A PRIMEIRA GERAÇÃO DE

ESTRELASFormação Estelar nos Primórdios do

Universo

Simone DaflonCoAA-ON

Olavo Bilac - Via Láctea

"Ora (direis) ouvir estrelas! CertoPerdeste o senso"! E eu vos direi, no entanto,Que, para ouvi-las, muita vez despertoE abro as janelas, pálido de espanto...

E conversamos toda a noite, enquantoA via láctea, como um pálio aberto,Cintila. E, ao vir do sol, saudoso e em pranto,Inda as procuro pelo céu deserto.

Direis agora! "Tresloucado amigo!Que conversas com elas? Que sentidoTem o que dizem, quando estão contigo?"

E eu vos direi: "Amai para entendê-las:Pois só quem ama pode ter ouvidoCapaz de ouvir e de entender estrelas".

As primeiras estrelas foram as primeiras fontes de luz, calor e metais. Modelos recentes indicam que as primeiras estrelas eram muito massivas e luminosas e que sua formação foi um evento que mudou fundamentalmente o Universo e sua evolução

Porque estudar as primeiras estrelas? − Essas estrelas mudaram a dinâmica do cosmos, aquecendo

e ionizando o gás ao seu redor.− As primeiras estrelas também produziram e dispersaram os

primeiros elementos pesados ou metais− O colapso de algumas dessas primeiras estrelas pode ter

dado aos buracos negros supermassivos que se formaram nas galáxias e se tornaram a fonte de energia dos quasars

Então, como o Universo primordial evoluiu para o Universo

atual?

Após o Big Bang

Antes das primeiras estrelas, o Universo provavelmene era uma sopa homogênea e uniforme de matéria. Como não havia nenhum objeto muito grande ou muito luminoso para perturbar a ordem, o Universo deve ter permanecido assim por muito tempo, talvez milhões de anos.

Como os cosmólogos sabem disso? Eles deduzem que era assim baseados na análise da radiação cósmica de

fundo, um sinal eletromagnético que está uniformemente espalhado pelo Universo e que representa a radiação remanescente da época da recombinação, cerca de 380 mil anos após o Big Bang.

Radiação Cósmica de Fundo

Mas, a radiação cósmica de fundo não é tão homogênea assim... Hoje sabemos que existiam pequenas flutuações de densidade, ou pequenos nós aqui e ali...

O Universo hoje é repleto de estrelas e galáxias. Como ocorreu essa transformação?

A imagem do céu em microondas do WMAP mostra pequenas flutuações de temperatura, que são as sementes que originaram as galáxias

O universo após o Big Bang provavelmente era bastante homogêneo, com algumas pequenas flutuações de densidade na radiação de fundo.

Essas pequenas flutuacões de densidade podem eventualmente ter evoluído para estruturas ligadas gravitacionalmente, formando pequenos sistemas que mais tarde poderiam se unir em sistemas maiores, originando as primeiras regiões de formacão estelar nas proto-galáxias.

ilustracao NASA/JPL

Simulações de computador sugerem a seguinte história:• nuvens de gás primordial formaram-se nos nós e começam a colapsar;• a contração aumentou a temperatura até ~1000K e H+H → H2;• moléculas de H2 colidiram com H atômico e emitiram no infravermelho, esfriando o gás até T~200 – 300K;• a pressão também caiu, e a contração então continuou até formar um sistema ligado;• matéria luminosa (em azul) e matéria escura (em vermelho) ainda estão misturadas.

Uma possível história das primeiras estrelas

Scientifc American

O que é matéria escura?

Matéria que não emite ou reflete nenhuma radiação eletromagnética para ser detectada diretamente. Sua presença é inferida a partir dos efeitos gravitacionais que provoca na matéria luminosa como, por exemplo, a velocidade de rotação das galáxias.

Do que é feita a matéria escura?

