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UNIVERSIDADE FEDERAL DO ABC
BACHARELADO EM CIÊNCIA E TECNOLOGIA
ANA BEATRIZ RIBEIRO CAETANO
POPULAÇÕES ESTELARES: INTERPRETAÇÃO DE DIAGRAMAS
COR-MAGNITUDE DE POPULAÇÕES ESTELARES
SÃO BERNARDO DO CAMPO
2016
ANA BEATRIZ RIBEIRO CAETANO
POPULAÇÕES ESTELARES: INTERPRETAÇÃO DE DIAGRAMAS
COR-MAGNITUDE DE POPULAÇÕES ESTELARES
SÃO BERNARDO DO CAMPO
2016
Projeto apresentado na disciplina
Projeto Dirigido na Universidade
Federal do ABC
Orientador: Prof. Dr. Pieter Willem Westera
RESUMO
A pesquisa em Astronomia fundamenta-se na caracterização e entendimento de
diversos objetos que compõem o Universo, tais como, estrelas e Aglomerados Estelares.
Neste trabalho busca-se interpretar e analisar Diagramas Cor-Magnitude de Populações
Estelares, estudo fundamental para a visualização de modelos de evolução estelar. Os
Diagramas que serão estudados consistem em graficar a luminosidade em função da
temperatura efetiva das estrelas. A partir desta ferramenta, mostra-se que estrelas de
diferentes massas ocupam posições bem distintas devido às diferentes taxas de
evolução. Em particular, este projeto possui como objetivo demonstrar alguns dos
principais métodos de observação: a Fotometria e a Espectroscopia. Temas essenciais
para este projeto de pesquisa serão abordados, entre eles, o Ajuste de Isócronas e os
Métodos de Síntese de Populações Estelares. As populações estelares, caracterizadas
por suas idades, metalicidades, propriedades cinemáticas e localização dentro da galáxia
que as contém, ditam a formação e evolução química e dinâmica de galáxias. Busca-se
aplicar métodos de Evolução Estelar em Aglomerados Estelares, analisar os resultados e
comparar os outros trabalhos, apontando melhorais que poderiam ser realizadas.
Palavras-Chave: Evolução Estelar. Populações Estelares. Diagramas Cor-Magnitude.
Dados Fotométricos. Síntese Espectral.
Sumário
1 Introdução ................................................................................................................1
2 Revisão Bibliográfica................................................................................................5
2.1 Evolução Estelar e Populações Estelares.............................................................5
2.2 Interpretação de Diagramas Cor-Magnitude .........................................................7
2.3 Ajuste de Isócronas...............................................................................................9
2.4 Métodos da Síntese de Populações Estelares....................................................10
3 Metodologia e Cronograma....................................................................................13
4 Referências Bibliográficas......................................................................................15
1
1 Introdução
No decorrer da história, o homem vem observando o céu para as mais diversas
finalidades, entre elas, aprender a navegar pelos vastos e até então, desconhecidos
oceanos, decidir a melhor época do ano para plantar suas colheitas e garantir sua
sobrevivência e também, para responder grandes questionamentos feitos desde os
primórdios pelo ser humano: De onde viemos e para onde vamos?
Em tempos de inovação tecnológica, é clara a importância da Astronomia, bem como
de instrumentos astronômicos para a humanidade. Em um primeiro instante, é possível
questionar a necessidade desse tipo de conhecimento e a sua aplicação para solucionar
problemas mais corriqueiros. Contudo, feita uma avaliação mais profunda, observa-se
como a Astronomia está presente em nossas vidas de forma intensa, mesmo em
situações do dia a dia. Tendo como exemplo: o decorrer dos dias e noites, a divisão do
tempo em horas, minutos e segundos, o nosso calendário com o ano de 365 dias, as
distintas estações do ano, o comportamento das marés e a ocorrência das auroras
polares.
Devido à Astronomia, fenômenos ainda mais complexos também podem ser
explicados, como, por exemplo, a Evolução Estelar. Desde 1609, ano que as observações
astronômicas deixaram de ser feitas a olho nu para dar espaço a Galileu Galilei e o
surgimento da Luneta, até os atuais Telescópios Espaciais, instalados em satélites
artificiais e colocados em órbita em torno da Terra, é notável o desenvolvimento do
conhecimento astronômico resultante desses estudos, que atualmente é aperfeiçoado e
rapidamente superado por novas informações que são coletadas e processadas com
agilidade.
Depois de mais de meio século de estudo e desenvolvimento contínuo, a teoria da
Evolução Estelar é presentemente bem estabelecida, pois suas principais previsões foram
confirmadas através de diversos testes empíricos. Através do seu estudo, identificam-se
as propriedades físicas e químicas das estrelas que povoam o Universo e seu
desenvolvimento ao longo dos bilhões de anos.
A análise de Populações Estelares fornece evidências sobre o processos de Formação
e Evolução Estelar. Ao estudar a galáxia Andrômeda, Walter Baade, astrônomo e
astrofísico alemão, notou que era possível distinguir de maneira clara estrelas de cor
2
azulada nos braços espirais da galáxia. Para estas, propôs que se chamassem estrelas
da População I. Para as estrelas vermelhas que eram visíveis no núcleo da galáxia
apresentou outra classe de estrelas, pertencentes à População II. Apesar desta
classificação ter ocorrido no século passado, atualmente ainda é utilizada. Para as
primeiras estrelas formadas na galáxia, têm-se, por definição, as estrelas da População
III. Cada População é caracterizada por suas massas estelar e dinâmica, distribuições de
idade e metalicidades estelares, enriquecimento químico e cinemática estelar. Em
resumo, uma População Estelar é um conjunto de estrelas que possui uma história de
formação em comum.
O que permitiu estabelecer os dois tipos de populações estelares foi a observação de
aglomerados. Quando estrelas se formam, elas o fazem a partir de grandes nuvens de
gás molecular. Isso significa que elas se formam em grupos ou aglomerados de estrelas,
já que as nuvens moleculares possuem centenas de massas solares de gás. Estes
podem ser aglomerados abertos, que são de População I, caracterizados por serem mais
jovens e encontrados especialmente no disco galáctico ou aglomerados globulares, que
são de População II, com idade da ordem de dez bilhões de anos e tipicamente
localizados no halo da Galáxia. Em outras palavras, pode-se dizer que os aglomerados
são compostos por estrelas que possuem não apenas a mesma metalicidade, mas
também a mesma idade.
Porém, se a Evolução Estelar ocorre numa escala de bilhões de anos, como o ser
humano pode estudá-la? Para melhor compreender a formação dos aglomerados
estelares, é fundamental saber interpretar as informações das estrelas que os integram.
Um avanço neste sentido foi realizado a partir da interpretação de Diagramas Cor-
Magnitude, que mostrou ser uma ferramenta de grande utilidade. Estes diagramas são
uma analogia do diagrama Hertzsprung-Russell (HR), um plano teórico que compara os
valores previstos por modelos de evolução estelar para a temperatura efetiva e
luminosidade de uma estrela ao longo de sua vida.
Para obter estes diagramas, são necessárias medidas fotométricas, ou seja,
magnitudes aparentes e cores. Como as distâncias relativas entre as estrelas do
aglomerado são extremamente pequenas em comparação com a distância que separa o
planeta Terra delas, podemos considerar que todos os membros do aglomerado estão a
uma mesma distância da Terra. Desta forma, é viável estimar sua magnitude, que é uma
medida da luminosidade e determinar sua temperatura a partir da sua cor ou tipo
espectral. Isto ocorre, pois há uma correspondência existente entre parâmetros teóricos e
3
observacionais, ou seja, entre a temperatura efetiva de uma estrela e a sua respectiva cor
e entre a sua luminosidade e a magnitude absoluta. Nestes diagramas, adota-se a
convenção de que a temperatura cresce para a esquerda e a luminosidade para cima
(Figura 1).
Ao analisarmos o Diagrama Cor-Magnitude de um aglomerado estelar, verificamos que
os seus membros não se distribuem de maneira uniforme ao longo do plano, mas seguem
algumas sequências preferenciais (ou evolutivas), como a sequência principal. A massa
de uma estrela da sequência principal determina sua luminosidade e cor, relacionada com
sua temperatura. Quanto mais massiva, mais a estrela é luminosa, quente e azulada.
