Evolução Estelar Estágios Avancados

Transcrição

1 Evolução Estelar Estágios Avancados Cap. 12 Elisabete M. de Gouveia Dal Pino Chaisson & McMillan (caps. 12 e 13) Zeilik-Gregory-Smith (cap. 16 e 17) Apostila (Cap. 12)

2 Massa: fator determinante para o Fim Vimos que estrelas na SP: L * M * 3,3 L * / L = (M * / M ) 3,3 Tempo de vida da estrela (t * ): depende da E que tem armazenada (massa. c 2 ) e da taxa com que despende energia (L): t * M * / L * _t * = M * / M = (M * / M ) -2,3 t (M * / M ) 3,3

3 Evolução após a Seqüência Principal Na SP: lenta transformação do H em He F G = F p Para estrela M = 1 M : ~ 10 bilhões de anos depois que chegou na SP: termina quase todo H do núcleo Sem produção de radiação: P c mas F G não diminui o core (caroço) estelar de He começa a contrair. A estrutura da estrela muda deixa a SP e começa a morrer Vimos que para a fusão do H ocorreu em: T c ~ 10 7 K Para fusão do He: força de repulsão nuclear é > T c ~10 8 K deve ser atingida para começar a fusao do He!

4 Evolução após a Seqüência Principal Com o fim da fusão nuclear: P c aumento de T c (T>>10 7 K, mas inicialmente: T< 10 8 K) e do calor nas camadas + externas 10 7 <T< 10 8 K: queima de H fica + intensa na camada em volta do caroço: gerando energia mais rapidamente do que era produzido na fase da SP Apesar da queima de combustível no core mais interno da estrela ter terminado: ela agora passa a brilhar mais.

5 Gigantes Vermelhas Nessa altura: core de He continua contraindo pois sua P c Camada em volta queimando 4 H He a taxa crescente: aumenta P de radiação: impele as camadas mais externas: raio aumenta Com a expansão: diminuição da T s gigante vermelha: processo 100 milhões de anos.

6 Gigantes Vermelhas Trajetória no Diagrama HR: Com T s e R : * caminha para a direita e suavemente para cima no HR (L ): ramo das sub-gigantes (8) R ~ 3 R, Grande quantidade de E: levada por convecção para superfície: rápido L, sem variação da T s : ramo das gigantes vermelhas (9)

7 Gigantes Vermelhas ~ alguns 100 milhões de anos depois de ter deixado SP: P c 10 8 kg m -3 e T c 10 8 K : fusão do He (em C) densidade e T tão altos no core que: válida Física clássica não mais Mecânica quântica: enorme quantidade de elétrons livres em estado degenerado: P nkt P deg : sustenta o núcleo estelar contra o colapso gravitacional P deg f(t)

8 Flash do He Como P deg f(t) : aumento de T c (devido à queima do He) não leva a um aumento de P c (o qual deveria causar expansão na estrela e esfriamento, que por sua vez diminuiria a taxa de fusão nuclear, levando a um equilíbrio) o núcleo estelar não se estabiliza: P deg ~cte mas T c cresce continuamente aumentando drasticamente a taxa de fusão nuclear explosão chamada flash de hélio (9) P térmica = nkt restabelecida: o core se expande, a densidade diminui e um novo equilíbrio é atingido.

9 Núcleo estelar de carbono fusão He C: ocorre em estado de estabilidade: estrela passa para Ramo Horizontal (10) Nessa fase: E produzida pela fusão do He é utilizada para o rearranjo do núcleo estelar L não aumenta.

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11 Núcleo estelar de carbono ~ dezenas de milhões de anos depois do flash de He: novo núcleo estelar foi formado: C Camada mais externa de H: não em fusão e expande ainda mais: T s e L crescem : supergigantes vermelhas (11)

12 Confirmação da Teoria de EE Um exemplo da confirmação dessas previsões teóricas é o Diagrama H-R de um aglomerado globular

13 Nebulosas Planetárias e Anãs Brancas Núcleo (core) da supergigante vermelha: não é quente o suficiente (T c <6x10 8 K) para continuar fusão nuclear e transformar C em elementos mais pesados. Com baixa P térmica: core continua a diminuir sob efeito de F G Quando densidade ~ Kg m -3 : os elétrons novamente tão próximos entre si, que o gás não pode mais ser comprimido (degenerados). Contração do core pára: T c estabiliza e E é produzida apenas nas camadas mais externas (queima de H e He)

