Estrelas Parte II. Victoria Rodrigues 24/05/14

Transcrição

1 Estrelas Parte II Victoria Rodrigues 24/05/14

2 Sumário Parte I O que são? Nascimento estelar; Evolução Parte II Evolução: Estrelas maiores que o Sol; Supernovas; Estrelas de Nêutrons; Buracos Negros; Estrelas Binárias Aglomerados Estelares

3 Evolução de estrelas maiores que o Sol

4 Relação massa x evolução

5 Última Aula Protoestrela Estrela da Sequência Principal Ramo de Subgigantes Ramo das Gigantes Vermelhas Helium Flash Ramo Horizontal Ramo Assintótico Nebulosa Planetária Anã Branca

6 Última Aula

7 Evolução de estrelas maiores que o Sol Uma estrela de massa próxima do Sol não chega a atingir uma temperatura suficiente no núcleo para que ocorra a fusão nuclear do carbono. Mas estrelas de massas maiores conseguem fazer a fusão de mais elementos.

8 Evolução de estrelas maiores que o Sol Esquema de queima: cebola

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11 Evolução de estrelas maiores que o Sol Conforme a temperatura no núcleo aumenta o produto de uma camada se torna combustível da camada superior; Estrelas muito grandes queima de hidrogênio Gigantes Azuis(raras); Hidrogênio escasso no núcleo Gigante Vermelha;

12 Evolução de estrelas maiores que o Sol Diferente das estrelas de baixa massa, as estrelas maiores, após saírem da Sequência Principal, fazem caminhos oscilatórios horizontais (mantendo a luminosidade constante) na região superior do diagrama HR, a região das Supergigantes.

13 Evolução de estrelas maiores que o Sol

14 Supergigantes Estrelas que possuem massas variando de 8 a 70 massas solares. Podem apresentar um brilho de a centenas de milhares de vezes a luminosidade do Sol. Essa fase compreende as Supergigantes Vermelhas e Supergigantes Azuis.

15 Supergigantes Vermelhas

16 Supergigantes Azuis Gigantes Azuis no centro globular M15 Estrela Rigel (representação artística)

17 Evolução de estrelas maiores que o Sol Nucleossíntese estelar: H => He Ciclo próton-próton Ciclo CNO (fonte de energia dominante em estrelas de massa maior)

18 Evolução de estrelas maiores que o Sol He => C Processo triplo-alfa

19 Evolução de estrelas maiores que o Sol Há temperatura suficiente para continuar: C => Neônio (e Hélio) Temperatura do núcleo: T> 6* 10^8 K

20 Evolução de estrelas maiores que o Sol Fusão do Neônio Temperatura do núcleo: T > 1,2 * 10^9 K

21 Evolução de estrelas maiores que o Sol Fusão do Oxigênio Temperatura do núcleo: T > 1,5 * 10^9 K

22 Evolução de estrelas maiores que o Sol Fusão de Sílício Temperatura do núcleo: T > 2,7 * 10 ^9 K

23 Evolução de estrelas maiores que o Sol Por que não pode haver a fusão do ferro? Após a produção do ferro, a próxima etapa deste processo seria formar o zinco-60, porém este processo ao invés de liberar energia ele a consumiria, o que não acontece espontaneamente.

24 Evolução de estrelas maiores que o Sol Como em cada etapa há geração de menos energia por núcleo, as fases são cada vez mais curtas.

25 Evolução de estrelas maiores que o Sol

26 Depois do Ferro... A pressão de degeneração eletrônica no núcleo de ferro suporta uma massa máxima. Quando este núcleo ultrapassa este limite => o núcleo implode e o resto da estrela explode => Supernova (SN). Durante uma Supernova, as temperaturas e densidades são tão altas que os elementos mais pesados que o ferro podem ser produzidos (processos que envolvem captura de nêutrons e prótons).

27 Morte de uma estrela de massa intermediária ou alta O núcleo implodido vira: Para massas de 1.4 a 2.9 Msol : Estrela de Nêutrons. Para massas maiores: Buraco Negro.