Estas sequências podem ser ajustadas por uma isócrona, que é um produto dos modelos
de evolução estelar para uma sequência em massa de estrelas com a mesma idade e
mesma composição química, localizadas a uma mesma distância e sofrendo de um
mesmo avermelhamento pela poeira interestelar. Por esta razão, as isócronas são
excelentes modelos para aglomerados estelares, pois possibilitam a determinação de
parâmetros físicos através do método de ajuste sobre o Diagrama Cor-Magnitude.
Magnitude e cor, como anteriormente explicadas, são propriedades observáveis e
fotométricas. Com o advento das chapas fotográficas desde o século XIX, o espectrógrafo
possibilitou a observação de espectros. Somente após alguns anos, foi estabelecido um
paralelo entre a sequência de tipos espectrais e a sequência de índice de cor: a
sequência de tipos espectrais nada mais é que uma escala de temperaturas.
O estudo espectral é uma maneira eficaz para analisar as galáxias, que por meio de
suas características, supõe cenários de como cada uma se formou, evoluiu e está
evoluindo. Atualmente, existem programas de computadores que conseguem reproduzir
de forma detalhada os espectros. São chamados de programas de síntese espectral e
possuem como objetivo extrair as propriedades de suas populações de estrelas
baseando-se na decomposição de um espectro observado a partir da combinação linear
de modelos de populações estelares simples de diferentes idades e metalicidade. Para
construir tais populações, é preciso considerar a sua distribuição inicial de massas. No
Diagrama Cor-Magnitude as estrelas vão inicialmente popular a sequência evolutiva
principal, porém, conforme o tempo passar, esta sequência se despovoa de acordo com
as isócronas, trajetórias evolutivas seguidas pelas estrelas de diferentes massas no
diagrama.
Neste projeto, é de interesse estudar a Evolução Estelar pela interpretação dos
Diagramas Cor-Magnitude através de dados fotométricos e por uma linha de pesquisa
4
denominada Síntese de Populações Estelares. Nos últimos 50 anos, diversos tipos de
síntese de populações estelares foram propostos, contudo, aqui será descrito dois
métodos de síntese de populações: Síntese de Populações Estelares Semi-Empírica e
Síntese de Populações Estelares Evolutiva.
.
.
5
2 Revisão Bibliográfica
2.1 Evolução Estelar e Populações Estelares
De acordo com Cassisi e Salaris (2006), a teoria padrão da Evolução Estelar pode ser
estabelecida nas seguintes suposições: As estrelas são sistemas esféricos simétricos
feitos de matéria mais radiação. Os efeitos da rotação e dos campos magnéticos são
desprezíveis; A evolução temporal da estrutura estelar pode ser descrita por uma
sequência de modelos em equilíbrio hidrostático. A hipótese de equilíbrio hidrostático
implica que a pressão tem que aumentar em direção ao centro. Para aumentar a pressão,
a Equação do Gás Ideal determina que a densidade e a temperatura têm que aumentar
também. Esta equação é dada pela eq.(1), sendo p = pressão, ρ = densidade, T =
temperatura e R = Constante Universal dos Gases; A matéria em cada camada estelar
está muito próxima do equilíbrio termodinâmico local. Esta hipótese implica que a
distância média percorrida pelas partículas entre colisões (o caminho livre médio) é muito
menor do que a dimensão do sistema (o raio da estrela) e que o tempo decorrido entre as
colisões é muito menor do que o tempo para a alteração das propriedades microscópicas
do gás. A consequência desta hipótese é que, em cada ponto dentro da estrela, a
radiação pode ser descrita pela função de Planck correspondente à temperatura única em
comum com a matéria. Ou seja, cada camada estelar pode assumir um comportamento
de um corpo negro, com quase nenhum fluxo de energia líquida absorvida ou emitida; O
único mecanismo de transporte de elementos químicos dentro das estrelas é a
convecção, isto é, o efeito da mistura rotacional e da difusão atómica é insignificante.
p = R ρ T (1)
As estrelas se formam em imensas nuvens moleculares imersas em nebulosas
gasosas existentes nas galáxias. Estas nuvens são feitas quase inteiramente de
hidrogênio e hélio e são regiões extremamente frias. Uma explosão de supernova nos
arredores, por exemplo, causa turbulências, provocando adensamentos em regiões da
nebulosa e formando glóbulos de gás frio, que acabam colapsando sob seu próprio peso.
Cada um desses glóbulos dará origem a uma estrela. A protoestrela é massa de matéria
interestelar no processo de condensação que precede a formação de uma estrela
(FORMAÇÃO Estelar, 2016). À medida que o glóbulo colapsa, um disco em rotação com
6
a protoestrela no centro é formado. Jatos bipolares de gás e poeira são gerados pelo
disco rotante e pelo vento estelar da protoestrela. A pressão no centro da estrela aumenta
até o ponto em que ela balança a força gravitacional, alcançando o equilíbrio hidrostático
que faz parar o colapso. O material remanescente do disco circunstelar pode formar um
disco protoplanetário, que possivelmente dará origem a planetas. No interior da
protoestrela, o núcleo continua a acrescer matéria das camadas externas a ela, ficando
cada vez mais denso e quente. Quando a temperatura do núcleo fica suficientemente alta
para iniciar as reações termonucleares, a protoestrela passa a ser chamada de estrela,
iniciando a fase de sua vida denominada sequência principal. As estrelas permanecem na
sequência principal enquanto transformarem hidrogênio em hélio no núcleo. No decorrer
dessa fase da evolução que dura 90% do tempo total de vida das estrelas, as mesmas se
mantêm em equilíbrio hidrostático e possuem luminosidade e temperatura determinadas
por sua massa (SARAIVA; OLIVEIRA FILHO; MÜLLER, 2016).
O estudo das Populações Estelares proporcionou um grande impulso para o
conhecimento da formação e evolução estelar. Sua definição foi proposta de forma
pioneira por Oort (1926) e foi posteriormente corroborada por Baade (1944), que a partir
da observação da Galáxia de Andrômeda (também conhecida como M31 ou NGC 224),
descobriu que as estrelas poderiam ser divididas em dois grupos diferentes, introduzindo
o conceito de Populações Estelares I e II. Para realizar esta distinção, levou em conta a
cor e a localização de cada uma. Para as estrelas azuladas localizadas nos braços
espirais da galáxia, classificou-as como estrelas da População I, enquanto as estrelas
avermelhadas que eram visíveis no núcleo da galáxia foram por ele denominadas de
estrelas membros da População II.
Para compreender melhor estas localizações, é preciso distinguir os diferentes
componentes estruturais galácticos: o disco, que possui a maior parte das estrelas e
praticamente todo o gás e a poeira e onde podem ser encontrados os braços espirais,
meio interestelar mais denso e onde há mais formação estelar e um outro componente
esferoidal, o qual se subdivide em um bojo central e denso e um halo rarefeito e extenso.
Neste componente esferoidal, encontram-se quase que exclusivamente estrelas velhas
(SOUZA, 2014).
Esta relação é ainda empregada no presente mesmo para as estrelas da nossa
Galáxia. Descobriu-se que as estrelas jovens e que possuem alta metalicidade são
consideradas próprias da População I, enquanto as estrelas mais velhas, com idades da
ordem de dez bilhões de anos e baixa metalicidade pertencem à outra classe previamente
7
mencionada (OLIVEIRA FILHO; SARAIVA, 2016). Pela definição de O’connell (2016),
utiliza-se do termo População Estelar para se referir a estrelas caracterizadas por
possuírem idade e composição química em comum.
O estudo dos aglomerados estelares permite a classificação das estrelas e desta
maneira, indica em qual das duas classes de Populações Estelares estas estrelas se
incluem. As nuvens moleculares são consideradas as progenitoras dos aglomerados e
associações estelares. Os processos de expulsão do gás promovidos por ventos
estelares e supernovas, por exemplo, conduzem à dissolução da maior parte dos
aglomerados. Como as propriedades físicas das estrelas dentro de cada um destes
sistemas são uniformes, já que as estrelas pertencentes a um determinado aglomerado
estelar teriam origem a partir de uma mesma nuvem de gás e poeira, pode-se considerar
que em um aglomerado tem em sua composição estrelas que possuem a mesma
metalicidade e mesma idade.