14 Nebulosas Planetárias e Anãs Brancas Com aumento de radiação produzida pela recombinação de elétrons com núcleos: envoltório estelar: é ejetado com v ~ dezenas de km/s. A estrela dividida em duas componentes. núcleo central muito pequeno, quente e de alta densidade, com apenas algumas camadas externas onde ocorre queima de He. outra componente: material ejetado, mais frio e difuso: Nebulosa Planetária (NP) (12)

15 Nebulosas Planetárias e Anãs Brancas O núcleo remanescente da estrela (no centro da nebulosa planetária): composto principalmente de C, continua visível por um tempo graças ao calor que armazenou: Estrela Anã Branca (13) muito quente e densa. R ~ raio da Terra, M ~ 0,5 M

16 Nebulosas Planetárias e Anãs Brancas Nebulosa Planetária: continua expandindo, tornando-se cada vez mais difusa e fria, ao mesmo tempo que enriquece o meio interestelar com He e C que foram dragados do interior, por movimentos de convecção, durante os últimos anos de sua existência.

17 Outro ex. de Nebulosa Planetaria e Ana Branca

18 Ana Branca

19 Ciclo de vida do Sol colapso colapso colapso nuvem glóbulo protoestrela Sol estável por 10 bilhões de anos anã negra esfriamento anã branca Perda camadas externas gigante vermelha expansão Sol

20 Estrelas mais massivas que o Sol Todas estrelas deixam SP quando H do núcleo estelar acaba (caroço de He): Todas seguem para região das gigantes vermelhas Estrelas de 1 M, 4 M e 15 M : Quanto > M: < densidade interna quando T de fusão do He é atingida contribuição da P de elétrons degenerados será menor. Isso resulta núcleo estelar mais estável durante produção do C. Sem flash do He (ex. M = 4 M ).

21 M> 8 M : Estrelas mais massivas que o Sol O núcleo estelar se desenvolve tão rapidamente: que a estrela inicia fusão de He antes de chegar na regiao das gigantes vermelhas T interna níveis necessários para fusão do C em elementos mais pesados. Ela passa pelas várias etapas de fusão nuclear sem passar por drásticas alterações (ex. M =15 M )

22 Estrelas mais massivas que o Sol Na periferia + fria do núcleo estelar: queima do H He Nas camadas subseqüentes: He C; fusão de elementos + pesados como: O, Ne, Mg, Si, até o Fe no core. A cada período entre equilíbrio e instabilidade: T c, as reações nucleares se aceleram e E gerada sustenta estrela contra colapso. A duração desses eventos: cada vez mais curta: estrela M = 20 M : a queima de H se dá ~10 7 anos, He ~10 6 anos, C ~10 3 anos, O ~1 ano, Si~1 semana, e o núcleo estelar formado de Fe se desenvolve em < 1 dia.

23 Interior de uma estrela massiva muito evoluída. As camadas se distribuem na forma de cascas de cebola, as quais contém progressivamente elementos mais pesados, raios cada vez menores e temperaturas mais elevadas.

24 Formação dos elementos mais pesados A queima do caroço estelar é acompanhada pela queima nas camadas vizinhas: Estrutura tipo casca de cebola. A formação de um núcleo mais pesado a partir de um núcleo mais leve libera energia. Prossegue até o Fe 56, a partir do qual as reações deixam de ser exotérmicas (liberam energia). A partir do Fe 56 : somente fissão dos elementos gera energia.

25 Reações nucleares para estrelas massivas 8 < M/M < 100 ; T c ~ 10 9 K C 12 + He 4 O 16 + γ O 16 + He 4 Ne 20 + γ Ne 20 + He 4 Mg 24 + γ

26 Para T > 10 9 K queima do Ne processo de fotodesintegração Ne 20 + γ O 16 + He 4 Ne 20 + He 4 Mg 24 + γ Ne 20 + Ne 20 O 16 + Mg 24 + γ O 16 + O 16 S 32 + γ