28 Morte de uma estrela de massa intermediária ou alta Supernova => estrela de nêutrons ou buraco negro.

29 Supernovas Energia liberada em uma Supernova: ~ 10^46 J. ~1% dessa energia => energia cinética Menos do que 0.01% => fótons (mas já é suficiente para fazê-la ter a luminosidade de uma galáxia inteira por um tempinho). Restante: neutrinos (de difícil detecção).

30 Supernova na galáxia M32

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35 Supernovas

36 Classificação espectral de Supernovas Supernovas podem ser classificadas pelas linhas de absorção nos seus espectros.

37 Supernova Tipo I Sem linhas de hidrogênio Ia : contém uma linha forte de silício ionizado. Anã Branca em Sistema Binário Ib : contém linhas fortes de hélio. Ic : não contém linhas fortes de hélio. Colapso do núcleo de estrelas de alta massa Supernova Tipo II Com linhas fortes de hidrogênio

38 Classificação espectral de Supernovas

39 Supernovas históricas SN 1006 : evento registrado na Europa, China, Japão, Egito e Iraque. Foi observada no início do ano de 1006 d.c. Grande luminosidade O remanescente ainda é visível em telescópios e continua a expandir (hoje com ~ 20pc) Essa supernova foi do tipo Ia.

40 Supernovas históricas SN 1054: evento reportado em diversos lugares, como China, Japão, Coreia e Arábia. Primeira vez observado em 4 de julho de Foi visível de dia. O seu remanescente, a nebulosa de caranguejo, tem 3pc de extensão. Possui em seu centro um pulsar (será explicado na aula de Objetos Compactos).

41 Supernovas históricas A supernova descoberta por Tycho Brahe em 1572 entrava em conflito com a crença da época de que o céu era invariável. Era uma SN tipo Ia.

42 Supernovas históricas O aluno de Tycho Brahe, Johannes Kepler, também descobriu uma SN em É a SN mais recente observada na Via Láctea. Remanescente Cassiopeia. Provavelmente é do tipo Ia também.

43 SN 1987A: última supernova visível a olho nu, na Grande Nuvem de Magalhães (vizinha da Via Láctea, a 45 kpc). Veio de uma estrela supergigante azul com M ~ 20 vezes a massa do Sol. Supernovas históricas

44 Supernovas históricas SN 1987: é a SN melhor observada até hoje. Foram detectados os primeiros neutrinos de uma fonte diferente do Sol. Era do tipo II-P. Até agora, não foi encontrado o seu remanescente.

45 Remanescentes de Supernovas

46 Remanescentes de Supernovas

47 Remanescentes de Supernovas

48 Remanescentes de Supernovas Em geral, são menos simétricos que Nebulosas Planetárias

49 Estrelas de Nêutrons Núcleo de uma estrela de massa intermediária após sua explosão em uma Supernova (tipo Ib, Ic ou II). Ao redor deste núcleo: nebulosas. Mais sobre essas estrelas na aula de Objetos Compactos.

50 Buraco Negro Resultado da morte de uma estrela maior que 30 massas solares (há divergências sobre este número). De acordo com a Teoria da Relatividade Geral, Buracos Negros são regiões do espaço onde há uma gravidade tão elevada que nem a luz consegue escapar.

51 Estrelas Binárias São Estrelas que ocorrem em pares gravitacionalmente ligados, girando em torno do centro de massa comum.

52 Estrelas Binárias Estrela mais brilhante: primária Estrela menos brilhante: secundária Sirius A (primária) e Sirius B (parte inferior do lado esquerdo, secundária)

53 Estrelas Binárias Estrelas binárias são muito frequentes; Existem sistemas com mais estrelas, mas não vamos tratar neste momento.

54 Estrelas Binárias Como detectá-las? A observação direta é muito difícil, pois apresenta dois problemas principais: 1) A luz da estrela primária pode ofuscar a estrela secundária, impedindo a visualização do sistema binário; 2) Pode-se confundir com o duplo ótico: duas estrelas independentes na mesma direção do céu. Duplo ótico

55 Estrelas Binárias Como detectá-las? Pelo movimento próprio (ou movimento aparente no céu) também é difícil, pois é um movimento muito sutil e lento. Exemplo: A separação angular entre Sirius A e B varia entre 3'' e 11'', e o período orbital é da ordem de 50 anos. Mas ainda a análise deste movimento pode ajudar a calcular as massas e órbitas das duas estrelas.