Estes aglomerados estão distribuídos de forma não homogênea em todas as
componentes estruturais da Galáxia: disco fino, disco espesso, bojo e halo. Dependendo
de algumas propriedades, tais como número de estrelas, cinemática estelar, idade e
distribuição espacial em relação à Via Láctea, podem ser classificados como aglomerados
abertos ou aglomerados globulares (SCHNEIDER, 2006, p. 228).
Aglomerados abertos, grupos de População I, são povoados de maneira escassa e
seus membros são fracamente ligados gravitacionalmente. São na grande maioria jovens,
possuem uma metalicidade tipicamente solar e sua formação está preferencialmente no
disco fino da Galáxia, por isso, são objetos associados a regiões de formação estelar,
onde são formados de maneira contínua. Em contrapartida, os aglomerados globulares,
grupos de População II, são grupos densos de estrelas que apresentam uma distribuição
aproximadamente esférica, estão situados no halo e bojo da Galáxia e foram a base para
determinar o centro da nossa galáxia ao estabelecer a existência de um halo cuja
estrutura é esferoidal. Pela razão destes objetos não estarem sendo formados atualmente
na Via-Láctea, não são possíveis estudos empíricos dos seus processos de formação.
2.2 Interpretação de Diagramas Cor-Magnitude
Para entender os aglomerados estelares, se fez necessário a interpretação física das
informações trazidas pela luz das estrelas que os constituem. A interpretação de
8
Diagramas Cor-Magnitude possibilitou um avanço neste sentido e só foi possível devido
aos modelos de Evolução Estelar. O Diagrama Cor-Magnitude é a contrapartida
observacional do modelo proposto por Hertzsprung (1911) e Russell (1913), o Diagrama
HR, que demonstrava a relação existente entre a luminosidade de uma estrela e sua
temperatura efetiva. Esta relação existe apenas para um dado estágio evolutivo (ramo no
diagrama), como, por exemplo, a Sequência Principal (SP). Levando em conta todas as
estrelas de uma população, pode haver estrelas da mesma temperatura, porém com
luminosidades diferentes e vice-versa. Um exemplo para esta relação: Em Aglomerados
Globulares há Anãs (estrelas da SP), e Gigantes Vermelhas (RG) de 5000 K, as últimas
tendo luminosidades muito maiores que as primeiras.
Com este diagrama, percebeu-se que as estrelas de uma determinada cor continham
uma determinada magnitude absoluta. E é justamente a partir das chamadas medidas
fotométricas, a magnitude absoluta e as cores, que se torna possível a obtenção do
Diagrama Cor-Magnitude. É importante ressaltar que esta contrapartida citada só existe
por causa da relação entre parâmetros teóricos e observacionais, que associa a
luminosidade com a magnitude absoluta e a temperatura efetiva com sua cor
(AGLOMERADOS Estelares, 2016). Para ilustrar esta explicação, a imagem a seguir
mostra um Diagrama Cor-Magnitude:
Figura 1 – Diagrama Cor-Magnitude da Sequência Principal
Fonte: (OLIVEIRA FILHO; SARAIVA, 2016)
9
A construção dos Diagramas Cor-Magnitude se dá através da medida do fluxo de luz
de estrelas individuais, técnica conhecida como fotometria resolvida. As imagens são
obtidas utilizando diferentes filtros espectrais, como por exemplo, os de banda larga do
sistema Johnson-Cousius (UBVRI), cobrindo o ultravioleta (U), óptico (BVR) e o
infravermelho próximo (I), ou mais recentemente, do 2MASS (JHKs), exclusivamente no
infravermelho próximo (Skrutskie et al, 2006). A utilização da fotometria proporciona a
investigação detalhada das propriedades físicas dos aglomerados estelares e das
populações estelares em geral.
Com a análise deste diagrama, podemos compreender as mudanças sofridas por
estrelas de várias massas ao longo do tempo, tais como previstas por um modelo
evolutivo. Interpretando o Diagrama Cor-Magnitude de um aglomerado estelar,
verificamos a distribuição desuniforme de seus membros ao longo do plano. Estes
seguem algumas sequências preferenciais, também denominadas sequências evolutivas,
tal como a Sequência Principal. Constituindo-se como a região mais povoada, a
Sequência Principal apresenta-se como a fase onde as estrelas passam a maior parte de
suas vidas e abriga estrelas com importantes propriedades para determinar parâmetros
físicos de aglomerados de estrelas.
2.3 Ajuste de Isócronas
As sequências evolutivas de um aglomerado de estrelas podem ser ajustadas por
modelos de isócronas a dados fotométricos. As isócronas definem no Diagrama Cor-
Magnitude a localização de estrelas de mesma idade e composição química. O método
mais amplamente utilizado de ajuste de isócronas é o Ajuste Visual. Este método teve um
papel importante no desenvolvimento da teoria de evolução estelar, permitindo as
primeiras determinações de parâmetros físicos dos aglomerados estelares. Apesar de
muitas tabelas de isócronas existirem, considerando diferentes massas, faixas de idade e
metalicidade, nenhuma delas cobre toda a faixa de populações, sendo necessário utilizar
uma combinação desses modelos. Espera-se que um modelo chamado MESA, Modules
for Experiments in Stellar Astrophysics (Paxton et al. 2016), produza isócronas de alta
qualidade sobre toda a faixa de idades e metalicidade. Nos modelos atuais há certas
imprecisões, causadas pela dependência das isócronas de aspectos imprecisos da
evolução estelar, como por exemplo, o erro na estimava da aceleração dos fluidos na
região convectiva. Outros trabalhos de emprego de técnicas de ajuste de isócronas com
10
métodos objetivos podem ser vistos em Naylor & Jeffries (2006), Kalirai et al. (2004) e
Monteiro et al. (2010).
2.4 Métodos da Síntese de Populações Estelares
Para a construção do modelo de evolução de Populações Estelares Simples, conjunto
de estrelas que apresentam idade e metalicidade únicas entre si, é preciso de algumas
variáveis bem definidas, tais como, os caminhos evolutivos para diferentes massas
iniciais, a composição química e Função de Massa Inicial. Os principais ingredientes para
a construção desse modelo são citados a seguir: bases espectrais de estrelas, conjuntos
de espectros estelares que podem ser empíricos ou sintéticos e que apresentam uma
grande abrangência em massa, idade e metalicidade, com diversos valores de
temperatura e luminosidade, de tal forma que essas estrelas se distribuam idealmente por
todo o Diagrama Cor-Magnitude; Trajetórias Evolutivas e Função de Massa Inicial, que
expressa a distribuição numérica de estrelas por massa.
Como visto anteriormente, a magnitude absoluta e a cor são medidas fotométricas.
Porém, com um equipamento mais sofisticado é possível observar espectros. A sequência
de tipos espectrais não passa de uma escala de temperaturas; as estrelas O são as mais
quentes, e as M as mais frias. Dependendo da temperatura, alguns átomos são ionizados,
perdendo um ou mais elétrons, e se comportam como se fossem elementos químicos
diferentes do átomo original, apresentando linhas espectrais distintas. É devido aos
diversos estados de ionização que as linhas aparecem e desaparecem em função da
temperatura. Para melhor ilustrar esta definição, a seguir é apresentada uma tabela que
aborda as classes espectrais de acordo com suas respectivas características.
Tabela 1 – Classes Espectrais
Fonte: A cor das estrelas (2016)
11
A quantidade de informação que se pode obter por meio da análise espectral através
da quantidade de fluxo em um dado intervalo de comprimento de onda é maior dos que as
que seriam obtidas em uma imagem fotométrica. Um bom exemplo no qual obtemos
informações importantes por meio da análise espectral é a espectroscopia estelar.
Investigando um espectro estelar podem-se determinar condições físicas e químicas em
uma estrela, tais como, temperatura efetiva, gravidade superficial, ventos estelares e
composição química. O espectro aparece normalmente na chapa fotográfica, que hoje é
substituída por uma tecnologia superior, os detectores CCDs - Dispositivos de Carga
Acoplada, como um uma faixa clara, atravessada por linhas estreitas e escuras, que são
as linhas de absorção. Se pudermos modelar como as propriedades integradas
observadas de uma galáxia evoluem com o tempo, podemos extrair informações acerca
da sua distribuição atual de metalicidades estelares e seu histórico de formação estelar a
partir da comparação dos seus dados observados (cores fotométricas) com as predições
de um dado modelo ou modelos teóricos ou semiempíricos.
