Aglomerados de Estrelas e
a Formação da Via Láctea
João F. C. Santos Jr.
DF – ICEx - UFMG
Roteiro
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O que são aglomerados de estrelas?
Propriedades astrofísicas (idade,
composição química,...)
O diagrama H-R e a evolução estelar
Determinando a idade de aglomerados
Decifrando a formação da Via Láctea
O que são aglomerados de estrelas?
estrelas formadas ao mesmo
tempo numa pequena região do
espaço
 estrelas de mesma idade
e composição química a uma
mesma distância
Propriedades astrofísicas:
idade 0 < t (109 anos) < 14
composição química
X - fração de massa de Hidrogênio
Y - Hélio
Z - ‘metais’
Sol ( ) : idade = 5x109 anos
X=0.75, Y=0.23, Z=0.02
Aglomerados abertos e globulares da nossa Galáxia
Estrutura da Nossa Galáxia
bojo
Halo
Aglomerados
globulares
núcleo
Núcleo
sol
Boj o
Sol
Aglomerados
abertos
Braços
espirais:
Regiões
de
formação
estelar
Disco
30.000 anos-luz
30.000 anos-luz
50.000 anos-luz
50.000 anos-luz
Via Láctea
Aglomerados
Globulares
Abertos
Número na Galáxia
150
1632
Localização
Halo e bojo
Disco e braços
espirais
Diâmetro (anos-luz)
50 - 300
<30
Massa (M )
104 - 106
102 - 103
Idade (109 anos)
>10
<2
A Grande Nuvem de Magalhães
Via Láctea
Lund Observatory (Suécia)
desenho de 1950
~4100 aglomerados
(só 15 velhos)
http://www.fisica.ufmg.br/~jsantos/GNM/apostila.html
Importância dos aglomerados na elaboração
de um modelo para a formação da Galáxia
mais fácil determinar a idade para aglomerados de estrelas
do que para estrelas isoladas
 constituem sistemas cujas características se modificam de
acordo com a evolução estelar e a interação dinâmica com o
potencial gravitacional da Galáxia
 boa parte das estrelas que observamos hoje isoladas deve ter
se formado em aglomerados, que se dissiparam no meio
ambiente Galáctico devido a esta interação gravitacional
 A observação de um grande número de aglomerados substitui
a necessidade de se acompanhar um deles desde o seu
nascimento até a dispersão de suas estrelas

A determinação das propriedades astrofísicas (idade e
composição química) de aglomerados ajuda a
compreender como a nossa Galáxia se formou
Para chegar lá …... deve-se comparar observações com teoria:
O diagrama H-R e a teoria da evolução estelar
Primeira aproximação para o espectro estelar
Corpo-negro  estrela
 distribuição de energia depende só da temperatura

