas estrelas, pois as camadas mais externas da fotosfera são mais frias.

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Tipos Espectrais e Classes de LuminosidadeTipos Espectrais e Classes de LuminosidadeCada átomo ou molécula terá seu próprio conjunto de linhas para Cada átomo ou molécula terá seu próprio conjunto de linhas para frequênciasfrequências ou comprimentos de onda específicos, de modo que ou comprimentos de onda específicos, de modo que comparando com o espectro das estrelas, somos capazes de medir acomparando com o espectro das estrelas, somos capazes de medir aabundância de elementos na fotosfera das estrelas. Ademais as abundância de elementos na fotosfera das estrelas. Ademais as formações de linhas não dependem só da temperatura, mas também formações de linhas não dependem só da temperatura, mas também da pressão, densidade e gravidade de superfície. Através do espeda pressão, densidade e gravidade de superfície. Através do espectro ctro somos capazes de efetuar a prospecção destas grandezas.somos capazes de efetuar a prospecção destas grandezas.

Espectros atômicos (à esquerda) obtidos em laboratório e espectros de estrelas, obtidos em observatórios. As estrelas mais quentes estão em cima e as mais frias embaixo.

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Tipos Espectrais e Classes de LuminosidadeTipos Espectrais e Classes de LuminosidadeTipicamente, o espectro das estrelas é salpicado de absorções deTipicamente, o espectro das estrelas é salpicado de absorções devárias transições de vários átomos. Não é simples efetuar a distvárias transições de vários átomos. Não é simples efetuar a distinção inção destas linhas. A emissão de corpo negro, modificada pelas linhasdestas linhas. A emissão de corpo negro, modificada pelas linhas de de absorção pode ser absorção pode ser linearizadalinearizada, como vemos abaixo. Profissionalmente, , como vemos abaixo. Profissionalmente, a identificação é feita por programas de computador, auxiliados a identificação é feita por programas de computador, auxiliados por por bibliotecas de linhas espectrais.bibliotecas de linhas espectrais.

Espetros estelares, das mais quentes às mais frias. Na extrema direita, o espectro do Sol, salpicado por linhas de absorção.

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Tipos Espectrais e Classes de LuminosidadeTipos Espectrais e Classes de LuminosidadeAs estrelas foram classificadas por letras, conforme o espectro As estrelas foram classificadas por letras, conforme o espectro que que apresentavam, das mais quentes às mais frias (início do séc. XX)apresentavam, das mais quentes às mais frias (início do séc. XX): A, B, : A, B, C, ..., etc. Com o tempo, verificouC, ..., etc. Com o tempo, verificou--se que alguns tipos eram repetidos e se que alguns tipos eram repetidos e que outros, antes considerados frios, eram na verdade mais quentque outros, antes considerados frios, eram na verdade mais quentes. es. Assim, com essa confusão de letras, foi feita a classificação esAssim, com essa confusão de letras, foi feita a classificação espectral pectral das letras. O erro histórico é mantido até hoje e dificilmente mdas letras. O erro histórico é mantido até hoje e dificilmente mudará, udará, pois isso implicaria em converter todos os trabalhos anteriores.pois isso implicaria em converter todos os trabalhos anteriores. Os Os tipos espectrais principais são:tipos espectrais principais são:

O B A F G K M (ordem decrescente de temperatura)O B A F G K M (ordem decrescente de temperatura)

Tipos menos utilizados (peculiares): L T W P Q S R N CTipos menos utilizados (peculiares): L T W P Q S R N C

Cada tipo espectral é subdividido em 10 passos, indicados por umCada tipo espectral é subdividido em 10 passos, indicados por umnúmero arábico (0 a 9). Ex: número arábico (0 a 9). Ex: G5G5, , M8M8, , A3A3, etc..., etc...

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar�� Tipos Espectrais Tipos Espectrais

e Classes de e Classes de

LuminosidadeLuminosidade

Conforme o tipo espectral, Conforme o tipo espectral, algumas linhas serão mais algumas linhas serão mais fortes, outras mais fracas. O fortes, outras mais fracas. O quadro ao lado fornece uma quadro ao lado fornece uma idéia do que encontramos em idéia do que encontramos em cada tipo espectral:cada tipo espectral:

L bandas de óxidos (H2O e CH4. São anãs-marrons.

T bandas de H2O, CH4, NH3 e CO. Objetos sub-estelares.

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Tipos Espectrais e Classes de LuminosidadeTipos Espectrais e Classes de LuminosidadeAlém dos tipos espectrais, as estrelas são subdivididas em classAlém dos tipos espectrais, as estrelas são subdivididas em classes de es de luminosidade (ligadas aos tipos resultantes da evolução das estrluminosidade (ligadas aos tipos resultantes da evolução das estrelas). elas). A classe de luminosidade também indica o raio da estrela. Mas A classe de luminosidade também indica o raio da estrela. Mas cuidado, ao longo da evolução de uma estrela, o raio muda. São scuidado, ao longo da evolução de uma estrela, o raio muda. São sete ete classes ao todo:classes ao todo:

II –– SupergigantesSupergigantes((aa--luminosasluminosas, , bb--subsub--luminosasluminosas))

II II –– Gigantes BrilhantesGigantes BrilhantesIII III –– Gigantes NormaisGigantes NormaisIV IV –– SubSub--GigantesGigantesV V –– Anãs ou Seqüência PrincipalAnãs ou Seqüência PrincipalVI VI –– SubSub--anãsanãsVII VII –– Anãs BrancasAnãs Brancas

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Tipos Espectrais e Classes de LuminosidadeTipos Espectrais e Classes de Luminosidade

Em 1905, Em 1905, EjnarEjnar HertzsprungHertzsprung descobre a existência das estrelas gigantes adescobre a existência das estrelas gigantes através das correlaçtravés das correlações entre ões entre

a luminosidade e a temperatura de estrelas. a luminosidade e a temperatura de estrelas. Em 1913 Em 1913 NorrisNorris Russel dRussel dáá seqseqüüência a este trabalho com ência a este trabalho com

uma base de dados mais completa. Eles propõem que a magnitude abuma base de dados mais completa. Eles propõem que a magnitude absoluta seja substitusoluta seja substituíída pela da pela

luminosidade e o luminosidade e o ííndice de cor, pela temperatura. Nasce o diagrama HR, que em homendice de cor, pela temperatura. Nasce o diagrama HR, que em homenagem aos seus nagem aos seus

descobridores, recebeu as iniciais de seus dois sobrenomes. descobridores, recebeu as iniciais de seus dois sobrenomes.

Diagrama Hertzsprung-Russellou

Diagrama H-R

luminosidade

temperatura outipo espectral

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Tipos Espectrais e Tipos Espectrais e Classes de LuminosidadeClasses de Luminosidade

Como no diagrama corComo no diagrama cor--magnitude, magnitude,

as estrelas não estão aleatoriamente as estrelas não estão aleatoriamente

distribuídas no diagrama HR. distribuídas no diagrama HR.