56 Estrelas Binárias Como detectá-las? Espectro Binário Desvantagem: É possível que o espectro da estrela secundária seja muito tênue e, por isso, não detectado. Essa detecção não garante a determinação da massa do sistema.

57 Estrelas Binárias Como detectá-las? Binária Espectroscópica É possível obter com o espectro a velocidade relativa entre as duas estrelas, através do Efeito Doppler. O movimento Doppler de um espectro só já é suficiente para denunciar a existência de uma binária.

58 Estrelas Binárias Como detectá-las? Binárias Eclipsantes Final do século XVII: astrônomos percebiam que periodicamente determinadas estrelas tinha uma queda de cerca de 30% do seu brilho. Concluíram que essas variações eram resultado de eclipses de uma estrela de um par primário pela outra. Binárias eclipsantes são raras. Essa abordagem permite determinar o raio de cada estrela da binária.

59 Binárias Eclipsantes: Estrelas Binárias

60 Como detectá-las? Binárias de Contato Quando duas estrelas estão fisicamente muito próximas, é possível que efeitos de maré entre elas sejam importantes. Como as estrelas são objetos gasosos, ao invés de sólidos, a atração gravitacional pode arrancar material de uma estrela e transferilo para a outra. Dizemos então que trata-se de uma binária de contato, mesmo que as superfícies das duas não estejam se tocando diretamente. v=0l2-exafeee Estrelas Binárias

61 Estrelas Binárias Às vezes métodos de determinação de massas/órbitas podem ser combinados. Os mesmos métodos são usados para detectar planetas fora do Sistema Solar (exoplanetas).

62 Aglomerados Estelares

63 Aglomerados Estelares O que são? São conjuntos de estrelas formadas juntas no colapso de uma nuvem de gás que se fragmentou (quando a massa dessa nuvem é da ordem de 10^4 a 10^5 massas solares). Por isto todas as estrelas de um aglomerado têm a mesma idade e a mesma composição química. Pleiades Aglomerado Aberto 47 Tuc Aglomerado Globular

64 Aglomerados Estelares

65 Aglomerados Estelares O diagrama Hertzsprung-Russell de um aglomerado pode nos dar informação sobre a idade e, a segunda vista, sobre a composição química do aglomerado e proporcionar testes à teoria de evolução estelar, já que: Estrelas de massas diferentes entram na Sequência Principal em locais e tempos diferentes (mas todas tem aprox. a mesma idade e composição). Estrelas de massas diferentes evoluem em escalas de tempo diferentes. Diagrama dos Pleiades Diagrama de 47 Tuc

66 A evolução do diagrama de HR de um aglomerado Após o colapso inicial da nuvem molecular, estrelas de alta massa chegam primeiro à Sequência Principal, evoluindo rapidamente.

67 A evolução do diagrama de HR de um aglomerado A Sequência Principal vai se enchendo de cima pra baixo, e logo as estrelas de massa mais alta já saem da Sequência Principal para se tornarem Gigantes Vermelhas.

68 A evolução do diagrama de HR de um aglomerado Enquanto estrelas de massas cada vez mais baixas esgotam seu hidrogênio no núcleo, a Sequência Principal vai se esvaziando de cima pra baixo, e o ramo de Gigantes Vermelhas se enchendo. Turn-off : ponto em que as estrelas começam a deixar a Sequência Principal; ele se desloca para baixo com o tempo. Os ramos horizontal e assintótico também vão se enchendo com o tempo (não mostrado aqui).

69 A evolução do diagrama de HR de um aglomerado Animação feita pelo aluno da UFABC Arthur Julião na disciplina de Projeto Dirigido.

70 Aglomerados Estelares Em resumo: aglomerados estelares nos fornecem: Idades de estrelas A idade da Via Láctea Idades de outras galáxias com aglomerados observáveis Um limite mínimo para a idade do Universo.

71 Vídeos 7rk Aglomerados Estelares Série O Universo 3mw Os Belos e Úteis Aglomerados Estelares - Física na Cultura

72 Agradecimentos Ao professor Pieter e a Thays pelo material das aulas. Próxima aula: 31/05 Via Láctea (Jéssica) Obrigada!!!