Os códigos computacionais de Síntese de Populações Estelares Semiempírica foram
desenvolvidos com o objetivo de encontrar uma combinação de espectros de populações
estelares que reproduzam dentro de um certo nível de desvio, o espectro observado de
um dado objeto. O modelo de Síntese de Populações Estelares Evolutiva (também
conhecido como Síntese Espectral) considera uma dada taxa de formação estelar em
função do tempo. Cada um desses modelos deve considerar uma determinada função de
massa inicial.
A Síntese de Populações Estelares Evolutiva foi um método introduzido por Tinsley
(1968). Trata-se de um modelo de um sistema estelar que evolui ao longo do tempo e
cujos observáveis (Distribuição Espectral de Energia e cores) são comparados com os
observáveis de um sistema de estrelas, que no caso é uma galáxia. Para cada
distribuição temporal de estrelas em termos de suas propriedades (massa, metalicidade e
idade), calculam-se aqueles observáveis e os compara com os do objeto de estudo. Caso
o que é medido pelo modelo não concorde com o observado no objeto, é necessário
modificar os parâmetros do modelo evolutivo.
A Síntese de Populações Estelares Semiempírica foi desenvolvida de modo pioneiro
por MORGAN e MAYALL (1956) e também utiliza como informação o contínuo espectral
estelar e suas linhas de absorção e/ou emissão presentes nas Distribuições Espectrais de
Energia para determinar as populações estelares presentes no sistema. Também se
utiliza como base de referência para se construir modelos de Populações Estelares
12
Simples a aplicar tal tipo de síntese semiempírica para esse tipo de técnica bibliotecas de
espectros estelares empíricos e/ou sintéticos. Pode-se ainda adotar como observáveis
medidas de cores fotométricas como também linhas de absorção (ex.: índices do Sistema
Lick) para realizar uma síntese semiempírica. Esse tipo de síntese de populações faz uma
comparação entre os observáveis de uma galáxia, por exemplo, e uma combinação de
modelos de populações estelares com a finalidade de se obter uma combinação
representativa de Populações Estelares Simples. Consequentemente, acaba-se obtendo
uma distribuição atual de metalicidades estelares e uma distribuição de idades estelares,
que relacionados entre si fornece um histórico de enriquecimento químico para o sistema
composto analisado; de um modo diferente daquele da síntese evolutiva.
Como a Síntese Semiempírica utiliza as informações no espectro (contínuo e linhas de
absorção ou emissão) como ponto de partida para se inferir a Populações Estelares, é por
vezes denominada de Técnica de Inversão. Em vista disso, enquanto esta objetiva
resolver o problema de um modo inverso, a Síntese Evolutiva tenta derivar uma solução
de uma maneira direta. A Síntese Semiempírica de populações estelares é a mais usada
atualmente, tendo em vista que se tem grande acesso a bibliotecas públicas de espectros
de Populações Estelares Simples e códigos públicos de síntese. Além do mais, a Síntese
Evolutiva representa um desafio maior por causa da existência de muitas hipóteses
envolvidas e informações imprecisas dos modelos de evolução e atmosferas.
13
3 Metodologia e Cronograma
A pesquisa a ser realizada neste trabalho pode ser classificada como exploratória e
utiliza como principal fonte o levantamento bibliográfico. Quanto à metodologia, o trabalho
apresenta uma metodologia formal, por meio do estudo e análise de teoria. Pretende-se
dividir o projeto em sete etapas, sendo elas:
1. O estudo detalhado da formação e Evolução Estelar, a fim de obter base teórica
consistente para a pesquisa, descrevendo os processos físicos envolvidos na
formação estelar e esquematizar os principais estágios da vida das estrelas.
2. Aquisição de Dados Fotométricos de Aglomerados com o objetivo de construir
Diagramas Cor-Magnitude.
3. Estudo aprofundado dos métodos da Síntese de Populações e de Ajuste de
Isócronas com o propósito de determinar condições físicas e químicas das
estrelas.
4. Aplicação de um Método Estatístico em um Aglomerado Estelar bem conhecido,
para detecção de Populações Estelares.
5. Automatização do Método/Determinação dos parâmetros de Populações
Estelares através do ajuste de isócronas.
6. Análise dos resultados e comparação com outros trabalhos, propondo melhoras
para o método, considerando as informações imprecisas dos modelos de
evolução que se têm.
7. Elaboração do relatório final.
Estes sete passos estão de acordo com o Cronograma descrito, distribuídos no
período de um ano:
14
Tabela 2 - Cronograma
Período Etapa
Janeiro - Fevereiro 1 - Estudo da Evolução Estelar
Março
Abril
Maio - Junho
2 - Adquirição de Dados Fotométricos de Aglomerados
3 - Estudo dos métodos da Síntese de Populações e de
Ajuste de Isócronas
4 - Método em um Aglomerado bem conhecido
Julho - Agosto 5 - Automatização do Método/Determinação dos
parâmetros de populações por Ajuste de Isócronas
Setembro - Outubro 6 - Análise dos resultados e comparação com outros
trabalhos
Novembro - Dezembro 7 - Elaboração do relatório final
15
4 Referências Bibliográficas
A COR das estrelas: Tipos Spectrais de Estrelas. Tipos Spectrais de Estrelas.
Disponível em: <http://www.if.ufrgs.br/oei/stars/types_st/types.htm>. Acesso em: 23
nov. 2016.
AGLOMERADOS Estelares. Disponível em:
<http://www.if.ufrgs.br/oei/stars/aglom/clusters.htm>. Acesso em: 8 out. 2016.
CASSISI, Santi; SALARIS, Maurizio. Evolution of Stars and Stellar
Populations. Chichester: John Wiley & Sons Ltd, 2006.
FORMAÇÃO Estelar. Disponível em:
<http://www.if.ufrgs.br/oei/stars/formation/form_st.htm>. Acesso em: 7 nov. 2016.
KALIRAI, J. S. & TOSI, M., Interpreting the colour-magnitude diagrams of open
star clusters through numerical simulations, MNRAS, 2004.
MONTEIRO, H., Dias, W, S. & CAETANO, T, C., Fitting isochrones to open
cluster photometric data: A new global optimization tool, A&A, 2010.
MORGAN, W. W.; MAYALL, N. U. A Spectral Classification of Galaxies, ago.
1956, vol. 69, p. 291.
NAYLOR, T. & JEFFRIES, R. D., A maximum-likelihood method for fitting colour-
magnitude diagrams, MNRAS, 2006.
O'CONNELL, Robert W.. STELLAR POPULATIONS AND THE HISTORY OF THE
UNIVERSE. Disponível em:
<http://www.faculty.virginia.edu/rwoclass/astr1230/Spops-HistUniv.html>. Acesso
em: 4 nov. 2016.
OLIVEIRA FILHO, Kepler de Souza; SARAIVA, Maria de Fátima Oliveira. O
Diagrama Cor-Magnitude - Hestzprung-Russel. 2016. Disponível em:
<http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/node2.htm>. Acesso em: 3 nov. 2016.
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SARAIVA, Maria de Fátima Oliveira; OLIVEIRA FILHO, Kepler de Souza; MÜLLER,
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16
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AGLOMERADOS ABERTOS ATRAVÉS DA ANÁLISE DE DIAGRAMAS COR -
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2016.