Existe uma Existe uma sequênciasequência bem definida, bem definida,

na diagonal do diagrama, chamada na diagonal do diagrama, chamada

SequênciaSequência Principal. Outras regiões Principal. Outras regiões

também são povoadas, como o também são povoadas, como o

ramo das gigantes e o das ramo das gigantes e o das

supergigantessupergigantes. A região das anãs . A região das anãs

brancas também é distinta.brancas também é distinta.

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Tipos Espectrais e Classes de LuminosidadeTipos Espectrais e Classes de Luminosidade

Lembrando que L = 4Lembrando que L = 4ππRR22 . . F = F = 44ππRR22 . . σσTT44, podemos estabelecer uma rela, podemos estabelecer uma relaçção entre a ão entre a luminosidade, o raio e a temperatura das estrelas no diagrama HRluminosidade, o raio e a temperatura das estrelas no diagrama HR. Fazendo o logaritmo da . Fazendo o logaritmo da expressão, obtemos retas de mesmo raio, inclinadas no diagrama Hexpressão, obtemos retas de mesmo raio, inclinadas no diagrama HR:R:

Assim, estrelas de mesma temperatura, podem ter luminosidades diferentes, se tiverem raios diferentes. Ao longo da Sequência Principal, a variação do raio é de duas ordens de grandeza, entre as mais azuis e quentes e as mais frias e vermelhas. Mas fora da Sequência Principal, as estrelas podem ter raios bem maiores ou menores. Algumas supergigantes podem chegar a ter raios 1000x maiores que o do Sol! E algumas anãs brancas, raios 100x menores que o do Sol.

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Tipos Espectrais e Classes de LuminosidadeTipos Espectrais e Classes de Luminosidade

As classes de luminosidade estão de acordo com o tamanho das estAs classes de luminosidade estão de acordo com o tamanho das estrelas, que relas, que por sua vez depende da evolução das estrelas. Podemos localizápor sua vez depende da evolução das estrelas. Podemos localizá--las no las no diagrama HR, conforme o esquema abaixo:diagrama HR, conforme o esquema abaixo:

O Sol é uma estrela O Sol é uma estrela G2VG2V, com T ~ 5700K e é considerada uma estrela anã , com T ~ 5700K e é considerada uma estrela anã ((SequênciaSequência Principal).Principal).

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Massa e RaiosMassa e Raios

A Massa de uma estrela é que define o seu tempo de vida, A Massa de uma estrela é que define o seu tempo de vida, luminosidade e evolução. Ela é o principal parâmetro físico paraluminosidade e evolução. Ela é o principal parâmetro físico para definir definir uma estrela. Utilizamos como massa padrão para medir as estrelasuma estrela. Utilizamos como massa padrão para medir as estrelas, a , a massa solar:massa solar:

1 Massa do Sol = 1 M1 Massa do Sol = 1 M�������� = 2= 2××10103030 kgkg

As As massasmassas dasdas estrelasestrelas podempodem variarvariar entreentre 0,07 e 100 0,07 e 100 MM��������. O valor . O valor inferior inferior éé determinado teoricamente, sendo o mdeterminado teoricamente, sendo o míínimo necessnimo necessáário para rio para que o objeto tenha reaque o objeto tenha reaçções de fusão termonucleares em seu nões de fusão termonucleares em seu núúcleo. O cleo. O valor mvalor mááximo ximo éé determinado de forma aproximada, pelo limite de determinado de forma aproximada, pelo limite de EddingtonEddington, quando a energia produzida pela estrela , quando a energia produzida pela estrela éé tão grande, que tão grande, que a desestabiliza (veremos adiante).a desestabiliza (veremos adiante).

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Massa e RaiosMassa e Raios

Na Na SequênciaSequência Principal existe uma relação entre a luminosidade de Principal existe uma relação entre a luminosidade de uma estrela e a sua massa (relação similar pode ser obtida para uma estrela e a sua massa (relação similar pode ser obtida para a a temperatura superficial). Isto explica porque as estrelas estão temperatura superficial). Isto explica porque as estrelas estão orientadas ao longo de uma orientadas ao longo de uma sequênciasequência no diagrama HR, é a própria no diagrama HR, é a própria física que as descreve que impõem isso. Esta relação implica quefísica que as descreve que impõem isso. Esta relação implica que, para , para a a SequênciaSequência Principal, estrelas de maior massa são maiores, mais Principal, estrelas de maior massa são maiores, mais brilhantes e mais quentes (e como veremos, também vivem menos).brilhantes e mais quentes (e como veremos, também vivem menos).

( ) ( ) 08,08,3 +⋅≈ MLogLLog

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Massa e RaiosMassa e RaiosA distribuição de massa entre as estrelas é uma lei de potência,A distribuição de massa entre as estrelas é uma lei de potência, que está ligada à física do que está ligada à física do processo de formação das estrelas. Com isto, formamprocesso de formação das estrelas. Com isto, formam--se muito mais estrelas de pequena se muito mais estrelas de pequena massa do que de grande massa. O histograma abaixo fornece uma idmassa do que de grande massa. O histograma abaixo fornece uma idéia do número de éia do número de estrelas por tipo espectral e classe de luminosidade. As estrelaestrelas por tipo espectral e classe de luminosidade. As estrelas frias e anãs, tipo M são a s frias e anãs, tipo M são a maioria na Galáxia. No diagrama da direita está a distribuição dmaioria na Galáxia. No diagrama da direita está a distribuição do logaritmo do número de o logaritmo do número de estrelas pelo logaritmo da massa. A distribuição em azul é das cestrelas pelo logaritmo da massa. A distribuição em azul é das condensações de nuvens ondensações de nuvens interestelaresinterestelares onde as estrelas nascem. Esta distribuição se transforma na disonde as estrelas nascem. Esta distribuição se transforma na distribuição das tribuição das estrelas, conforme o processo físico envolvido na formação. estrelas, conforme o processo físico envolvido na formação.

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Massa e RaiosMassa e RaiosEstrelas são esféricas e caracterizadas por um raio. Novamente, Estrelas são esféricas e caracterizadas por um raio. Novamente, o o padrão de medida é o raio solar.padrão de medida é o raio solar.

1 Raio do Sol = 1 R1 Raio do Sol = 1 R�������� = 7= 7××101088 mm

RaiosRaios dasdas estrelasestrelas ficamficam entreentre 0,01 e 10000,01 e 1000 RR��������..

Existem relaExistem relaçções especões especííficas para determinarficas para determinar--se o raio a partir da se o raio a partir da massa, vmassa, váálidas para a lidas para a SequênciaSequência Principal:Principal:

( ) ( )( ) ( ) 203,1011,064,0

3,11,0020,092,0

<<+⋅=

<<−⋅=

MMLogRLog

MMLogRLog

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Massa e RaiosMassa e RaiosFora da Fora da SequênciaSequência Principal, a estrela está em desequilíbrio e pode Principal, a estrela está em desequilíbrio e pode assumir raios muito menores ou muito maiores do que normalmente assumir raios muito menores ou muito maiores do que normalmente tem. Com isso, podemos ter estrelas muito grandes (gigantes e tem. Com isso, podemos ter estrelas muito grandes (gigantes e supergigantessupergigantes) e estrelas muito pequenas (anãs brancas), sem ) e estrelas muito pequenas (anãs brancas), sem entretanto, termos uma variação apreciável de massa entre elas. entretanto, termos uma variação apreciável de massa entre elas.

