22.3: Verificando a teoria

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Objetivos de

Ao final desta seção, você poderá:

Explicar como o diagrama H—R de um aglomerado estelar pode estar relacionado à idade do aglomerado e aos estágios de evolução de seus membros estelares
Descreva como o desligamento da sequência principal de um cluster revela sua idade

Na seção anterior, indicamos que os aglomerados abertos são mais jovens do que os aglomerados globulares, e as associações são normalmente ainda mais jovens. Nesta seção, mostraremos como determinamos a idade desses aglomerados estelares. A principal observação é que as estrelas nesses diferentes tipos de aglomerados são encontradas em lugares diferentes no diagrama H-R, e podemos usar suas localizações no diagrama em combinação com cálculos teóricos para estimar por quanto tempo elas viveram.

Diagramas H—R de clusters jovens

O que a teoria prevê para o diagrama H—R de um aglomerado cujas estrelas se condensaram recentemente a partir de uma nuvem interestelar? Lembre-se de que em cada estágio da evolução, estrelas massivas evoluem mais rapidamente do que suas contrapartes de menor massa. Depois de alguns milhões de anos (“recentemente” para astrônomos), as estrelas mais massivas deveriam ter completado sua fase de contração e estar na sequência principal, enquanto as menos massivas deveriam estar à direita, ainda a caminho da sequência principal. Essas ideias são ilustradas na Figura\(\PageIndex{1}\), que mostra o diagrama H—R calculado por R. Kippenhahn e seus associados na Universidade de Munique para um cluster hipotético com idade de 3 milhões de anos.

Figura Diagrama de\(\PageIndex{1}\) Young Cluster H—R. Vemos um diagrama H—R para um grupo jovem hipotético com uma idade de 3 milhões de anos. Observe que as estrelas de alta massa (alta luminosidade) já chegaram ao estágio da sequência principal de suas vidas, enquanto as estrelas de menor massa (menor luminosidade) ainda estão se contraindo em direção à sequência principal da idade zero (a linha vermelha) e ainda não estão quentes o suficiente para derivar toda a sua energia da fusão do hidrogênio.

Existem aglomerados estelares reais que se encaixam nessa descrição. A primeira a ser estudada (por volta de 1950) foi a NGC 2264, que ainda está associada à região de gás e poeira da qual nasceu (Figura\(\PageIndex{2}\)).

alt — Figura\(\PageIndex{2}\) Young Cluster NGC 2264. Localizada a cerca de 2600 anos-luz de nós, esta região de estrelas recém-formadas, conhecida como Enxame da Árvore de Natal, é uma mistura complexa de gás hidrogênio (que é ionizado por estrelas quentes embutidas e mostrado em vermelho), faixas escuras de poeira obscurecida e estrelas jovens brilhantes. A imagem mostra uma cena com cerca de 30 anos-luz de diâmetro.

O diagrama H—R do cluster NGC 2264 é mostrado na Figura\(\PageIndex{3}\). O aglomerado no meio da Nebulosa de Orion (mostrado nas Figuras\(21.1.3\) e\(21.1.4\) na Seção 21.1) está em um estágio similar de evolução.

alt — Figura\(\PageIndex{3}\) NGC 2264 Diagrama H—R. Compare este diagrama H-R com o da Figura\(\PageIndex{1}\); embora os pontos se dispersem um pouco mais aqui, os diagramas teóricos e observacionais são notavelmente e satisfatoriamente semelhantes.

À medida que os clusters envelhecem, seus diagramas H—R começam a mudar. Depois de pouco tempo (menos de um milhão de anos depois de atingirem a sequência principal), as estrelas mais massivas usam o hidrogênio em seus núcleos e evoluem da sequência principal para se tornarem gigantes e supergigantes vermelhas. Com o passar do tempo, estrelas de menor massa começam a sair da sequência principal e seguem para o canto superior direito do diagrama H-R.