TINSLEY, B. M. Evolution of the Stars and Gas in Galaxies. The Astrophysical
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Projeto dirigido final

  • 1. UNIVERSIDADE FEDERAL DO ABC BACHARELADO EM CIÊNCIA E TECNOLOGIA ANA BEATRIZ RIBEIRO CAETANO POPULAÇÕES ESTELARES: INTERPRETAÇÃO DE DIAGRAMAS COR-MAGNITUDE DE POPULAÇÕES ESTELARES SÃO BERNARDO DO CAMPO 2016
  • 2. ANA BEATRIZ RIBEIRO CAETANO POPULAÇÕES ESTELARES: INTERPRETAÇÃO DE DIAGRAMAS COR-MAGNITUDE DE POPULAÇÕES ESTELARES SÃO BERNARDO DO CAMPO 2016 Projeto apresentado na disciplina Projeto Dirigido na Universidade Federal do ABC Orientador: Prof. Dr. Pieter Willem Westera
  • 3. RESUMO A pesquisa em Astronomia fundamenta-se na caracterização e entendimento de diversos objetos que compõem o Universo, tais como, estrelas e Aglomerados Estelares. Neste trabalho busca-se interpretar e analisar Diagramas Cor-Magnitude de Populações Estelares, estudo fundamental para a visualização de modelos de evolução estelar. Os Diagramas que serão estudados consistem em graficar a luminosidade em função da temperatura efetiva das estrelas. A partir desta ferramenta, mostra-se que estrelas de diferentes massas ocupam posições bem distintas devido às diferentes taxas de evolução. Em particular, este projeto possui como objetivo demonstrar alguns dos principais métodos de observação: a Fotometria e a Espectroscopia. Temas essenciais para este projeto de pesquisa serão abordados, entre eles, o Ajuste de Isócronas e os Métodos de Síntese de Populações Estelares. As populações estelares, caracterizadas por suas idades, metalicidades, propriedades cinemáticas e localização dentro da galáxia que as contém, ditam a formação e evolução química e dinâmica de galáxias. Busca-se aplicar métodos de Evolução Estelar em Aglomerados Estelares, analisar os resultados e comparar os outros trabalhos, apontando melhorais que poderiam ser realizadas. Palavras-Chave: Evolução Estelar. Populações Estelares. Diagramas Cor-Magnitude. Dados Fotométricos. Síntese Espectral.
  • 4. Sumário 1 Introdução ................................................................................................................1 2 Revisão Bibliográfica................................................................................................5 2.1 Evolução Estelar e Populações Estelares.............................................................5 2.2 Interpretação de Diagramas Cor-Magnitude .........................................................7 2.3 Ajuste de Isócronas...............................................................................................9 2.4 Métodos da Síntese de Populações Estelares....................................................10 3 Metodologia e Cronograma....................................................................................13 4 Referências Bibliográficas......................................................................................15
  • 5. 1 1 Introdução No decorrer da história, o homem vem observando o céu para as mais diversas finalidades, entre elas, aprender a navegar pelos vastos e até então, desconhecidos oceanos, decidir a melhor época do ano para plantar suas colheitas e garantir sua sobrevivência e também, para responder grandes questionamentos feitos desde os primórdios pelo ser humano: De onde viemos e para onde vamos? Em tempos de inovação tecnológica, é clara a importância da Astronomia, bem como de instrumentos astronômicos para a humanidade. Em um primeiro instante, é possível questionar a necessidade desse tipo de conhecimento e a sua aplicação para solucionar problemas mais corriqueiros. Contudo, feita uma avaliação mais profunda, observa-se como a Astronomia está presente em nossas vidas de forma intensa, mesmo em situações do dia a dia. Tendo como exemplo: o decorrer dos dias e noites, a divisão do tempo em horas, minutos e segundos, o nosso calendário com o ano de 365 dias, as distintas estações do ano, o comportamento das marés e a ocorrência das auroras polares. Devido à Astronomia, fenômenos ainda mais complexos também podem ser explicados, como, por exemplo, a Evolução Estelar. Desde 1609, ano que as observações astronômicas deixaram de ser feitas a olho nu para dar espaço a Galileu Galilei e o surgimento da Luneta, até os atuais Telescópios Espaciais, instalados em satélites artificiais e colocados em órbita em torno da Terra, é notável o desenvolvimento do conhecimento astronômico resultante desses estudos, que atualmente é aperfeiçoado e rapidamente superado por novas informações que são coletadas e processadas com agilidade. Depois de mais de meio século de estudo e desenvolvimento contínuo, a teoria da Evolução Estelar é presentemente bem estabelecida, pois suas principais previsões foram confirmadas através de diversos testes empíricos. Através do seu estudo, identificam-se as propriedades físicas e químicas das estrelas que povoam o Universo e seu desenvolvimento ao longo dos bilhões de anos. A análise de Populações Estelares fornece evidências sobre o processos de Formação e Evolução Estelar. Ao estudar a galáxia Andrômeda, Walter Baade, astrônomo e astrofísico alemão, notou que era possível distinguir de maneira clara estrelas de cor
  • 6. 2 azulada nos braços espirais da galáxia. Para estas, propôs que se chamassem estrelas da População I. Para as estrelas vermelhas que eram visíveis no núcleo da galáxia apresentou outra classe de estrelas, pertencentes à População II. Apesar desta classificação ter ocorrido no século passado, atualmente ainda é utilizada. Para as primeiras estrelas formadas na galáxia, têm-se, por definição, as estrelas da População III. Cada População é caracterizada por suas massas estelar e dinâmica, distribuições de idade e metalicidades estelares, enriquecimento químico e cinemática estelar. Em resumo, uma População Estelar é um conjunto de estrelas que possui uma história de formação em comum. O que permitiu estabelecer os dois tipos de populações estelares foi a observação de aglomerados. Quando estrelas se formam, elas o fazem a partir de grandes nuvens de gás molecular. Isso significa que elas se formam em grupos ou aglomerados de estrelas, já que as nuvens moleculares possuem centenas de massas solares de gás. Estes podem ser aglomerados abertos, que são de População I, caracterizados por serem mais jovens e encontrados especialmente no disco galáctico ou aglomerados globulares, que são de População II, com idade da ordem de dez bilhões de anos e tipicamente localizados no halo da Galáxia. Em outras palavras, pode-se dizer que os aglomerados são compostos por estrelas que possuem não apenas a mesma metalicidade, mas também a mesma idade. Porém, se a Evolução Estelar ocorre numa escala de bilhões de anos, como o ser humano pode estudá-la? Para melhor compreender a formação dos aglomerados estelares, é fundamental saber interpretar as informações das estrelas que os integram. Um avanço neste sentido foi realizado a partir da interpretação de Diagramas Cor- Magnitude, que mostrou ser uma ferramenta de grande utilidade. Estes diagramas são uma analogia do diagrama Hertzsprung-Russell (HR), um plano teórico que compara os valores previstos por modelos de evolução estelar para a temperatura efetiva e luminosidade de uma estrela ao longo de sua vida. Para obter estes diagramas, são necessárias medidas fotométricas, ou seja, magnitudes aparentes e cores. Como as distâncias relativas entre as estrelas do aglomerado são extremamente pequenas em comparação com a distância que separa o planeta Terra delas, podemos considerar que todos os membros do aglomerado estão a uma mesma distância da Terra. Desta forma, é viável estimar sua magnitude, que é uma medida da luminosidade e determinar sua temperatura a partir da sua cor ou tipo espectral. Isto ocorre, pois há uma correspondência existente entre parâmetros teóricos e
  • 7. 3 observacionais, ou seja, entre a temperatura efetiva de uma estrela e a sua respectiva cor e entre a sua luminosidade e a magnitude absoluta. Nestes diagramas, adota-se a convenção de que a temperatura cresce para a esquerda e a luminosidade para cima (Figura 1). Ao analisarmos o Diagrama Cor-Magnitude de um aglomerado estelar, verificamos que os seus membros não se distribuem de maneira uniforme ao longo do plano, mas seguem algumas sequências preferenciais (ou evolutivas), como a sequência principal. A massa de uma estrela da sequência principal determina sua luminosidade e cor, relacionada com sua temperatura. Quanto mais massiva, mais a estrela é luminosa, quente e azulada. Estas sequências podem ser ajustadas por uma isócrona, que é um produto dos modelos de evolução estelar para uma sequência em massa de estrelas com a mesma idade e mesma composição química, localizadas a uma mesma distância e sofrendo de um mesmo avermelhamento pela poeira interestelar. Por esta razão, as isócronas são excelentes modelos para aglomerados estelares, pois possibilitam a determinação de parâmetros físicos através do método de ajuste sobre o Diagrama Cor-Magnitude. Magnitude e cor, como anteriormente explicadas, são propriedades observáveis e fotométricas. Com o advento das chapas fotográficas desde o século XIX, o espectrógrafo possibilitou a observação de espectros. Somente após alguns anos, foi estabelecido um paralelo entre a sequência de tipos espectrais e a sequência de índice de cor: a sequência de tipos espectrais nada mais é que uma escala de temperaturas. O estudo espectral é uma maneira eficaz para analisar as galáxias, que por meio de suas características, supõe cenários de como cada uma se formou, evoluiu e está evoluindo. Atualmente, existem programas de computadores que conseguem reproduzir de forma detalhada os espectros. São chamados de programas de síntese espectral e possuem como objetivo extrair as propriedades de suas populações de estrelas baseando-se na decomposição de um espectro observado a partir da combinação linear de modelos de populações estelares simples de diferentes idades e metalicidade. Para construir tais populações, é preciso considerar a sua distribuição inicial de massas. No Diagrama Cor-Magnitude as estrelas vão inicialmente popular a sequência evolutiva principal, porém, conforme o tempo passar, esta sequência se despovoa de acordo com as isócronas, trajetórias evolutivas seguidas pelas estrelas de diferentes massas no diagrama. Neste projeto, é de interesse estudar a Evolução Estelar pela interpretação dos Diagramas Cor-Magnitude através de dados fotométricos e por uma linha de pesquisa
  • 8. 4 denominada Síntese de Populações Estelares. Nos últimos 50 anos, diversos tipos de síntese de populações estelares foram propostos, contudo, aqui será descrito dois métodos de síntese de populações: Síntese de Populações Estelares Semi-Empírica e Síntese de Populações Estelares Evolutiva. . .