Não se sabe... mas existem algumas possibilidades: anãs marrons, estrelas de nêutrons, buracos negros; partículas exóticas ainda não observadas; pequenas nuvens escuras de hidrogênio.

(

)

Scientific America

Com o esfriamento do H, a matéria luminosa se contraiu e se concentrou em um disco, enquanto a matéria escura permaneceu espalhada em um halo.

As “bolhas” de gás ionizado se uniram e o gás intergaláctico se tornou ionizado.

As regiões mais densas do gás se contraíram e algumas delas evoluíram para formar as primeiras estrelas. A radiacão UV emitida pelas estrelas ionizou o gás neutro ao redor.

• As primeiras estrelas provavelmente eram muito “massivas”, da ordem de centenas de vezes a massa do Sol• Com massas tão grandes, elas viveram muito pouco (da ordem de milhões de anos) e rapidamente chegaram ao fim de suas vidas•Algumas dessas estrelas explodiram como supernovas, espalhando os metais que produziram durante suas vidas• As estrelas mais massivas podem ter colapsado para formar buracos negros

As proto-galáxias foram atraídas umas pelas outras devido à gravitacão; elas colidiram, formando sistemas maiores, e a colisão detonou processos de formacão estelar.

Os buracos negros provavelmente se combinaram para formar um buraco negro supermassivo no centro da galáxia primordial. O gás espiralando para o buraco negro deu origem a uma radiacão tipo quasar.

• As condições do início do Universo já não são mais as mesmas... Como acontece a formação estelar hoje? Ainda é da mesma forma?

➔ Bastou a “metalicidade” de uma nuvem primordial chegar a 1% da metalicidade do Sol (metalicidade atual) para que os processos de esfriamento do gás se tornassem mais eficientes, permitindo a formação de estrelas com massas menores.

• Como acontece a produção dos elementos no interior das estrelas?

Gás Primordial Era da Nucleossíntese: começou ~1 segundo após o Big

Bang e durou ~ 100 segundos Temperatura mais baixa → associação entre prótons e

nêutrons tornou-se mais estável → formação de núcleos atômicos

Neste período, todo He, D (átomo de H com 2p) e alguns átomos de Li do universo foram criados

Composição do gás: ~75% H + 24% He + traços de D, He

3, Li

As primeiras estrelas foram formadas a partir deste gás primordial

Todos os outros elementos do Universo foram formados em repetidos ciclos de vida e morte das estrelas.

Formação Estelar hoje

Estrelas se formam em nuvens densas e frias (T = 10 – 20 K) chamadas nuvens moleculares.

O processo de formação estelar inicia-se quando uma região mais densa colapsa sob a ação da sua própria gravidade.

A nuvem se fragmenta e cada fragmento forma uma proto-estrela.

Regiões de formação estelar: Nebulosas Eagle, Lagoon e Orion

Cada fragmento se destaca do restante da nuvem e evolui individualmente (proto-estrela).

A proto-estrela colapsa (o gás cai para o centro), aumentando a temperatura e a pressão no seu interior.

Quando a temperatura central atinge alguns milhões de graus, temos as condicões necessárias para o nascimento de uma nova estrela.

Formação EstelarD: 1014­1015 km T ~ 10 K ρ > 109 m-3

nuvem interestelar colapso proto-estrela

Nuvem se “quebra” em pequenos fragmentos, que se tornam

gravitacionalmente instáveis (por ação de evento externo?) e

colapsam

Ex. fragmento SolM: 1 - 2 M

T ~100KD ~ centenas de pc

ρ ~1012 m-3

ρ alta (1018 m-3): radiação fica “presa” e T começa a aumentar

(até ~10 000K)

Após ~100.000 anos proto-estrela Tc ~1.000.000 K

(ainda não é o suficiente para iniciar queima estável de H!!)