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Gravidade e Densidade MédiaGravidade e Densidade MédiaA gravidade superficial de uma estrela é um parâmetro importanteA gravidade superficial de uma estrela é um parâmetro importante na na identificação da classe espectral e de luminosidade a que ela peidentificação da classe espectral e de luminosidade a que ela pertence.rtence.

para o Sol, gpara o Sol, g�������� = 274= 274 m/sm/s22 ouou Log(Log(gg��������) = 4,44) = 4,44

Para as Para as estrelasestrelas, 0 < , 0 < Log(gLog(g) < 8.) < 8.

As densidades mAs densidades méédias estelares são pouco utilizadas. Trabalhadias estelares são pouco utilizadas. Trabalha--se mais com a se mais com a densidade local (ou densidade da camada) nos modelos que descrevdensidade local (ou densidade da camada) nos modelos que descrevem os em os interiores estelares.interiores estelares.

Densidade mDensidade méédia do Sol = 1,41 dia do Sol = 1,41 g/cmg/cm33

2R

GMg =

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�� RotaçãoRotaçãoAs estrelas giram sobre o seu eixo, tendo movimento de rotação. As estrelas giram sobre o seu eixo, tendo movimento de rotação. Como são esferas de Como são esferas de plasma, esta rotação não é rígida, de modo que suas partes e camplasma, esta rotação não é rígida, de modo que suas partes e camadas giram com adas giram com velocidades ligeiramente diferentes (rotação diferencial).velocidades ligeiramente diferentes (rotação diferencial).

Período de rotação do Sol Período de rotação do Sol ≈≈≈≈≈≈≈≈ 27 dias 27 dias

Velocidade de RotaVelocidade de Rotaçção do Sol ão do Sol ≈≈≈≈≈≈≈≈ 2 2 km/skm/s

As estrelas mais quentes giram mais rAs estrelas mais quentes giram mais ráápido. Velocidades das estrelas variam entre 0,5 e pido. Velocidades das estrelas variam entre 0,5 e 250 250 km/skm/s..

O campo magnO campo magnéético da estrela esttico da estrela estáá ligado ao plasma e tambligado ao plasma e tambéém m àà rotarotaçção. ão.

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Composição QuímicaComposição Química

A composição química média das estrelas é muito semelhante, A composição química média das estrelas é muito semelhante, variando um pouco o conteúdo de “metais” (em astrofísica, tudo ovariando um pouco o conteúdo de “metais” (em astrofísica, tudo o que que não é Hidrogênio e Hélio é considerado “metal”):não é Hidrogênio e Hélio é considerado “metal”):

71% Hidrogênio (simbolizado por X)71% Hidrogênio (simbolizado por X)

27% Hélio (simbolizado por Y)27% Hélio (simbolizado por Y)

2% os demais elementos (metais) (simbolizado por Z)2% os demais elementos (metais) (simbolizado por Z)

A composição química das estrelas é reflexo do ambiente e da époA composição química das estrelas é reflexo do ambiente e da época ca em que elas se formaram (população) e dos elementos que elas em que elas se formaram (população) e dos elementos que elas fabricam na região central (idade). fabricam na região central (idade).

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Populações EstelaresPopulações EstelaresAs estrelas constituem 90% da massa luminosa da Galáxia, mas As estrelas constituem 90% da massa luminosa da Galáxia, mas ocupam uma fração insignificante do seu volume. Conforme a geraçocupam uma fração insignificante do seu volume. Conforme a geração ão e lugar de ocupação, podemos separar as estrelas em populações:e lugar de ocupação, podemos separar as estrelas em populações:

* População I extrema: objetos muito jovens, formados recentemen* População I extrema: objetos muito jovens, formados recentemente te (menos de 1 milhão de anos), que ocupam o plano da Galáxia(menos de 1 milhão de anos), que ocupam o plano da Galáxia* População I velha: estrelas como o Sol, de seqüência principal* População I velha: estrelas como o Sol, de seqüência principal e e idade intermediária, que ocupam o disco fino da Galáxiaidade intermediária, que ocupam o disco fino da Galáxia* População II do disco: estrelas com 2/3 da idade da Galáxia, q* População II do disco: estrelas com 2/3 da idade da Galáxia, que ue ocupam o disco espessoocupam o disco espesso* População II intermediária: estrelas muito velhas e com baixa * População II intermediária: estrelas muito velhas e com baixa metalicidademetalicidade, que ocupam o disco espesso, que ocupam o disco espesso* População II do halo: os objetos mais antigos da Via* População II do halo: os objetos mais antigos da Via--LácteaLáctea

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Interiores EstelaresInteriores EstelaresUma estrela é definida como um objeto Uma estrela é definida como um objeto autoauto--gravitantegravitante, que tem massa , que tem massa suficiente para apresentar reações de fusão termonuclear no seu suficiente para apresentar reações de fusão termonuclear no seu interior. interior. Basicamente, a gravidade da grande quantidade de massa da estrelBasicamente, a gravidade da grande quantidade de massa da estrela tende a a tende a colapsar tudo na direção do centro. O contrabalanço é dado pela colapsar tudo na direção do centro. O contrabalanço é dado pela pressão do pressão do gás, alimentada pela energia advinda das reações de fusão termongás, alimentada pela energia advinda das reações de fusão termonuclear. Se a uclear. Se a estrela está em equilíbrio, então ela está na estrela está em equilíbrio, então ela está na SequênciaSequência Principal. Qualquer Principal. Qualquer desequilíbrio faz com que a estrela evolua e modifique suas propdesequilíbrio faz com que a estrela evolua e modifique suas propriedades riedades físicas (raio, distribuição de massa, temperatura, etc). físicas (raio, distribuição de massa, temperatura, etc).

As reações de fusão nuclear só ocorrem em temperaturas e pressões muito grandes. Estima-se que no núcleo do Sol a temperatura seja de 15 milhões de K e a densidade de 150 g/cm3.

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Interiores EstelaresInteriores EstelaresDe modo geral, a pressão, temperatura e densidade das estrelas cDe modo geral, a pressão, temperatura e densidade das estrelas cresce na resce na direção do centro. É no núcleo onde ocorrem as reações de fusão direção do centro. É no núcleo onde ocorrem as reações de fusão termonucleares. Depois, as estrelas podem ter camadas radiativastermonucleares. Depois, as estrelas podem ter camadas radiativas ou ou convectivasconvectivas, conforme se estabelece o transporte radial de energia. O Sol, , conforme se estabelece o transporte radial de energia. O Sol, por por exemplo, tem uma camada radiativa e outra exemplo, tem uma camada radiativa e outra convectivaconvectiva, antes da fotosfera. , antes da fotosfera.

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Interiores EstelaresInteriores EstelaresEstrelas menores (em massa) que o Sol são completamente Estrelas menores (em massa) que o Sol são completamente convectivasconvectivas. Já . Já estrelas maiores têm convecção junto ao núcleo e transporte radiestrelas maiores têm convecção junto ao núcleo e transporte radiativo para ativo para além.além.