Para ver a evolução de um aglomerado estelar em uma galáxia anã, você pode assistir a esta breve animação de como seu diagrama H-R muda.

A figura\(\PageIndex{4}\) é uma fotografia da NGC 3293, um aglomerado com cerca de 10 milhões de anos. As densas nuvens de gás e poeira desapareceram. Uma estrela massiva evoluiu para se tornar uma gigante vermelha e se destaca como um membro laranja especialmente brilhante do enxame.

alt — Figura\(\PageIndex{4}\) NGC 3293. Todas as estrelas em um enxame estelar aberto como a NGC 3293 se formam aproximadamente ao mesmo tempo. As estrelas mais massivas, no entanto, esgotam seu combustível nuclear mais rapidamente e, portanto, evoluem mais rapidamente do que estrelas de baixa massa. À medida que as estrelas evoluem, elas se tornam mais vermelhas. A estrela laranja brilhante na NGC 3293 é o membro do enxame que evoluiu mais rapidamente.

A figura\(\PageIndex{5}\) mostra o diagrama H—R do enxame aberto M41, que tem aproximadamente 100 milhões de anos; nessa época, um número significativo de estrelas se moveu para a direita e se tornaram gigantes vermelhas. Observe a lacuna que aparece neste diagrama H-R entre as estrelas próximas à sequência principal e as gigantes vermelhas. Uma lacuna não implica necessariamente que as estrelas evitem uma região de certas temperaturas e luminosidades. Nesse caso, ele simplesmente representa um domínio de temperatura e luminosidade através do qual as estrelas evoluem muito rapidamente. Vemos uma lacuna para o M41 porque, neste momento específico, não pegamos uma estrela no processo de correr por essa parte do diagrama.

alt — Figura\(\PageIndex{5}\) Cluster M41. (a) O cluster M41 é mais antigo que o NGC 2264 (veja a Figura\(\PageIndex{3}\)) e contém vários gigantes vermelhos. Algumas de suas estrelas mais massivas não estão mais próximas da sequência principal da idade zero (linha vermelha). (b) Esta fotografia terrestre mostra o aglomerado aberto M41. Observe que ele contém várias estrelas de cor laranja. São estrelas que esgotaram o hidrogênio em seus centros e se expandiram para se tornarem gigantes vermelhas. (crédito b: modificação do trabalho pela NOAO/AURA/NSF)

Diagramas H—R de clusters mais antigos

Depois de 4 bilhões de anos, muitas outras estrelas, incluindo estrelas que são apenas algumas vezes mais massivas que o Sol, deixaram a sequência principal (Figura\(\PageIndex{6}\)). Isso significa que nenhuma estrela fica perto do topo da sequência principal; somente as estrelas de baixa massa próximas à parte inferior permanecem. Quanto mais antigo o aglomerado, menor o ponto na sequência principal (e menor a massa das estrelas) onde as estrelas começam a se mover em direção à região da gigante vermelha. A localização no diagrama H—R em que as estrelas começaram a sair da sequência principal é chamada de desvio da sequência principal.

alt — Figura do diagrama\(\PageIndex{6}\) H—R para um cluster mais antigo. Vemos o diagrama H—R para um cluster hipotético mais antigo com uma idade de 4,24 bilhões de anos. Observe que a maioria das estrelas na parte superior da sequência principal se desviou em direção à região da gigante vermelha. E as estrelas mais massivas do aglomerado já morreram e não estão mais no diagrama.

Os aglomerados mais antigos de todos são os aglomerados globulares. A figura\(\PageIndex{7}\) mostra o diagrama H—R do aglomerado globular 47 Tucanae. Observe que as escalas de luminosidade e temperatura são diferentes das dos outros diagramas H—R neste capítulo. Na Figura\(\PageIndex{6}\), por exemplo, a escala de luminosidade no lado esquerdo do diagrama vai de 0,1 a 100.000 vezes a luminosidade do Sol. Mas na Figura\(\PageIndex{7}\), a escala de luminosidade foi significativamente reduzida em extensão. Tantas estrelas neste antigo aglomerado tiveram tempo de desligar a sequência principal que apenas a parte inferior da sequência principal permanece.

alt — Figura\(\PageIndex{7}\) Cluster 47 Tucanae. Este diagrama H—R é para o aglomerado globular 47. Observe que a escala de luminosidade difere da dos outros diagramas H—R neste capítulo. Estamos nos concentrando apenas na parte inferior da sequência principal, a única parte em que as estrelas ainda permanecem nesse antigo aglomerado.

