dinâmica e equilíbrio do mi*

FORMAÇÃO ESTELAR Profa. Jane Gregorio-Hetem AGA0293 - 29/5/2014 1

Dinâmica e Equilíbrio do MI*Dinâmica e Equilíbrio do MI*

(*) Cap. 11 “Astrofísica do Meio Interestelar”, W. Maciel 2002- EDUSP

Processos dinâmicos-Supernovas e o MI-Expansão de Regiões HII

-Ventos estelares de o MI-Colisões de Nuvens Difusas

Equilíbrio no MI: densidade, temperatura e pressão

Colapso Gravitacional e Formação de Estrelas-A massa de Jeans

-Difusão Ambipolar-Colapso e Fragmentação


Identificação Observacional de YSOs*Identificação Observacional de YSOs*

(*) Young Stellar Objects

Objetos Estelares Jovens: usualmente associados a regiões de gás e poeira → nuvens formadoras de estrelas

Protoestrelas

Estrelas jovens massivas

Estrelas Pré-Sequência Principal

-T Tauri (1 a 2 MSol)

-Herbig Ae/Be (2 a 8 MSol)

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Descoberta de ProtoestrelaDescoberta de Protoestrela

Objetos Classe 0 (YSOs mais jovens) não detectáveis em λ < 10 µm alta Lsubmm/Lbol

1a protoestrela muito jovem VLA1623 (idade ~104 anos) fonte que apresenta ejeção de fluxo na forma de jato e intensa emissão sub-mm rodeada por grandes quantidades de material circunstelar (M > 0.5 MSol), bem maior que em YSOs de Classe I (M > 0.1 MSol).

4

VLA1623 é o protótipo de objetos Classe 0, descoberto na nuvem de ρ Oph, por André et al. (1993).

5

ESTRELAS pre-MSESTRELAS pre-MS

Herbig & Bell (1988 = HBC): principal catálogo sistemático de s jovens: informações espectroscópicas de ~700 objetos.

Massa Objeto T.E. Tef (K)

<2 MSol T Tauri M -F

(3 – 7) 103

Joy 1945

2-8 MSol HAe/Be A - B (8 – 25) 103

Herbig 1960

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Diagrama H-R de s jovens de Taurus-Auriga. Trajetórias evolu-tivas pre-MS c/ 2.5, 2.0,..., 0.1 M . Isócronas 105, 106, 107 anos.

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Categorias de YSOsCategorias de YSOs• Shu, Adams & Lizano (1987) propuseram 4

estágios para a formação estelar:

• (a) Core formado das nuvens moleculares, qdo suportes magnético e turbulento são quebrados.

• (b) Protoestrela com um disco circunstelar forma-se no centro do core da nuvem, que sofre colapso queda de material.

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Categorias de YSOsCategorias de YSOs

• (c) O vento estelar rompe ao longo do eixo rotacional do sistema, formando fluxo bipolar.

• (d) Fim da queda de material, revelando uma recém formada c/ um disco circunstelar.

9

Cenário evolutivo proposto de Shu, Adams & Lizano (1987)

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Categorias de YSOsCategorias de YSOs

• Observações near-IR: 1 a 10 µm (Lada 1987) ou 2.5 a 25 µm (Wilking et al. 1989) usadas para classificação dos YSOs análise quantitativa da inclinação da Distribuição Espectral de Energia (SED).

a ≡ d(log λ Fλ ) / d(logλ )

AGA5741 - aula12 "Classificação Observacional " Profa. Jane Gregorio-Hetem 11

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Classifica o definindo sequ ncia evolutivaçã êClassifica o definindo sequ ncia evolutivaçã ê

Sequ ncia evolutiva da DEE para OEJs de baixa massa revisada por Andr (1994)ê é

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Classifica o definindo seq ncia çã üêClassifica o definindo seq ncia çã üêevolutivaevolutiva

Sequ ncia evolutiva da DEE para OEJs de baixa massa revisada por Andr (1994)ê é

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Configurações que podem ser responsáveis pela atividade magnética em OEJs Classe I. Emissão de raios-X proveniente da região interna de uma estrutura complexa:

extenso envoltório em colapso (left); disco interno e fluxo bipolar (center); região de interação magnética entre disco e estrela (right).

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Dois dos modelos atuais para OEJs Dois dos modelos atuais para OEJs Classes I-II:Classes I-II:

(a) Modelo x-wind com acresção magneticamente colimada e fluxo bipolar (Shu et al. 1997)

(b) Modelo de tubos de acresção magnética produzindo alargamento das linhas de emissão (Hartmann 1998)

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(a) Shu et al.

17

(b) Hartmann

18

Classifica o definindo sequ ncia evolutivaçã êClassifica o definindo sequ ncia evolutivaçã ê


Formação de EstrelasFormação de Estrelas

Teoria: um dos maiores desafios da Astrofísica.

???

fragmento de nuvem interestelar estrela.


Nebulosa Trífide M20, na constelação de Sagitário, a 9000 anos-luz de distância, exemplo de um berçário de estrelas .


Formação de EstrelasFormação de Estrelas

• Em linhas gerais, veremos:

processo básico fenômeno de fragmentação.

• Em geral, as nuvens interestelares não estão sofrendo processos de fragmentação, mas

estão sujeitas a perturbações:

supernovas (explosões);

colisões entre nuvens.


Colapso GravitacionalColapso Gravitacional• Considere (caso ideal): nuvem de baixa densidade;

temperatura uniforme, equilíbrio hidrostático.

• Uma perturbação aleatória produz uma região de maior densidade ação gravitacional e pressão aumentam.