A radiação demora muito tempo para ir do núcleo, onde foi gerada, até à superfície da estrela (fotosfera). No Sol, por exemplo, estima-se que a travessia se dê entre 10 e 170 mil anos. Mais ou menos 270 W são gerados por m3 no núcleo do Sol. Não é muito, mas o volume enorme garante a produção total de energia equivalente a 100 bilhões de megatons por segundo!

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Interiores EstelaresInteriores EstelaresAs reações de fusão termonuclear podem ser de dois tipos: o ciclAs reações de fusão termonuclear podem ser de dois tipos: o ciclo pp (mais o pp (mais comum) e o ciclo CNO (para estrelas de maior massa).comum) e o ciclo CNO (para estrelas de maior massa).

No ciclo pp, 4 núcleos de Hidrogênio (prótons) se transformam emNo ciclo pp, 4 núcleos de Hidrogênio (prótons) se transformam em um núcleo um núcleo de Hélio (2p+2n), com uma pequena transformação de massa em enerde Hélio (2p+2n), com uma pequena transformação de massa em energia gia ((E=mcE=mc22), após uma série de reações:), após uma série de reações:

Note que algumas destas reações tem uma probabilidade baixa de ocorrerem (quanto maior o tempo necessário, menor a probabilidade). O processo converte H em He e fornece cerca de 4,2×10-18 J por reação, através de dois raios gama. Dois neutrinos também são criados.

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Interiores EstelaresInteriores EstelaresAs reações de fusão termonuclear podem ser de dois tipos: o ciclAs reações de fusão termonuclear podem ser de dois tipos: o ciclo pp (mais o pp (mais comum) e o ciclo CNO (para estrelas de maior massa).comum) e o ciclo CNO (para estrelas de maior massa).

No ciclo CNO, existe a participação de átomos de Carbono, NitrogNo ciclo CNO, existe a participação de átomos de Carbono, Nitrogênio e ênio e Oxigênio como catalisadores da reação, também transformando 4H eOxigênio como catalisadores da reação, também transformando 4H em 1He:m 1He:

O processo converte H em He e fornece cerca de 95% da energia fornecida pelo ciclo pp, por reação, através de três raios gama. Dois neutrinos também são criados. Este ciclo é sensível à temperatura e quando ocorre a mantém em 15 milhões de K.

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

��Evolução das EstrelasEvolução das EstrelasA massa da estrela é o fator preponderante na evolução das mesmaA massa da estrela é o fator preponderante na evolução das mesmas. A s. A composição química entra como fator secundário. A grosso modo, ocomposição química entra como fator secundário. A grosso modo, o tempo de tempo de vida varia inversamente com a massa conforme: t ~ Mvida varia inversamente com a massa conforme: t ~ M--2,52,5

Estrelas de Grande MassaM > 8 Massa do SolVivem milhares ou milhões de anos

Estrelas de Massa Intermediária2 < M < 8 Massas do SolVivem bilhões de anos

Estrelas de Pequena MassaM < 2 Massas do SolVivem bilhões a trilhões de anos

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

��Evolução das EstrelasEvolução das Estrelas

No diagrama HR, quanto mais para o topo da sequência principal, maior a massa e menor o tempo de vida.Assim, estrelas que eventualmente se formem juntas em um aglomerado, irão gradualmente desaparecendo de cima para baixo.

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Evolução das EstrelasEvolução das EstrelasEm termos de tempo, a evolução das estrelas pode se dar em 3 escEm termos de tempo, a evolução das estrelas pode se dar em 3 escalas: Dinâmica, Térmica alas: Dinâmica, Térmica e Nuclear.e Nuclear.

A escala dinâmica ou também conhecida como tempo de queda livre,A escala dinâmica ou também conhecida como tempo de queda livre, é aplicada quando é aplicada quando não há suporte de pressão. Ela é a mais curta de todas e está renão há suporte de pressão. Ela é a mais curta de todas e está relacionada ao raio e massa lacionada ao raio e massa da estrela:da estrela:

Para o Sol, Para o Sol, ttDD ~ 1 hora.~ 1 hora.

A escala térmica está relacionada ao transporte de energia do núA escala térmica está relacionada ao transporte de energia do núcleo para a superfície. Se cleo para a superfície. Se toda as reações de fusão terminam, o tempo para toda energia esctoda as reações de fusão terminam, o tempo para toda energia escapar é dado por:apar é dado por:

Para o Sol, Para o Sol, ttTT ~ 20 milhões de anos.~ 20 milhões de anos.

A A escalaescala nuclear nuclear éé relativarelativa àà produproduççãoão de de energiaenergia porpor reareaççõesões de de fusãofusão termonucleartermonuclear. . ElaEladeterminadetermina o tempo de o tempo de vidavida total total dada estrelaestrela e e éé dada dada porpor::

Para o Sol, Para o Sol, ttNN ~ 10 ~ 10 bilhõesbilhões de de anosanos..

GM

Rt

D

3

=

LR

GMtT

⋅=

2

2

L

cMt

N

24107

⋅×= −

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

��Evolução das EstrelasEvolução das EstrelasA evolução das estrelas começa pelo seu nascimentoA evolução das estrelas começa pelo seu nascimento. . De De modomodo geralgeral, as , as estrelasestrelas se se formamformam emem nuvensnuvens de de ggáásse e poeirapoeira, , dispersasdispersas no disco no disco dada GalGalááxiaxia. O . O processoprocesso de de formaformaççãoão aindaainda nãonão éé completamentecompletamente compreendidocompreendido, , masmas se se iniciainicia a a partirpartir de de pequenaspequenas perturbaperturbaççõesões de de densidadedensidade nestasnestas nuvensnuvens. . IstoIsto levaleva aoao colapsocolapso de de umaumapequenapequena regiãoregião e e àà consequenteconsequente formaformaççãoão estelarestelar..

A A taxataxa de de formaformaççãoão de de estrelasestrelas atualatual éé de 2 Mde 2 M��������//anoano, , masmasno no ininííciocio dada formaformaççãoão dada ViaVia--LLáácteactea jjáá foifoi bembem maiormaior..

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

��Evolução das EstrelasEvolução das EstrelasDesde o início do colapso até a chegada na Desde o início do colapso até a chegada na SequênciaSequência Principal, a estrela Principal, a estrela evolui em uma escala aproximada à Térmica. Como a estrela continevolui em uma escala aproximada à Térmica. Como a estrela continuamente se uamente se contrai, esta escala via progressivamente aumentando. Assim, o tcontrai, esta escala via progressivamente aumentando. Assim, o tempo desde o empo desde o nascimento até à chegada na nascimento até à chegada na SequênciaSequência Principal irá depender da massa da Principal irá depender da massa da estrela.estrela.

A figura mostra as trajetórias evolutivas de algumas massas estelares, do nascimento à Sequência Principal. As estrelas de maior massa evoluem tão rápido que quando dissipam a nuvem em que se formaram, já estão praticamente saindo da SequênciaPrincipal. O Sol demorou cerca de 50 milhões de anos para se formar e se estabilizar na Sequência Principal.