  • 9. 5 2 Revisão Bibliográfica 2.1 Evolução Estelar e Populações Estelares De acordo com Cassisi e Salaris (2006), a teoria padrão da Evolução Estelar pode ser estabelecida nas seguintes suposições: As estrelas são sistemas esféricos simétricos feitos de matéria mais radiação. Os efeitos da rotação e dos campos magnéticos são desprezíveis; A evolução temporal da estrutura estelar pode ser descrita por uma sequência de modelos em equilíbrio hidrostático. A hipótese de equilíbrio hidrostático implica que a pressão tem que aumentar em direção ao centro. Para aumentar a pressão, a Equação do Gás Ideal determina que a densidade e a temperatura têm que aumentar também. Esta equação é dada pela eq.(1), sendo p = pressão, ρ = densidade, T = temperatura e R = Constante Universal dos Gases; A matéria em cada camada estelar está muito próxima do equilíbrio termodinâmico local. Esta hipótese implica que a distância média percorrida pelas partículas entre colisões (o caminho livre médio) é muito menor do que a dimensão do sistema (o raio da estrela) e que o tempo decorrido entre as colisões é muito menor do que o tempo para a alteração das propriedades microscópicas do gás. A consequência desta hipótese é que, em cada ponto dentro da estrela, a radiação pode ser descrita pela função de Planck correspondente à temperatura única em comum com a matéria. Ou seja, cada camada estelar pode assumir um comportamento de um corpo negro, com quase nenhum fluxo de energia líquida absorvida ou emitida; O único mecanismo de transporte de elementos químicos dentro das estrelas é a convecção, isto é, o efeito da mistura rotacional e da difusão atómica é insignificante. p = R ρ T (1) As estrelas se formam em imensas nuvens moleculares imersas em nebulosas gasosas existentes nas galáxias. Estas nuvens são feitas quase inteiramente de hidrogênio e hélio e são regiões extremamente frias. Uma explosão de supernova nos arredores, por exemplo, causa turbulências, provocando adensamentos em regiões da nebulosa e formando glóbulos de gás frio, que acabam colapsando sob seu próprio peso. Cada um desses glóbulos dará origem a uma estrela. A protoestrela é massa de matéria interestelar no processo de condensação que precede a formação de uma estrela (FORMAÇÃO Estelar, 2016). À medida que o glóbulo colapsa, um disco em rotação com
  • 10. 6 a protoestrela no centro é formado. Jatos bipolares de gás e poeira são gerados pelo disco rotante e pelo vento estelar da protoestrela. A pressão no centro da estrela aumenta até o ponto em que ela balança a força gravitacional, alcançando o equilíbrio hidrostático que faz parar o colapso. O material remanescente do disco circunstelar pode formar um disco protoplanetário, que possivelmente dará origem a planetas. No interior da protoestrela, o núcleo continua a acrescer matéria das camadas externas a ela, ficando cada vez mais denso e quente. Quando a temperatura do núcleo fica suficientemente alta para iniciar as reações termonucleares, a protoestrela passa a ser chamada de estrela, iniciando a fase de sua vida denominada sequência principal. As estrelas permanecem na sequência principal enquanto transformarem hidrogênio em hélio no núcleo. No decorrer dessa fase da evolução que dura 90% do tempo total de vida das estrelas, as mesmas se mantêm em equilíbrio hidrostático e possuem luminosidade e temperatura determinadas por sua massa (SARAIVA; OLIVEIRA FILHO; MÜLLER, 2016). O estudo das Populações Estelares proporcionou um grande impulso para o conhecimento da formação e evolução estelar. Sua definição foi proposta de forma pioneira por Oort (1926) e foi posteriormente corroborada por Baade (1944), que a partir da observação da Galáxia de Andrômeda (também conhecida como M31 ou NGC 224), descobriu que as estrelas poderiam ser divididas em dois grupos diferentes, introduzindo o conceito de Populações Estelares I e II. Para realizar esta distinção, levou em conta a cor e a localização de cada uma. Para as estrelas azuladas localizadas nos braços espirais da galáxia, classificou-as como estrelas da População I, enquanto as estrelas avermelhadas que eram visíveis no núcleo da galáxia foram por ele denominadas de estrelas membros da População II. Para compreender melhor estas localizações, é preciso distinguir os diferentes componentes estruturais galácticos: o disco, que possui a maior parte das estrelas e praticamente todo o gás e a poeira e onde podem ser encontrados os braços espirais, meio interestelar mais denso e onde há mais formação estelar e um outro componente esferoidal, o qual se subdivide em um bojo central e denso e um halo rarefeito e extenso. Neste componente esferoidal, encontram-se quase que exclusivamente estrelas velhas (SOUZA, 2014). Esta relação é ainda empregada no presente mesmo para as estrelas da nossa Galáxia. Descobriu-se que as estrelas jovens e que possuem alta metalicidade são consideradas próprias da População I, enquanto as estrelas mais velhas, com idades da ordem de dez bilhões de anos e baixa metalicidade pertencem à outra classe previamente
  • 11. 7 mencionada (OLIVEIRA FILHO; SARAIVA, 2016). Pela definição de O’connell (2016), utiliza-se do termo População Estelar para se referir a estrelas caracterizadas por possuírem idade e composição química em comum. O estudo dos aglomerados estelares permite a classificação das estrelas e desta maneira, indica em qual das duas classes de Populações Estelares estas estrelas se incluem. As nuvens moleculares são consideradas as progenitoras dos aglomerados e associações estelares. Os processos de expulsão do gás promovidos por ventos estelares e supernovas, por exemplo, conduzem à dissolução da maior parte dos aglomerados. Como as propriedades físicas das estrelas dentro de cada um destes sistemas são uniformes, já que as estrelas pertencentes a um determinado aglomerado estelar teriam origem a partir de uma mesma nuvem de gás e poeira, pode-se considerar que em um aglomerado tem em sua composição estrelas que possuem a mesma metalicidade e mesma idade. Estes aglomerados estão distribuídos de forma não homogênea em todas as componentes estruturais da Galáxia: disco fino, disco espesso, bojo e halo. Dependendo de algumas propriedades, tais como número de estrelas, cinemática estelar, idade e distribuição espacial em relação à Via Láctea, podem ser classificados como aglomerados abertos ou aglomerados globulares (SCHNEIDER, 2006, p. 228). Aglomerados abertos, grupos de População I, são povoados de maneira escassa e seus membros são fracamente ligados gravitacionalmente. São na grande maioria jovens, possuem uma metalicidade tipicamente solar e sua formação está preferencialmente no disco fino da Galáxia, por isso, são objetos associados a regiões de formação estelar, onde são formados de maneira contínua. Em contrapartida, os aglomerados globulares, grupos de População II, são grupos densos de estrelas que apresentam uma distribuição aproximadamente esférica, estão situados no halo e bojo da Galáxia e foram a base para determinar o centro da nossa galáxia ao estabelecer a existência de um halo cuja estrutura é esferoidal. Pela razão destes objetos não estarem sendo formados atualmente na Via-Láctea, não são possíveis estudos empíricos dos seus processos de formação. 2.2 Interpretação de Diagramas Cor-Magnitude Para entender os aglomerados estelares, se fez necessário a interpretação física das informações trazidas pela luz das estrelas que os constituem. A interpretação de
  • 12. 8 Diagramas Cor-Magnitude possibilitou um avanço neste sentido e só foi possível devido aos modelos de Evolução Estelar. O Diagrama Cor-Magnitude é a contrapartida observacional do modelo proposto por Hertzsprung (1911) e Russell (1913), o Diagrama HR, que demonstrava a relação existente entre a luminosidade de uma estrela e sua temperatura efetiva. Esta relação existe apenas para um dado estágio evolutivo (ramo no diagrama), como, por exemplo, a Sequência Principal (SP). Levando em conta todas as estrelas de uma população, pode haver estrelas da mesma temperatura, porém com luminosidades diferentes e vice-versa. Um exemplo para esta relação: Em Aglomerados Globulares há Anãs (estrelas da SP), e Gigantes Vermelhas (RG) de 5000 K, as últimas tendo luminosidades muito maiores que as primeiras. Com este diagrama, percebeu-se que as estrelas de uma determinada cor continham uma determinada magnitude absoluta. E é justamente a partir das chamadas medidas fotométricas, a magnitude absoluta e as cores, que se torna possível a obtenção do Diagrama Cor-Magnitude. É importante ressaltar que esta contrapartida citada só existe por causa da relação entre parâmetros teóricos e observacionais, que associa a luminosidade com a magnitude absoluta e a temperatura efetiva com sua cor (AGLOMERADOS Estelares, 2016). Para ilustrar esta explicação, a imagem a seguir mostra um Diagrama Cor-Magnitude: Figura 1 – Diagrama Cor-Magnitude da Sequência Principal Fonte: (OLIVEIRA FILHO; SARAIVA, 2016)