Colapso Gravitacional (cont.)

• Condições de estabilidade para uma dada região:

V,

M, R

Volume (esférico por simplicidade);

Massa (contida em V);

Raio (comprimento característico)

RJ =μ GM3ℜT

Equilíbrio Hidrostático:• balanço entre forças de pressão e gravitacional:

dPdr

=−ρGm

r 2

dP=−Gmdm

4π r 4

ρ=dm

4 π r2dr

dPdr

=−dm

4π r 2dr

Gm

r 2

V dP=−G m dm

3 rV=43π r 3

∫0

P R

VdP=−13∫0

MG m dmr

dP=−Gmdm

4π r 4 VdP=−4π r 3

3Gmdm4π r 4

P V− ∫0

V R

PdV=−13GM 2

R

∫0

P R

VdP=[PV ] 0

R

− ∫0

V R

P dV

∫0

P R

VdP=−13∫0

MG m dmr

−13α GM 2

R

PV, pois V(0)=0

α ~ 1, depende da distribuição de massa

energia potencial gravitacional

∫0

P R

VdP ∫0

V R

P dV=[PV ] 0

R

como

para um gás ideal isotérmico, onde µ é o peso molecular médio.

P V13GM 2

R=∫

0

V

PdV

∫0

V

PdV=ℜ

μT∫ ρ dV=

ℜ

μT M

P V− ∫0

V R

PdV=−13GM 2

R P=ℜ ρTμ

∫0

V

PdV=P V13GM 2

R

∫0

V

PdV=ℜ

μT M

ℜ

μTM=PV

GM 2

3R

como PV > 0

ℜ

μTM=PV

GM 2

3R

ℜ

μTM

GM 2

3RRJ ≥

μ GM3ℜT

Raio de Jeans: limite inferior para a dimensão de uma região estável a uma temperatura T,

contendo uma massa M


Massa de Jeans

lembrando que eM=4π3R3 ρ

M=4π3 μ GM3 ℜ T

3

ρ

34π ρ

= μ G3 ℜ T

3

M 2 M= 34π ρ

12 3 ℜ T

μ G 32

RJ =μ GM3ℜT

3M4 πρ

=M 3 μ G3 ℜ T

3


M J=1,4 x 10−10 T32

μ32 ρ

12

Em uma nuvem com T=100K, µ ~ 1, n ~ 1cm-3

ρ ~ 10-24 g cm-3

MJ ~ 105 M colapso pode continuar.

aglomerados estelares

Por outro lado, se T=50K, µ ~ 1 e n ~ 106 cm-3

M’J ~ 40 M uma única estrela se forma.

M

Massa típica de nuvem


Processos de Colapso e Fragmentação

Dependendo das condições locais, uma MJ mínima existe, definindo um limite para os fragmentos que irão se contrair e formar estrelas.

• Se M < MJ nuvem estável.

• Se M > MJ ocorre colapso outro limite M’J .

M,R

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Ilustração esquemática da fragmentação

hierárquica de uma nuvem de gás

D. Prialnik (2000)

M > MJ

M > M’J

M’J > MJ

M3 > M’J


Pilares Gasosos (Nebulosa da

Águia)


Estágios da formação estelarEstágios da formação estelar


Etapas da Formação Protoestelar


ProtoestrelasProtoestrelas• Ao atingir o equilíbrio hidrostático (pressão

de radiação suficiente para sustentar a atração gravitacional) o embrião torna-se uma protoestrela.

• Eventualmente a temperatura central atinge o valor necessário para a ignição do H.

• Protoestrela torna-se uma estrela.


Um sistema planetário pode se formar a partir do disco

protoestelar

Dificuldades em se obter dados observacionais.

L1551: mapa de emissão

rádio

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Pleiades.

Fotografia de um disco ao redor da estrela Beta Pictoris (a luz da estrela foi bloqueada para que apenas o disco aparecesse). Extensão do disco ~ 1000 UA.

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Evidências de discos protoestelares

Condições Físicas para Condições Físicas para fragmentaçãofragmentação

Além de massa e dimensão da nuvem:• Presença de campos magnéticos;• Rotação;• Não-homogeneidades;• Emissão de radiação.

Difusão Ambipolar

Efeitos do Campo MagnEfeitos do Campo Magnééticotico

• Mesmo campos fracos (B ~ 10-6 gauss) podem armazenar em uma nuvem (R ~ 100pc) energia magnética comparável à energia potencial.

• Campo magnético tende a resistir à compressão do material contra a ação gravitacional.

• O colapso é dificultado na direção perpendicular às linhas de campo.

DifusDifusãão Ambipolaro Ambipolar

• O campo magnético afeta as partículas carregadas que tendem a se afastar da região central.

• Átomos neutros são atraídos apenas pela gravidade, na direção oposta

difusão ambipolar

Difusão Ambipolar

Esta difusão produz fricção entre as partículas, reduzindo sua velocidade

Retardamento do colapso gravitacional.

Partículas

carregadas

neutras


Nuvens interestelares

(frias)

flutuações de densidade

condensações de gás e poeira

Colapso gravitacional

Energia gravitacional

gera E_térmica

T, ρ Gás opaco à própria radiação

Embrião de estrela

fragmento auto-gravitante

Acréscimo de massa do M.I


Ciclo de vida do Sol

nuvem glóbulo protoestrela Sol

Solgigante vermelha

anã branca

anã negra

colapso colapso colapso

estável por 10 bilhões de anos

expansãocolapsoesfriamento

dinâmica e equilíbrio do mi*

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