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

��Evolução das EstrelasEvolução das EstrelasUma vez na Uma vez na SequênciaSequência Principal, as estrelas estão estáveis, ou seja, a Principal, as estrelas estão estáveis, ou seja, a gravidade é contrabalançada pela pressão do gás (e adicionalmentgravidade é contrabalançada pela pressão do gás (e adicionalmente pela e pela pressão de radiação, para estrelas de grande massa). É aí que a pressão de radiação, para estrelas de grande massa). É aí que a estrela vive a estrela vive a maior parte de sua vida, na escala de tempo nuclear. O Sol, por maior parte de sua vida, na escala de tempo nuclear. O Sol, por exemplo, viverá exemplo, viverá em torno de 10 bilhões de anos (já tem 4,5 bilhões). Isto não siem torno de 10 bilhões de anos (já tem 4,5 bilhões). Isto não significa que a gnifica que a estrela não evolui na estrela não evolui na SequênciaSequência Principal. Progressivamente, as estrelas ficam Principal. Progressivamente, as estrelas ficam mais luminosas e quentes, embora este efeito seja lento e pequenmais luminosas e quentes, embora este efeito seja lento e pequeno, se o, se comparado aos efeitos evolutivos maiores.comparado aos efeitos evolutivos maiores.

As estrelas posicionam-se no que chamamos de Sequência Principal de Idade Zero, justamente ao chegar na Sequência Principal. Há 4,5 bilhões de anos atrás, o Sol era mais fraco e menos quente. Antes de começar a se transformar em uma gigante vermelha, ele irá ficar mais luminoso e quente no próximo bilhão de anos.

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

��Evolução das EstrelasEvolução das EstrelasO restante da evolução das estrelas, pós O restante da evolução das estrelas, pós SequênciaSequência Principal, depende da Principal, depende da massa da estrela. massa da estrela.

Vamos analisar o que acontece com estrelas de pequena massa (M <Vamos analisar o que acontece com estrelas de pequena massa (M < 2 M2 M��������), ), como o nosso Sol. A evolucomo o nosso Sol. A evoluçção destas estrelas ão destas estrelas éé a seguinte:a seguinte:

Protoestrela – Sequência Principal – Subgigante – Gigante Vermelha –Nebulosa Planetária – Anã Branca – Anã Preta

Estrelas de pequena massa como o Sol demoram dezenas de milhões de anos do nascimento à SequênciaPrincipal. Vivem bilhões de anos nela e depois evoluem para gigantes vermelhas (ao longo de milhões de anos). Posteriormente viram anãs brancas e esfriando, anãs pretas.

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

�� Evolução das EstrelasEvolução das EstrelasNa medida em que a estrela converte H em He, a quantidade de H dNa medida em que a estrela converte H em He, a quantidade de H disponível para reações isponível para reações termonucleares diminui, fazendo a estrela inchar com um núcleo dtermonucleares diminui, fazendo a estrela inchar com um núcleo de He inerte. Ela entra no e He inerte. Ela entra no ramo das ramo das subgigantessubgigantes, diminuindo a temperatura. A camada de fusão de H cada vez mais, diminuindo a temperatura. A camada de fusão de H cada vez maisse aproxima da superfície e então a estrela incha ainda mais, ause aproxima da superfície e então a estrela incha ainda mais, aumentando a luminosidade.mentando a luminosidade.

Quando o núcleo de He inerte está muito grande, ele vai se comprimindo cada vez mais, fazendo a estrela diminuir muito de tamanho. Temperatura aumenta e a luminosidade diminui. Chega no ponto em que o He começa a entrar em fusão (flash de He), transformando-se em Carbono. A estrela aumenta o raio, a temperatura e luminosidade, transformando-se em uma gigante vermelha. É comum nesta fase a estrela apresentar pulsações periódicas de centenas de dias, aumentando e diminuindo o seu raio, tentando o equilíbrio.

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar�� Evolução das EstrelasEvolução das Estrelas

Chega um momento em que o He se esgota e a estrela dá uma últimaChega um momento em que o He se esgota e a estrela dá uma última pulsação derradeira, pulsação derradeira, perdendo suas camadas mais externas (ganham velocidade de escapeperdendo suas camadas mais externas (ganham velocidade de escape). É a fase chamada ). É a fase chamada de “Nebulosa Planetária”, que nada tem a ver com planetas (em made “Nebulosa Planetária”, que nada tem a ver com planetas (em mais um destes erros is um destes erros históricos da astronomia, não corrigidos). O nome vem do fato quhistóricos da astronomia, não corrigidos). O nome vem do fato que quando os primeiros e quando os primeiros astrônomos com telescópios de baixa qualidade óptica as viam, acastrônomos com telescópios de baixa qualidade óptica as viam, achavamhavam--nas parecidas nas parecidas com planetas, por serem redondinhas. Mas tratacom planetas, por serem redondinhas. Mas trata--se apenas de uma das fases derradeiras se apenas de uma das fases derradeiras de estrelas de pequena massa: as camadas mais externas ejetadas de estrelas de pequena massa: as camadas mais externas ejetadas são ionizadas pelo são ionizadas pelo núcleo exposto de He queimando.núcleo exposto de He queimando.

Alguns exemplos de nebulosas planetárias são mostrados à direita, em diversos estágios. Após centenas de milhões de anos, estas camadas ejetadas se dispersam no meio interestelar, restante apenas o pequeno núcleo de Carbono, com a camada de He queimando em volta. O que resta é uma pequena estrela, muito quente, mas pouco luminosa: uma anã branca. Estes objetos podem persistir neste estágio por dezenas de bilhões de anos.

Elas vão resfriando e apagando-se, até se tornarem sem luz, como anãs pretas. O tempo para isto ocorrer é maior que a idade do Universo atual, de modo que ainda não existem anãs pretas.

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar�� Evolução das EstrelasEvolução das Estrelas

Em algum momento no futuro...Em algum momento no futuro...

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar�� Evolução das EstrelasEvolução das Estrelas

Já estrelas de massa intermediária (2 < M(MJá estrelas de massa intermediária (2 < M(M��������) < 8) apresentam uma evolução bem ) < 8) apresentam uma evolução bem diferente:diferente:

Protoestrela – Sequência Principal – Gigante Vermelha – Supernova – Estrela de Nêutrons

Estas estrelas são capazes de efetuarem reações de fusão com o HEstas estrelas são capazes de efetuarem reações de fusão com o He, criando um núcleo e, criando um núcleo inerte de Carbono, ainda na inerte de Carbono, ainda na SequênciaSequência Principal. Portanto, não passam pela fase de Principal. Portanto, não passam pela fase de subgigantessubgigantes. As instabilidades da fase de gigante vermelha levam à um . As instabilidades da fase de gigante vermelha levam à um colpasocolpaso repentino repentino do núcleo inerte de Carbono, em escala dinâmica. A forte pressãodo núcleo inerte de Carbono, em escala dinâmica. A forte pressão e aumento de e aumento de temperatura gerados pelo colapso fazem com que todo o Carbono entemperatura gerados pelo colapso fazem com que todo o Carbono entre em fusão de uma tre em fusão de uma só vez, produzindo um surto de energia: é a só vez, produzindo um surto de energia: é a supernovasupernova! !