  • 13. 9 A construção dos Diagramas Cor-Magnitude se dá através da medida do fluxo de luz de estrelas individuais, técnica conhecida como fotometria resolvida. As imagens são obtidas utilizando diferentes filtros espectrais, como por exemplo, os de banda larga do sistema Johnson-Cousius (UBVRI), cobrindo o ultravioleta (U), óptico (BVR) e o infravermelho próximo (I), ou mais recentemente, do 2MASS (JHKs), exclusivamente no infravermelho próximo (Skrutskie et al, 2006). A utilização da fotometria proporciona a investigação detalhada das propriedades físicas dos aglomerados estelares e das populações estelares em geral. Com a análise deste diagrama, podemos compreender as mudanças sofridas por estrelas de várias massas ao longo do tempo, tais como previstas por um modelo evolutivo. Interpretando o Diagrama Cor-Magnitude de um aglomerado estelar, verificamos a distribuição desuniforme de seus membros ao longo do plano. Estes seguem algumas sequências preferenciais, também denominadas sequências evolutivas, tal como a Sequência Principal. Constituindo-se como a região mais povoada, a Sequência Principal apresenta-se como a fase onde as estrelas passam a maior parte de suas vidas e abriga estrelas com importantes propriedades para determinar parâmetros físicos de aglomerados de estrelas. 2.3 Ajuste de Isócronas As sequências evolutivas de um aglomerado de estrelas podem ser ajustadas por modelos de isócronas a dados fotométricos. As isócronas definem no Diagrama Cor- Magnitude a localização de estrelas de mesma idade e composição química. O método mais amplamente utilizado de ajuste de isócronas é o Ajuste Visual. Este método teve um papel importante no desenvolvimento da teoria de evolução estelar, permitindo as primeiras determinações de parâmetros físicos dos aglomerados estelares. Apesar de muitas tabelas de isócronas existirem, considerando diferentes massas, faixas de idade e metalicidade, nenhuma delas cobre toda a faixa de populações, sendo necessário utilizar uma combinação desses modelos. Espera-se que um modelo chamado MESA, Modules for Experiments in Stellar Astrophysics (Paxton et al. 2016), produza isócronas de alta qualidade sobre toda a faixa de idades e metalicidade. Nos modelos atuais há certas imprecisões, causadas pela dependência das isócronas de aspectos imprecisos da evolução estelar, como por exemplo, o erro na estimava da aceleração dos fluidos na região convectiva. Outros trabalhos de emprego de técnicas de ajuste de isócronas com
  • 14. 10 métodos objetivos podem ser vistos em Naylor & Jeffries (2006), Kalirai et al. (2004) e Monteiro et al. (2010). 2.4 Métodos da Síntese de Populações Estelares Para a construção do modelo de evolução de Populações Estelares Simples, conjunto de estrelas que apresentam idade e metalicidade únicas entre si, é preciso de algumas variáveis bem definidas, tais como, os caminhos evolutivos para diferentes massas iniciais, a composição química e Função de Massa Inicial. Os principais ingredientes para a construção desse modelo são citados a seguir: bases espectrais de estrelas, conjuntos de espectros estelares que podem ser empíricos ou sintéticos e que apresentam uma grande abrangência em massa, idade e metalicidade, com diversos valores de temperatura e luminosidade, de tal forma que essas estrelas se distribuam idealmente por todo o Diagrama Cor-Magnitude; Trajetórias Evolutivas e Função de Massa Inicial, que expressa a distribuição numérica de estrelas por massa. Como visto anteriormente, a magnitude absoluta e a cor são medidas fotométricas. Porém, com um equipamento mais sofisticado é possível observar espectros. A sequência de tipos espectrais não passa de uma escala de temperaturas; as estrelas O são as mais quentes, e as M as mais frias. Dependendo da temperatura, alguns átomos são ionizados, perdendo um ou mais elétrons, e se comportam como se fossem elementos químicos diferentes do átomo original, apresentando linhas espectrais distintas. É devido aos diversos estados de ionização que as linhas aparecem e desaparecem em função da temperatura. Para melhor ilustrar esta definição, a seguir é apresentada uma tabela que aborda as classes espectrais de acordo com suas respectivas características. Tabela 1 – Classes Espectrais Fonte: A cor das estrelas (2016)
  • 15. 11 A quantidade de informação que se pode obter por meio da análise espectral através da quantidade de fluxo em um dado intervalo de comprimento de onda é maior dos que as que seriam obtidas em uma imagem fotométrica. Um bom exemplo no qual obtemos informações importantes por meio da análise espectral é a espectroscopia estelar. Investigando um espectro estelar podem-se determinar condições físicas e químicas em uma estrela, tais como, temperatura efetiva, gravidade superficial, ventos estelares e composição química. O espectro aparece normalmente na chapa fotográfica, que hoje é substituída por uma tecnologia superior, os detectores CCDs - Dispositivos de Carga Acoplada, como um uma faixa clara, atravessada por linhas estreitas e escuras, que são as linhas de absorção. Se pudermos modelar como as propriedades integradas observadas de uma galáxia evoluem com o tempo, podemos extrair informações acerca da sua distribuição atual de metalicidades estelares e seu histórico de formação estelar a partir da comparação dos seus dados observados (cores fotométricas) com as predições de um dado modelo ou modelos teóricos ou semiempíricos. Os códigos computacionais de Síntese de Populações Estelares Semiempírica foram desenvolvidos com o objetivo de encontrar uma combinação de espectros de populações estelares que reproduzam dentro de um certo nível de desvio, o espectro observado de um dado objeto. O modelo de Síntese de Populações Estelares Evolutiva (também conhecido como Síntese Espectral) considera uma dada taxa de formação estelar em função do tempo. Cada um desses modelos deve considerar uma determinada função de massa inicial. A Síntese de Populações Estelares Evolutiva foi um método introduzido por Tinsley (1968). Trata-se de um modelo de um sistema estelar que evolui ao longo do tempo e cujos observáveis (Distribuição Espectral de Energia e cores) são comparados com os observáveis de um sistema de estrelas, que no caso é uma galáxia. Para cada distribuição temporal de estrelas em termos de suas propriedades (massa, metalicidade e idade), calculam-se aqueles observáveis e os compara com os do objeto de estudo. Caso o que é medido pelo modelo não concorde com o observado no objeto, é necessário modificar os parâmetros do modelo evolutivo. A Síntese de Populações Estelares Semiempírica foi desenvolvida de modo pioneiro por MORGAN e MAYALL (1956) e também utiliza como informação o contínuo espectral estelar e suas linhas de absorção e/ou emissão presentes nas Distribuições Espectrais de Energia para determinar as populações estelares presentes no sistema. Também se utiliza como base de referência para se construir modelos de Populações Estelares
  • 16. 12 Simples a aplicar tal tipo de síntese semiempírica para esse tipo de técnica bibliotecas de espectros estelares empíricos e/ou sintéticos. Pode-se ainda adotar como observáveis medidas de cores fotométricas como também linhas de absorção (ex.: índices do Sistema Lick) para realizar uma síntese semiempírica. Esse tipo de síntese de populações faz uma comparação entre os observáveis de uma galáxia, por exemplo, e uma combinação de modelos de populações estelares com a finalidade de se obter uma combinação representativa de Populações Estelares Simples. Consequentemente, acaba-se obtendo uma distribuição atual de metalicidades estelares e uma distribuição de idades estelares, que relacionados entre si fornece um histórico de enriquecimento químico para o sistema composto analisado; de um modo diferente daquele da síntese evolutiva. Como a Síntese Semiempírica utiliza as informações no espectro (contínuo e linhas de absorção ou emissão) como ponto de partida para se inferir a Populações Estelares, é por vezes denominada de Técnica de Inversão. Em vista disso, enquanto esta objetiva resolver o problema de um modo inverso, a Síntese Evolutiva tenta derivar uma solução de uma maneira direta. A Síntese Semiempírica de populações estelares é a mais usada atualmente, tendo em vista que se tem grande acesso a bibliotecas públicas de espectros de Populações Estelares Simples e códigos públicos de síntese. Além do mais, a Síntese Evolutiva representa um desafio maior por causa da existência de muitas hipóteses envolvidas e informações imprecisas dos modelos de evolução e atmosferas.