Confira este breve vídeo da NASA com uma visualização em 3D de como um diagrama H—R é criado para o enxame globular Omega Centauri.

Quantos anos têm os diferentes grupos que estamos discutindo? Para obter suas idades reais (em anos), devemos comparar as aparências de nossos diagramas H-R calculados de diferentes idades com os diagramas H-R observados de agrupamentos reais. Na prática, os astrônomos usam a posição no topo da sequência principal (ou seja, a luminosidade na qual as estrelas começam a sair da sequência principal para se tornarem gigantes vermelhas) como uma medida da idade de um aglomerado (o desvio da sequência principal que discutimos anteriormente). Por exemplo, podemos comparar as luminosidades das estrelas mais brilhantes que ainda estão na sequência principal em Figuras\(\PageIndex{3}\)\(\PageIndex{6}\) e.

Usando esse método, algumas associações e clusters abertos acabam tendo apenas 1 milhão de anos, enquanto outros têm várias centenas de milhões de anos. Uma vez que toda a matéria interestelar ao redor de um aglomerado tenha sido usada para formar estrelas ou tenha se disperso e se afastado do aglomerado, a formação estelar cessa e estrelas de massa progressivamente menor saem da sequência principal, conforme mostrado nas Figuras\(\PageIndex{3}\)\(\PageIndex{5}\),,\(\PageIndex{6}\) e.

Para nossa surpresa, até mesmo o mais novo dos aglomerados globulares em nossa galáxia é mais antigo do que o mais antigo aglomerado aberto. Todos os aglomerados globulares têm sequências principais que se desligam com uma luminosidade menor que a do Sol. A formação de estrelas nesses sistemas lotados cessou há bilhões de anos e nenhuma nova estrela está entrando na sequência principal para substituir as que se desligaram (Figura\(\PageIndex{8}\)).

alt — Figura Diagramas\(\PageIndex{8}\) H—R para grupos de diferentes idades. Este esboço mostra como o ponto de desativação da sequência principal diminui à medida que criamos diagramas H—R para clusters que são cada vez mais antigos.

De fato, os aglomerados globulares são as estruturas mais antigas em nossa galáxia (e também em outras galáxias). Os mais novos têm cerca de 11 bilhões de anos de idade e alguns parecem ser ainda mais velhos. Como esses são os objetos mais antigos que conhecemos, essa estimativa é um dos melhores limites que temos sobre a idade do próprio universo — ela deve ter pelo menos 11 bilhões de anos. Voltaremos à fascinante questão de determinar a idade de todo o universo no capítulo sobre O Big Bang.

Conceitos principais e resumo

O diagrama H—R das estrelas em um aglomerado muda sistematicamente à medida que o aglomerado envelhece. As estrelas mais massivas evoluem mais rapidamente. Nos aglomerados e associações mais jovens, estrelas azuis altamente luminosas estão na sequência principal; as estrelas com as massas mais baixas ficam à direita da sequência principal e ainda estão se contraindo em direção a ela. Com o passar do tempo, estrelas de massas progressivamente mais baixas evoluem para longe (ou desligam) da sequência principal. Nos aglomerados globulares, todos com pelo menos 11 bilhões de anos, não há nenhuma estrela azul luminosa. Os astrônomos podem usar o ponto de desvio da sequência principal para determinar a idade de um aglomerado.

Glossário

desligamento da sequência principal: localização no diagrama H—R onde as estrelas começam a sair da sequência principal