Este surto de energia cria uma onda de choque que se propaga radialmente, expulsando todas as camadas da estrela de uma só vez. O núcleo de Oxigênio e Carbono é violentamente comprimido, levando a matéria ao estado de degenerescência: elétrons colidem com prótons transformando-se em nêutrons e todos os estados quânticos são ocupados, sem mobilidade. O que resta do núcleo transforma-se em uma pequenina e super densa estrela de nêutrons.

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar�� Evolução das EstrelasEvolução das Estrelas

As estrelas de nêutrons emitem pouquíssima luz no visível. Como As estrelas de nêutrons emitem pouquíssima luz no visível. Como possuem um fortíssimo possuem um fortíssimo campo magnético e uma tênue camada de elétrons na superfície, elcampo magnético e uma tênue camada de elétrons na superfície, elas emitem ondas de as emitem ondas de rádio pelos pólos magnéticos. Graças a este fato, elas foram desrádio pelos pólos magnéticos. Graças a este fato, elas foram descobertas pelos cobertas pelos radiotelescópios. O eixo de rotação não é alinhado com o eixo doradiotelescópios. O eixo de rotação não é alinhado com o eixo do campo magnético. Assim, campo magnético. Assim, quando o pólo magnético aponta na nossa direção, recebemos as onquando o pólo magnético aponta na nossa direção, recebemos as ondas de rádio, da das de rádio, da mesma forma que vemos a luz de um farol.mesma forma que vemos a luz de um farol.

As estrelas de nêutrons giram muito rapidamente, dando algumas voltas por segundo. É com um pulso de rádio, com uma frequência bem definida. Por isso as estrelas de nêutrons também receberam o nome de pulsares.

Com o passar de bilhões de anos, a rotação vai diminuindo e a emissão em ondas de rádio também. Mas a estrela de nêutrons permanece neste estado para sempre.

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar�� Evolução das EstrelasEvolução das Estrelas

Por fim, vamos à evolução das estrelas de grande massa (M > 8 MPor fim, vamos à evolução das estrelas de grande massa (M > 8 M��������). Estas estrelas vivem ). Estas estrelas vivem muito pouco, mesmo na muito pouco, mesmo na SequênciaSequência Principal. Isto devePrincipal. Isto deve--se ao fato de que sua grande massa se ao fato de que sua grande massa é consumida rapidamente pelas reações de fusão, pois quase toda é consumida rapidamente pelas reações de fusão, pois quase toda a massa da estrela tem a massa da estrela tem condições de pressão e temperatura para que isto ocorra. A condições de pressão e temperatura para que isto ocorra. A sequênciasequência evolutiva delas é:evolutiva delas é:

Protoestrela – Sequência Principal – Supergigante – Supernova – Buraco Negro

Estrelas de grande massa podem fazer reações de fusão com vários elementos: H em He, He em C, C em O, O em Ne, Ne em Mg, Mg em Si, Si em Fe. O modelo mais adequado é o de “cebola”, com várias camadas de fusão de elementos. É importante ter em mente que quando mais massa tem o elemento em fusão, mais rapidamente ela ocorre e menos energia ela gera.

A fusão do Ferro para elementos ainda mais pesados é problemática: ela é endoérgica, ou seja, rouba energia do meio para ocorrer. Por isso, ela não ocorre, e as estrelas de grande massa vão criando um núcleo inerte de Ferro.

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar

Chega um momento em que estas estrelas produziram tanto Ferro, que o núcleo não tem mais como suportar a pressão das camadas superiores. Um colapso súbito ocorre, na escala de tempo dinâmica. Isso força o Fe a entrar em fusão, produzindo elementos mais pesados. Mas como já vimos, isso rouba energia do meio. Assim, além da onda de choque e da consequente supernova, o novo núcleo de elementos mais pesados é comprimido ao extremo, de forma que nem a degenerescência da matéria é capaz de suportar a pressão: o colapso gravitacional prevalece e a densidade vai além do valor crítico. A velocidade de escape excede a da luz e as leis da Física deixam de valer: uma singularidade é criada!

�� Evolução das EstrelasEvolução das EstrelasAs trajetórias evolutivas são tais que estas estrelas praticamenAs trajetórias evolutivas são tais que estas estrelas praticamente não mudam a sua te não mudam a sua luminosidade, apenas variam a temperatura. Nestas estrelas, a prluminosidade, apenas variam a temperatura. Nestas estrelas, a produção de radiação é tão odução de radiação é tão grande, que a pressão exercida por ela é significativa, inclusivgrande, que a pressão exercida por ela é significativa, inclusive moldando o tamanho e moldando o tamanho máximo que uma estrela pode alcançar. Estrelas com mais de 100 Mmáximo que uma estrela pode alcançar. Estrelas com mais de 100 M�������� não podem existir não podem existir por isso: a radiapor isso: a radiaçção produzida exerceria uma pressão muito grande sobre as camadasão produzida exerceria uma pressão muito grande sobre as camadas mais mais externas e as expulsaria, reduzindo o tamanho e massa da estrelaexternas e as expulsaria, reduzindo o tamanho e massa da estrela: : éé o limite de o limite de EddingtonEddington..

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar�� Evolução das EstrelasEvolução das Estrelas

Então, um buraco negro estelar é criado. Este cenário nem sempreEntão, um buraco negro estelar é criado. Este cenário nem sempre ocorre. Uma ocorre. Uma supernovasupernovade uma estrela de grande massa é um tanto imprevisível, pois a ode uma estrela de grande massa é um tanto imprevisível, pois a onda de choque é muito nda de choque é muito turbulenta. Dependendo das condições, uma estrela de nêutrons poturbulenta. Dependendo das condições, uma estrela de nêutrons pode ser criada ou até de ser criada ou até mesmo nada pode restar após o colapso de núcleo de Ferro, sendo mesmo nada pode restar após o colapso de núcleo de Ferro, sendo toda a matéria da toda a matéria da estrela espalhada no meio estrela espalhada no meio interestelarinterestelar. O que é importante ressaltar é que todos os . O que é importante ressaltar é que todos os elementos mais pesados do que o Hélio, presentes em nosso planetelementos mais pesados do que o Hélio, presentes em nosso planeta, foram gerados por a, foram gerados por estrelas de grande massa que entraram em estrelas de grande massa que entraram em supernovasupernova e enriqueceram as nuvens e enriqueceram as nuvens interestelaresinterestelares, entre elas, a que formou o Sol., entre elas, a que formou o Sol.

Por esta razão, dizemos que o Sol é uma estrela de segunda ou tePor esta razão, dizemos que o Sol é uma estrela de segunda ou terceira geração, que rceira geração, quenasceu após algumas gerações de estrelas de grande massa. O contnasceu após algumas gerações de estrelas de grande massa. O conteúdo de “metais” eúdo de “metais” presentes na nebulosa que gerou o Sol (os planetas e nós) é relapresentes na nebulosa que gerou o Sol (os planetas e nós) é relativamente alto, se tivamente alto, se comparado com a maioria das estrelas da Viacomparado com a maioria das estrelas da Via--Láctea.Láctea.