  • 17. 13 3 Metodologia e Cronograma A pesquisa a ser realizada neste trabalho pode ser classificada como exploratória e utiliza como principal fonte o levantamento bibliográfico. Quanto à metodologia, o trabalho apresenta uma metodologia formal, por meio do estudo e análise de teoria. Pretende-se dividir o projeto em sete etapas, sendo elas: 1. O estudo detalhado da formação e Evolução Estelar, a fim de obter base teórica consistente para a pesquisa, descrevendo os processos físicos envolvidos na formação estelar e esquematizar os principais estágios da vida das estrelas. 2. Aquisição de Dados Fotométricos de Aglomerados com o objetivo de construir Diagramas Cor-Magnitude. 3. Estudo aprofundado dos métodos da Síntese de Populações e de Ajuste de Isócronas com o propósito de determinar condições físicas e químicas das estrelas. 4. Aplicação de um Método Estatístico em um Aglomerado Estelar bem conhecido, para detecção de Populações Estelares. 5. Automatização do Método/Determinação dos parâmetros de Populações Estelares através do ajuste de isócronas. 6. Análise dos resultados e comparação com outros trabalhos, propondo melhoras para o método, considerando as informações imprecisas dos modelos de evolução que se têm. 7. Elaboração do relatório final. Estes sete passos estão de acordo com o Cronograma descrito, distribuídos no período de um ano:
  • 18. 14 Tabela 2 - Cronograma Período Etapa Janeiro - Fevereiro 1 - Estudo da Evolução Estelar Março Abril Maio - Junho 2 - Adquirição de Dados Fotométricos de Aglomerados 3 - Estudo dos métodos da Síntese de Populações e de Ajuste de Isócronas 4 - Método em um Aglomerado bem conhecido Julho - Agosto 5 - Automatização do Método/Determinação dos parâmetros de populações por Ajuste de Isócronas Setembro - Outubro 6 - Análise dos resultados e comparação com outros trabalhos Novembro - Dezembro 7 - Elaboração do relatório final
  • 19. 15 4 Referências Bibliográficas A COR das estrelas: Tipos Spectrais de Estrelas. Tipos Spectrais de Estrelas. Disponível em: <http://www.if.ufrgs.br/oei/stars/types_st/types.htm>. Acesso em: 23 nov. 2016. AGLOMERADOS Estelares. Disponível em: <http://www.if.ufrgs.br/oei/stars/aglom/clusters.htm>. Acesso em: 8 out. 2016. CASSISI, Santi; SALARIS, Maurizio. Evolution of Stars and Stellar Populations. Chichester: John Wiley & Sons Ltd, 2006. FORMAÇÃO Estelar. Disponível em: <http://www.if.ufrgs.br/oei/stars/formation/form_st.htm>. Acesso em: 7 nov. 2016. KALIRAI, J. S. & TOSI, M., Interpreting the colour-magnitude diagrams of open star clusters through numerical simulations, MNRAS, 2004. MONTEIRO, H., Dias, W, S. & CAETANO, T, C., Fitting isochrones to open cluster photometric data: A new global optimization tool, A&A, 2010. MORGAN, W. W.; MAYALL, N. U. A Spectral Classification of Galaxies, ago. 1956, vol. 69, p. 291. NAYLOR, T. & JEFFRIES, R. D., A maximum-likelihood method for fitting colour- magnitude diagrams, MNRAS, 2006. O'CONNELL, Robert W.. STELLAR POPULATIONS AND THE HISTORY OF THE UNIVERSE. Disponível em: <http://www.faculty.virginia.edu/rwoclass/astr1230/Spops-HistUniv.html>. Acesso em: 4 nov. 2016. OLIVEIRA FILHO, Kepler de Souza; SARAIVA, Maria de Fátima Oliveira. O Diagrama Cor-Magnitude - Hestzprung-Russel. 2016. Disponível em: <http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/node2.htm>. Acesso em: 3 nov. 2016. OLIVEIRA FILHO, Kepler de Souza; SARAIVA, Maria de Fátima Oliveira. Populações Estelares. Disponível em: <http://astro.if.ufrgs.br/vialac/node6.htm>. Acesso em: 31 out. 2016. PAXTON, Bill et al. Modules for Experiments in Stellar Astrophysics (MESA), ApJ, 2011, vol. 192. Disponível em: <http://adsabs.harvard.edu/abs/2011ApJS..192....3P>. Acesso em: 12 nov. 2016. SARAIVA, Maria de Fátima Oliveira; OLIVEIRA FILHO, Kepler de Souza; MÜLLER, Alexei Machado. Aula 20: Formação e Evolução Estelar. Disponível em: <http://www.if.ufrgs.br/fis02001/aulas/Aula20-122.pdf>. Acesso em: 6 nov. 2016. SCHNEIDER, Peter. Extragalactic Astronomy and Cosmology: an Introduction. Bonn: Springer-verlag Berlin Heidelberg, 2006. Disponível em: <http://fpaxp1.usc.es/pelayo/Extragalactic_Astronomy_and_Cosmology.pdf>. Acesso em: 14 nov. 2016.
  • 20. 16 SKRUTSKIE, M. F., et al. The Two Micron All Sky Survey (2MASS), ApJ, 2006, vol. 131, pag. 1163. SOUZA, Cleiton Carillo de. DETERMINACÃO DE PARÂMETROS FÍSICOS DE AGLOMERADOS ABERTOS ATRAVÉS DA ANÁLISE DE DIAGRAMAS COR - MAGNITUDE MULTIBANDA. 2014. 121 f. Dissertação (Mestrado) - Curso de Física, Universidade Estadual de Santa Cruz, Ilhéus, 2014. Disponível em: <http://www.biblioteca.uesc.br/biblioteca/bdtd/201270134D.pdf>. Acesso em: 2 nov. 2016. TINSLEY, B. M. Evolution of the Stars and Gas in Galaxies. The Astrophysical Journal, fev. 1968. vol. 151, p. 547.