Lei de Wien:
 pico emissão  1 / T

Lei de Stefan:
F = T 4

[E/ t A]
logo:
L = 4  R2 T 4 [E/ t]
Fotometria: medida da luz de uma
estrela em faixas definidas de 
KH J
U
 filtros coloridos (UBVRIJHK)
Índice de cor (B-V)  1/T
O Diagrama Hertzsprung-Russell (H-R)
Gráficos equivalentes:
Diagrama H-R
 L x T (teórico)
Diagrama cor-magnitude  magnitude x índice de cor (observado)
ex: V x (B-V)
V  -log(L)
 indica
brilho
(B-V)  1/T
 indica
temperatura
superficial
Comparando diagramas cor-magnitude:
aglomerado velho x aglomerado jovem
Diagrama HR de aglomerado
globular típico
HB
RGB
MV
Seqüências:
•MS = seqüência principal
T = 14 x 10 9 anos
•TO = ponto de saída da MS
Z = 0.0003
TO
•RGB = ramo das gigantes vermelhas
MS
•HB = ramo horizontal
•WD = anãs brancas
WD
(V-I)
TO
MV
MS
Diagrama HR do aglomerado
aberto Hyades
T = 0.6 x 10 9 anos
Z = 0.03
(B-V)
Qual o tempo de permanência
das estrelas na SP ?
Depende da MASSA, pois quanto maior ela é mais
quente é a estrela no seu centro e
maior a LUMINOSIDADE emitida
 Quanto maior a massa, menor o tempo de vida na SP
tSP = (M² /M²) x1010 anos
Nesta fase a estrela transforma em seu núcleo
(10% da massa total) o H em He através de reações de fusão
Cadeia próton-próton (PP) para as condições do centro do Sol
O diagrama H-R e a evolução estelar
Outras fases: fusão He C  Si  Fe
Evolução Estelar:
mudanças em L e T
 alterações da
composição química,
causadas
por reações de fusão
Isócronas: linhas de tempo no diagrama H-R
Comparando aglomerados de diferentes idades
idade
A idade de NGC2682
t=5.2x109 anos
Diagrama H-R e idade
-4
NGC6067
NGC2477
log(t)=7.97
log(t)=8.95
-2
Z=0.03
Z=0.02
MV
0
2
4
6
M42
-4
log(t)=7.11
NGC2682
idade
log(t)=9.72
-2
MV
0
Z=0.02
2
4
6
0
1
(B-V)o
2
0
1
(B-V)o
2
Distribuição de aglomerados na Galáxia
Abertos
Globulares
(log t > 10)
b(o)
log t < 8.0
8.0 < log t < 9.0
log t > 9.0



log t ?

100,00
b (o)
50,00
0,00
0,00
100,00
200,00
300,00
-50,00
-100,00
l (o)
l(o)
90o latitude galáctica
(b)
Coordenadas
galácticas (l, b)
Definem o halo com concentração no bojo
b
Mais metálicos  mais próximos do centro
CG
Definem o disco
Mais velhos  mais distantes do centro
l
sentido de rotação
da Galáxia

180o longitude galáctica
(l)
Relação idade x metalicidade
globulares 
 abertos
0.0002
0.002
0.02
Distribuição das idades dos aglomerados abertos
decréscimo da formação estelar
160
Número de
aglomerados
abertos
140
120
100
80
60
40
20
0
< 7.0 7.0-7.5 7.5-8.0 8.0-8.5 8.5-9.0 9.0-9.5 > 9.5
log (t)
Distribuição das metalicidades (Z) dos aglomerados globulares
0
log(Z/Z)
-0,5
Durante a contração da Galáxia, as
estrelas mais massivas evoluem
mais rápido e, explodindo como
supernovas, enriquecem o meio
com metais
-1
-1,5
-2
-2,5
0
100
200
300
400
RCG (k anos-luz)
bojo
halo
formação de aglomerados
com baixo Z ocorre por toda a
protogaláxia
35
Número de
aglomerados
globulares
30
25
20
15
10
5
log(Z/Z)
-0.25 : 0.0
-0.5 : -0.25
-0.75 : -0.5
-1.0 : -0.75
-1.25 : -1.0
-1.5 : -1.25
-1.75 : -1.5
-2.0 : -1.75
-2.25 : -2.0
0
-2.5 : -2.25
a formação de aglomerados
com Z maior ocorre no bojo da
Galáxia, onde o gás foi
enriquecido por supernovas
Conclusão : um modelo para a formação da Galáxia
A formação da Galáxia e a localização dos
aglomerados de estrelas
- Os aglomerados globulares se formaram junto com a própria Galáxia quando
o conteúdo de gás era maior que o atual
 órbitas excêntricas definindo uma região esférica, o halo galáctico
 velhos
 baixo conteúdo de metais (Z /2 - Z /100)
- os aglomerados abertos se formaram posteriormente, quando a maior parte
do gás e poeira se concentrou no disco
 têm órbitas quase circulares
 jovens
 conteúdo de metais próximo do solar
Embora o modelo, chamado monolítico, explique em linhas gerais a formação
da Galáxia, ele não explica detalhes como a presença de aglomerados no bojo
com Z tão alta como o observado