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar�� Evolução das EstrelasEvolução das Estrelas

Abaixo, vemos um quadro resumo da evolução das estrelas, das de Abaixo, vemos um quadro resumo da evolução das estrelas, das de pequena massa pequena massa (embaixo), incluindo as anãs marrons, às de grande massa (em cim(embaixo), incluindo as anãs marrons, às de grande massa (em cima). Como comentado, a a). Como comentado, a supernovasupernova destas estrelas pode levar a 3 finais: nada sobra, buraco negrodestas estrelas pode levar a 3 finais: nada sobra, buraco negro ou estrela de ou estrela de nêutrons.nêutrons.

Estrutura e Evolução EstelarEstrutura e Evolução Estelar�� Evolução das EstrelasEvolução das Estrelas

Algumas considerações finais:Algumas considerações finais:

* A * A supernovasupernova de estrelas de grande massa de estrelas de grande massa pode provocar ondas de choque no meio pode provocar ondas de choque no meio interestelarinterestelar, que se propagam por distâncias , que se propagam por distâncias significativas. Estas ondas podem comprimir as significativas. Estas ondas podem comprimir as nuvens nuvens interestelaresinterestelares que estão a sua volta, que estão a sua volta, acelerando e induzindo a formação de novas acelerando e induzindo a formação de novas estrelas.estrelas.

* Pelo menos metade das estrelas não nascem * Pelo menos metade das estrelas não nascem sozinhas, mas aos pares (estrelas duplas) ou sozinhas, mas aos pares (estrelas duplas) ou em sistemas múltiplos. A evolução destas em sistemas múltiplos. A evolução destas estrelas pode ser radicalmente diferente das estrelas pode ser radicalmente diferente das que são isoladas. Por exemplo, em algumas que são isoladas. Por exemplo, em algumas estrelas binárias muito próximas, uma pode estrelas binárias muito próximas, uma pode roubar matéria da outra. roubar matéria da outra.

GalGalááxiasxias

BaseadoBaseado nana apresentaapresentaççãoão dada DraDra. Sandra M. Faber . Sandra M. Faber –– UCSC, 2007UCSC, 2007

Galáxias Espirais são essencialmentediscos planos, com rotação,

vistos sob ângulos diferentes.

Galáxias Espirais são essencialmentediscos planos, com rotação,

vistos sob ângulos diferentes.

Galáxias Espirais são essencialmentediscos planos, com rotação,

vistos sob ângulos diferentes.

Galáxias Esféricas são sistemas arredondados, com rotação líquida pequena e alta dispersão interna de

velocidades.

Galáxias Esféricas são sistemas arredondados, com rotação líquida pequena e alta dispersão interna de

velocidades.

Galáxias Esféricas são sistemas arredondados, com rotação líquida pequena e alta dispersão interna de

velocidades.

Galáxias Esféricas são sistemas arredondados, com rotação líquida pequena e alta dispersão interna de

velocidades.

As galáxias tipo disco tem uma componenteesférica chamada bojo.

Bojo

A “sequência de Hubble”, um esquema para a

classificação de galáxias. Galáxias

Elípticas do

Sloan Digital Sky

Survey

Indo de E/S0,

passando por S0s

até Sa

Sa

SB0

S0

E/S0 Sa’s com

braços

espirais

fracos, até

Sb

Sb

Sab

Sa

Sa

SBab

Sb’s até Sc’s.

Note o

azulamento e a

coagulação.

Sb

Sb Sbc

ScSBc

Sc?

Sc?

Sc’s até Irr’s. Todas muito

azuis, com muita formação

estelar.

Sc

ScSd

Irr

Irr

Como uma galáxia espiral gira: rotaçãodiferencial

Peculiares: objetosque não se ajustamà classificação.

Sistemasesféricos com estruturas de poeira.

Um peculiar extremo: As “Antenas”

Imagem HSTImagem de solo

O grupo Messier 81 já mostra sinais do início de colisão (merge) quandovisto em Hidrogênio neutro (21 cm).

Optical image Radio image

As chamadas galáxias “cartwheel”

Uma sequência de colisão com merge de galáxias, formando uma elíptica. Um aglomerado gigante: Abell 1689

#1: Colisões facilmente transformam discos em esferóides. Os discos são frágeis e

facilmente destruídos pela gravidade.

REGRAS PARA COLISÕES E MERGE DE GALÁXIAS

#2: Nuvens de gás são grandes e poucodensas. Assim, elas não podem assumir

qualquer órbita, como as estrelasespalhadas. O gás é logo colocado em

um disco com órbita circular.

#3: Todo sistema estelar girando em um finodisco precisa ter sido formado de um disco de

gás prévio.

As colisões forma mais frequentes no iníciodo Universe (primeiros 5 bilhões de anos).

Existe um processo de dois passos naformação das galáxias:

1) Formação estelar inicial nos discos e então colisões formam componentesesferóides.

2) Mais tarde o gás coalesce semperturbações. Uma nova geração de estrelas se forma como estrelas do disco.

0 5 10 15 20

Anos após o Big-Bang

Núm

ero

de e

stre

las

Estrelas

dos

esferóides

Estrelas do disco

As mais velhas estrelasde componentesesferóides, (aglomeradosglobulares, bojo).

Última colisão, 10 bilhões de anos atrás. O disco não é perturbado depois.

Hoje

Como as idades estelares revelam o processo de formaçãoda Via-Láctea:

As colisões podem explicar:

Estrelas dos esferóides:

Estão em órbitas espalhadas. São muito velhas.

São pobres em “metais”.

Estrelas do disco:

Têm órbitas circulares em um disco fino. Têm uma ampla gama de idades.

São mais ricas em “metais”.

Cosmologia Observacional

Carlos Alexandre WuenscheDivisão de Astrofísica - INPE

Os fundamentos teóricos

O modelo cosmológico padrão

A base matemática

O suporte das observações

Além do modelo padrão

Inflação

A história térmica do Universo

Formação de estruturas

O modelo cosmológico

padrão - MCPA cosmologia moderna parte de algumas hipóteses de trabalho.

As leis da física, válidas no sistema solar valem também para o resto do Universo.As leis da física, podem também ser extrapoladas para o passado. A. A. Friedmann

Principio de Copérnico: não ocupamos um lugar privilegiado - somos observadores comuns..

Princípio Cosmológico: o Universo é espacialmente homogêneo e isotrópico.

isotropia local + homogeneidade = isotropia globalGravitação é dominante em grandes escalas: alcance

das interações fraca e forte ~ 10-13 cm. Embora e2/GMp

2 >>1, os grandes agregados são eletricamente neutros.

História do Universo

Era GUT

Era Planck

Inflação

Era Eletrofraca Trans. FaseEletrofraca

Trans. Fase Quark-Hádron

Nucleosíntese

primordial

Desacoplamento

matéria radiação

Formação de galáxias

As equações do MCP

Métrica de Robertson-Walker (define um espaço-tempo maximamente simétrico).