Evolução Estelar

• A estrela chega à seqüência principal• Nos próximos bilhões de anos ela se manterá estável, equilibrando a pressão do gás (para fora) e a sua própria gravidade (para dentro). • A taxa de geração de energia nuclear no núcleo é exatamente igual à taxa com que a energia é irradiada através da superfície.•Algumas estrelas (M<0.08M ) nunca “acendem” anãs marrons

Após t~10 milhões anos: R~ 1.000.000 km

Tcore ~ 10.000.000 K (início da queima HHe)

Tsup~4500 K

Uma vez na seqüência principal...

• Estrelas em sistemas binários → troca de matéria →SNIa

(isoladas) (SNII)

(SNII)

Processos de nucleossíntese

• Nucleossíntese cosmológica (primordial)– H1, H2, He3, He4, Li7

• Nucleossíntese estelar– Queima de H, T~1-2 × 107 K: cadeia PP, ciclo CNO– Queima de He, T~1-2 × 108 K: triplo-α, produzindo C, O e Ne– Queima de C e O, T~5 × 108 –109 K: produção de Mg, Na, Ne, Si, S– Queima do Si,T~2 × 109 K: fotodissociação do Si, S, Mg → Fe, Ni, Zn– Processo s, T > 4 × 109 K: lenta captura de nêutrons → Z>30 até Bi209

– Processo r, T > 4 × 109 K: rápida captura de nêutrons → U e Th

Produção dos elementos• Contribuição das Gerações Estelares

– Todos os elementos com A=12−60 são produzidos por nucleossíntese estelar

– Nucleossíntese explosiva: durante a explosão de SNe– Processos r e s (captura de nêutrons): A>60 até Th e U

• D, Li, Be e B: destruídos nas estrelas• Pequena produção em estrelas 4He (1-100M ) e 7Li (5-8M ,

novas, SNe); • 3He é destruído e tem pequena contribuição de estrelas 1-2M

• 12C: produzido pela queima de He em estrelas de 5-8M e M>10M• 14N: produzido pela queima de H (CNO)• 16O: produzido pela queima de He em estrelas M>10M

• 20Ne, 24Mg: produzidos pela queima de C em estrelas M>10M• 28Si, 32S: queima de O em estrelas massivas• 40Ca: queima explosiva de O, Si• 56Fe: queima de Si e queima explosiva de carbono (SNI, ~70%)

Reciclagem do Meio Interestelar

GásEstrelas

+ Gás

Evolução, Nucleossíntese

(M , rotação, isolada/binária ...)

Gás enriquecido de volta ao MI

M.

• M<0.08M

– Planetas, anãs marrons: matéria fica presa • 0.08<M<10M

– Destruição D, Li, Be e B– Nebulosas Planetárias: produção He, Li7, C, N– SNIa: produção de Fe

• M>10M

– WN: He e N– WC: C– SNII: produtos da queima de He, C, O, Si– SNIb: Fe e O

Em Resumo:

• As primeiras estrelas devem ter aparecido entre 100 e 250 milhões de anos após o Big Bang. Elas se formaram em pequenas proto-galáxias que evoluíram de flutuações na radiação cósmica de fundo.• A radiação das primeiras estrelas ionizou o gás ao seu redor. Algumas estrelas explodiram como supernovas, espalhando pelo Universo os 'metais' que foram produzidos durante sua evolução. As estrelas mais massivas colapsaram para buracos negros.• As proto-galáxias se combinaram para formar as galáxias.• E o Universo não foi mais o mesmo...

Para saber mais:

• Richard Larson e Volker Bromm, 2001, Scientific American, n 64, “The First Stars in the Universe”

• Eric Chaisson e Steve McMillan, 1997, em “Astronomy Today”

• http://www.tomabel.com

• http://www.solstation.com/x-objects/first.htm

• http://astro.if.ufrgs.br/

Adriana Calcanhotto - Estrelas

Estrelas Para mim Para mim Estrelas São para mim Estrelas para mim Estrelas Estrelas Para quê? Para quê? Para quê? Estrelas para mim Só para mim Para mim Para mim Para mim E a treva entre as estrelas Só para mim