27 Estrelas mais massivas que o Sol Átomo de Fe: tão massivo sua fusão para gerar elementos mais pesados não gera energia (absorve energia). Fim definitivo da produção de energia no core da estrela (por nucleossintese), mesmo estando a altas temperaturas: P c não suficiente para sustentar a enorme F G : implosão estelar. T c para 10 9 K: suficiente para gerar fótons energéticos capazes de quebrar os átomos Fe em elementos mais leves (fissao) e dividir tais elementos até que restem somente p + n processo chamado fotodesintegração. Altas Es são absorvidas na fotodesintegração o núcleo estelar esfria, diminuindo ainda mais P c colapso mais acelerado. da densidade: p + el combinados para produzir mais n, até densidades ~ kg m -3 n passam a ser comprimidos entre si degenerescência de nêutrons

28 P dos n degenerados: Explosão de Supernova reduz colapso gravitacional do núcleo estelar - mas densidade níveis muito altos (~10 18 kg m -3 ) antes que o núcleo estelar possa voltar a expandir equilíbrio não é mais alcançado Tal como bola ao ser jogada em alta velocidade contra um muro, é comprimida, pára e retorna em rebatida: o núcleo estelar rebota violentamente em reação à compressão interrompida: Uma enorme onda de choque através da estrela faz com que suas camadas externas se desloquem num evento explosivo, levando inclusive Fe do núcleo interno para o meio interestelar: explosão de supernova (colapso do núcleo) Uma morte espetacular para as estrelas de altas massas

29 Explosão de Supernova 2 tipos de supernovas: Tipo II: o que acabamos de ver da explosão de estrelas massivas Tipo I: da explosão de estrelas de < massa Colapso de anã branca normalmente: impedido quando P de elétrons degenerados torna-se importante. Se anã branca tem M > 1,4 M (limite de Chandrasekhar): P deg não suficiente para evitar o colapso gravitacional. Com aumento repentino de T: fusão do C em toda anã branca e ela detona supernova do tipo I

30 Explosão de Supernovas

31 Estrela de Nêutrons Supernova de tipo I: nada resta da estrela original após explosão. Supernova de tipo II: a explosão deixa pequena e compacta remanescente em seu centro. A explosão: deixa intacta a parte mais interna do núcleo estelar composto basicamente de nêutrons estrela de nêutrons (o que sobrou da explosão da SN) tamanho ~ 20 km, M > 1 M solar, densidade ~ kg m -3 ( ~ bilhões de vezes mais densa que uma anã branca) alta velocidade de rotação: P ~ frações de segundo (conservação de momento angular) campo magnético ~trilhões B terra (compressão das linhas de campo, durante o processo de contração)

32 Pulsares A primeira detecção de estrela de nêutron (1967): Emissão rádio pulsante com freqüência muito precisa. Pulsar: compacta estrela de nêutrons, com eixo de rotação não coincidente com o feixe de radiação: Flashes (pulsos) de radiação são detectados a cada rotação da estrela cada vez que o feixe de radiação aponta para linha de visada: como um farol

33 Buracos Negros Assim como em anãs brancas com M > 1,4 M : P de elétrons degenerados não é suficiente par impedir o colapso gravitacional Em estrelas de nêutrons com M > 3 M : P de nêutrons degenerados não pode evitar o colapso gravitacional Com R : gravidade atinge tais níveis, que nem mesmo a luz consegue escapar desse objeto: buraco negro (BN)

34 Buracos Negros: Física básica Condições físicas nas vizinhanças de um buraco negro: Teoria geral da relatividade (descreve circunstâncias em que as velocidades alcançam velocidade da luz (maxima) em regiões de intensos campos gravitacionais): Sabemos que velocidade de escape: se R diminuir gradualmete: gravidade : > v esc : Qual a velocidade para um objeto (m) escapar (mecanica classica)? mv 2 /2= GMm/R v esc = (2 GM/R) 1/2 Se máxima v esc = c R s = 2 G M/c 2 = 3 (M/M sol ) km R s = 3 (M/M sol ) km Raio de Schwarzschild

35 Buracos Negros Se R R s = 3 (M/M sol ) km nem luz escapa : BN: Para estrela M= 1 M : R s = 3 Km Relatividade Geral: Todo corpo massivo causa curvatura no espaço à sua volta e todos os outros objetos seguem trajetórias curvas na sua vizinhança BN: tudo que estiver à sua volta a cai dentro dele

36 Buracos Negros: Evidências Observacionais Possíveis BNs: ex. Cygnus X-1 Medidas raios-x: presença de gases a alta v nas suas vizinhanças. variabilidade da radiação R ~ 300 Km Região é ~ formada por disco de acréscimo de matéria de estrela companheira visível. Desenho (nao imagem)