��

���

�−

− 2222 θdr+dθr+a(t)= ϕ2

2

2222 sen

kr1

drdtds

Fator de escala, define a

expansão do UniversoCoordenadas esféricas, com

o termo de curvatura k

Equações de Einstein-Friedmann

33

82

22Λ

+a

kπGρ=

a

a−�

��

��� �

Termo cinético, em que R é o fator de

expansão do Universo (equivalente à energia

cinética.

Termo de fontes, descreve os causadores da mudança dinâmica do Universo (equivalente à energia potencial gravitacional).

ρ - densidade de matériaκ - curvaturaΛ- “constante cosmológica”G – constante gravitacionala – fator de escala

As equações do MCP

Equações de Einstein-Friedmann

3

3

3

42

Λ

c

pπG

a

a+���

��� +−=

••

ρ

Termo dinâmico, envolve uma aceleração

Termo de fontes, contém implicitamente a 1a. Lei

da Termodinâmica.

As equações do MCP

ρ - densidade de matériap - pressão do fluidoΛ- “constante cosmológica”G – constante gravitacionalR – fator de escalac – velocidade da luz

Evolução Cósmica

Relatividade Geral

(Einstein)Geometria Cosmologia

expansão

matéria

curvatura

O suporte observacional do MCP

Qualquer modelo realista do Universo deve ser capaz de explicar:

A expansão do Universo

A aceleração da expansão

A nucleossíntese primordial

A radiação cósmica de fundo em microondas (RCF)

A expansão do Universo

Lamaître

Hubble - 1929

Cepheid Key Project - 2003

Expansão: fator de escala cresce com o tempo

Lei de Hubble: v ≈ H0D

Cortesia de Scott Dodelson (Univ. Chicago)

Acelerado

KolbSource: http://map.gsfc.nasa.gov/m_ig/990350/990350b.jpg

Observações de Supernovas tipo I indicam que nosso Universo está acelerando

Caldwell, Physics World, May 2005 - data: Riess et al, ApJ 607 (2004) 665

A aceleração da expansão

Universo plano (RW)

Aceleração devida a Λ:

Cenário básico

Cortesia de Robert Caldwell (Dartmouth College)

Revolução na Cosmologia

Relatividade Geral

(Einstein)Geometria Cosmologia

expansão

matéria

Energia escura:

Vácuo?

Quintessência?

Plana

Aceleração!

Cortesia de Robert Caldwell (Dartmouth College)

Em 1946, Alpher, Bethe e Gamov sugeriram a possibilidade deque todos os elementos químicos teriam sido gerados através de uma longa cadeia de captura de nucleons em 1 Universo primordial em expansão e que estaria esfriando-se. O esquema falha pois não há elementos leves estáveis com número de massa 5 e 8.

Alpher Bethe Gamov

A formação de elementos leves A formação de elementos levesNucleosíntese Primordial

p

n2H

p 3He

4Hen

2H

4He3He

6Li7Li

9Be

1HA=5

A=8

+2He(Raro)

Previsões baseadas em física bem conhecida

Previsões da teoria:Forma, essencialmente, Hydrogênio & 4HélioForma, em muito menor quantidade, 2H, 3He, Li.Depende da razão entre prótons e neutrons na época e da taxa de decaimento do neutron.

Razão (p:n) = 7:1Abundância (por massa) de hélio = 25% do total.

A formação de elementos leves

Nucleosíntese Primordial

Regiãopermitida

Observações emexcelente acordo com as previsões teóricas.

Suporte aomodelo padrão da Cosmologia

A Radiação Cósmica de Fundo em

Microondas (RCF)

Observamos seu espectro, distribuição angular e polarização.

COBE (1989 – 1994) A. Penzias e R. Wilson

Source: http://map.gsfc.nasa.gov/m_or/m_or3.html

RCF - espectro de corpo negro

1

125 −hc λcλ

2

λeλ

hc=(T)B

μmT

=λ2898

max

• Lei de Planck (forma da curva)

• Lei de Wien (�� máximo)

• Lei de Stefan-Boltzmann (área) 4σT=FCorpo negro com T = 2,725±0,001

Source: http://aether.lbl.gov

RCF - distribuição angular

Mapa 1: dipolo + galáxias + flutuaçõesMapa 2: galáxia + flutuaçõesMapa 3: flutuações de temperatura de 1 parte em 10000...

Escala angular: 7°

��−=

=

=Δ l

lm

lmlm

l

YaT

T),(

0

ϕθ

RCF - Polarização

Importante para definir a época de formação das primeiras estrelasO modo de polarização tensorial pode fornecer informações sobre o espectro de ondas gravitacionais primordiais

Source: http://map.gsfc.nasa.gov/m_or/m_or3.htmlSource: http://map.gsfc.nasa.gov/m_or/m_or3.html

Problemas no MCP

O MCP não é capaz de explicar Planura (flatness)HorizonteAssimetria fóton-bárion (nfót/nbar ~ 109)Homogeneidade e isotropiaFormação de estruturas

Além do MCP - Inflação

Possivelmente causada por uma transição de fase (quebra de simetria nas escalas de GUT)Aumento do fator de escala (a(t)) por um fator de ~ e100

Permite explicar a natureza, espectro e amplitude das flutuações de densidade

Além do MCP - Inflação

Inflação é capaz de explicar:Homogeneidade e isotropiaPlanura Horizonte

Inflação não explicaAssimetria fóton-bárion e assimetria matéria-antimatériaExistência de flutuações de densidade

Além do MCP – a história térmica

Dinâmica do Universo dominada pela radiação até t ~ 104 anos

T(t) = 1010K/√t= 1 MeV/√t“Freeze-out”: partículas cuja taxa de produção é menor do que a expansão do Universo desacoplam do campo de radiaçãoSe a massa (em MeV) for menor do que a temperatura dada pela equação acima, a produção e aniquilação de pares é interrompida.

Além do MCP – a história térmica

Bariogênese: a assimetria matéria-antimatéria pode ser explicada por violações de leis de conservação.A nucleossíntese primordial

Ocorreu nos 3 primeiros minutos (10-3 s a 180 s)Produção de He4, He3, De, Li

Recombinação: formação dos átomos neutros (H, He)

Ocorreu quando o Universo tinha ~ 380.000 anos. Dinâmica do Universo já dominada pela matéria

Além do MCP – formação de

estruturas

Causada por flutuações de densidade amplificadas pela interação gravitacionalPrincípio básico: colapso se a massa é maior do que MJeans

Presença de matéria escura é fundamental.

Aglutina

ção

←Largas escalas

Cortesia de Scott Dodelson (Univ. Chicago)

Além do MCP – form. estruturas

Dodelson, 2005Tegmark et al. 2002

Cosmologia: Século XIX x Século XX

�Final do séc. XIX: �Teoria: Física Clássica; Universo “restrito” à

Galáxia.�Observação: telescópios ópticos e chapas

fotográficas�Final do séc. XX:

�Teoria: Relatividade Geral + “microfísica”; Universo observável ~ 3000 Mpc

�Observações: de rádio (λ ~ 100 cm) a raios cósmicos (E > 1012 eV) realizadas no solo, comgrandes telescópios, e no espaço, com balões, foguetes e satélites