A PRIMEIRA GERAÇÃO DE ESTRELAS Formação Estelar nos ...

A PRIMEIRA
GERAÇÃO DE
ESTRELAS
Formação Estelar
nos Primórdios do
Universo
Simone Daflon
CoAA-ON

Olavo Bilac - Via Láctea
"Ora (direis) ouvir estrelas! Certo
Perdeste o senso"! E eu vos direi, no entanto,
Que, para ouvi-las, muita vez desperto
E abro as janelas, pálido de espanto...
E conversamos toda a noite, enquanto
A 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 sentido
Tem o que dizem, quando estão contigo?"
E eu vos direi: "Amai para entendê-las:
Pois só quem ama pode ter ouvido
Capaz 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

Scientifc American
Uma possível história das primeiras estrelas
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.

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

• 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.

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.
Regiões de formação estelar: Nebulosas Eagle, Lagoon e Orion

Formação Estelar
D: 10 14 ­10 15 km
T ~ 10 K
ρ > 10 9 m-
3
Nuvem se “quebra” em pequenos
fragmentos, que se tornam
gravitacionalmente instáveis (por
ação de evento externo?) e
colapsam
nuvem interestelar colapso proto-estrela
Ex. fragmento Sol
M: 1 - 2 M
T ~100K
D ~ centenas de pc
ρ ~10 12 m -3
Após ~100.000 anos
proto-estrela
Tc ~1.000.000 K
(ainda não é o
suficiente para
iniciar queima
estável de H!!)
ρ alta (10 18 m -3) :
radiação fica “presa” e
T começa a aumentar
(até ~10 000K)

Após t~10 milhões anos:
R~ 1.000.000 km
T core ~ 10.000.000 K
(início da queima HHe)
T sup~4500 K
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

Uma vez na seqüência principal...
(isoladas)
(SNII)
(SNII)
• Estrelas em sistemas binários → troca de matéria →SNIa

Processos de nucleossíntese
• Nucleossíntese cosmológica (primordial)
– H 1 , H 2 , He 3 , He 4 , Li 7
• Nucleossíntese estelar
– Queima de H, T~1-2 × 10 7 K: cadeia PP, ciclo CNO
– Queima de He, T~1-2 × 10 8 K: triplo-α, produzindo C, O e Ne
– Queima de C e O, T~5 × 10 8 –10 9 K: produção de Mg, Na, Ne, Si, S
– Queima do Si,T~2 × 10 9 K: fotodissociação do Si, S, Mg → Fe, Ni, Zn
– Processo s, T > 4 × 10 9 K: lenta captura de nêutrons → Z>30 até Bi 209
– Processo r, T > 4 × 10 9 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 4 He (1-100M ) e 7 Li (5-8M ,
novas, SNe);
• 3 He é destruído e tem pequena contribuição de estrelas 1-2M
• 12 C: produzido pela queima de He em estrelas de 5-8M e M>10M
• 14 N: produzido pela queima de H (CNO)
• 16 O: produzido pela queima de He em estrelas M>10M
• 20 Ne, 24 Mg: produzidos pela queima de C em estrelas M>10M
• 28 Si, 32 S: queima de O em estrelas massivas
• 40 Ca: queima explosiva de O, Si
• 56 Fe: queima de Si e queima explosiva de carbono (SNI, ~70%)

Gás
Reciclagem do Meio Interestelar
Estrelas
+ Gás
Evolução,
Nucleossíntese
(M , rotação,
isolada/binária ...)
• M

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