Evolução Estelar II. Evolução pós-sp

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1 Evolução Estelar II Evolução pós-sp 1

2 Evolução das estrelas pós-sp Queima de H no núcleo SP Queima de H na camada externa ramo das gigantes vermelhas Flash do He no núcleo (ou não...) Queima de He no núcleo ramo horizontal e Blue Loop Ramo assintótico das gigantes (RAG): RAG jovens e RAG pulsantes. Queima de C, O, Mg, Na, Si, S em estrelas 2 2

3 Depois da exaustão do H... Definição dos estágios avançados: função da massa e, em menor grau, da composição química. Podemos usar uma nova classificação para os estados na SPIZ, melhor caracterizando sua evolução: alta, intermediária, baixa e baixa nãoevoluída SPIZ. 3 3

4 Depois da exaustão do H... Casos evolutivos passíveis de estudo (via comparação com observações) excluem estrelas da baixa SPIZ não-evoluída, devido ao fato de, dentro do tempo de Hubble, elas ainda não terem saído da SP. Podemos definir os tipos restantes em função de como seus núcleos se comportam. 4 4

5 ? 5 5

6 Depois da exaustão do H... Um item importante a ser lembrado, nos estágios avançados, é que tipo de equação de estado rege o núcleo, onde as reações nucleares estão acontecendo. Tipicamente podemos distinguir os estágios de grande, intermediária e pequena massa em função de se, e quando, há o aparecimento de um núcleo de elétrons degenerados. 6 6

7 Depois da exaustão do H... Mesmo que a massa inicial seja diferente, todas as estrelas num intervalo entre 0,8 < M/ M sol < 2,3 formam um núcleo de He degenerado. Assim, sua evolução pós-sp deve ser muito semelhante. Para 9 < M/M sol < ~ 100, o destino provável é uma supernova. Não é possível definir precisamente os intervalos de massa nessa fase evolutiva porque, durante os estágios avançados, pequenas mudanças na composição química, na física ou nos métodos de cálculos utilizados podem alterar drasticamente o resultados de modelos com massas próximas a estes limites. 7 7

8 Depois da exaustão do H... Uma classificação possível é: M > 9 M Sol : o núcleo jamais passará por estágio degenerado. M < 9 M Sol : após a queima de He, temos um núcleo de C-O degenerado. M < 2,3 M Sol : após a queima de H, temos um núcleo de He degenerado. O que causa essa distinção? 8 8

9 Evolução 9 9

10 Evolução 9 9

11 O Ramo da Gigantes Vermelhas Todas as estrelas que saem da SP passarão pela fase de gigantes vermelhas, independente de suas massa. Luminosidade mantida pela queima de H na camada externa ao núcleo. Contração do núcleo isotérmico, já que não há mais reações nucleares. Estrelas de baixa massa saem verticalmente, e estrelas massivas saem horizontalmente (trajetória também é função da massa)

12 Saída da SP Fases 1-2: SP. Fases 2-3: depleção do H e contração. Fases 3-6: caminho para o ramo das gigantes vermelhas. As fases 6 a 10 definem épocas de variabilidade para estrelas de massa maior (veremos isso Núcleo de He comum às 3, degenerado 11 11

13 Evolução pós-sp Estrelas de baixa massa Núcleo degenerado (violação do limite de Schenberg-Chandrasekhar). Envelope de H descrito por uma eq. de estado de gás perfeito. Contração do núcleo o aquece, gerando energia para aquecer o envelope. Envelope expande-se, (R cresce, T decresce) e a estrela move-se para a direita do 12 12

14 Evolução pós-sp 13 13

15 Homologia na camada externa ao núcleo Nessa fase, a luminosidade depende somente das propriedades do núcleo (independe da massa do envelope). Descrição analítica feita usando relações de homologia

16 Luminosidade do núcleo x razão de massas Transição de gás perfeito para gás degenerado!!!! 15 15

17 Evolução até o flash do He Mudança de queima nuclear do centro para a camada externa. Núcleo inerte de He, queima de H na casca externa ao núcleo. Subida no ramo das gigantes (paralelo a linha de Hayashi), com correspondente aumento de luminosidade, devido ao aumento da quantidade de He. Convecção no envelope uniformiza a distribuição química - primeira dragagem

18 Evolução até o flash do He Pequena discontinuidade no peso molecular causa uma interrupção no aumento contínuo de luminosidade (núcleo de He, envelope de H). Ignição causada pela deposição de matéria sobre o núcleo degenerado de He inerte. Um gradiente de temperatura é gerado na direção do centro; dm c /dt L e L M η. O processo é auto-alimentado, torna-se instável quando T ~ 10 8 K (M c ~ 0,45 M Sol )

19 18 18

20 Massa limite (M SC =0,45 M Sol ) Queima de H na casca Aumento do núcleo de He 19 19

21 O flash do He Causado pelo aumento de temperatura no núcleo degenerado. Pela primeira lei da termodinâmica, W = - p.dv = 0, já que não há expansão do núcleo degenerado. Potência gerada durante a queima descontrolada (thermal runaway) é convertida em energia interna

22 O flash do He Durante o flash, a energia total produz um aumento de luminosidade até um máximo de L sol (Luminosidade de uma galáxia!!!!!!!) durante alguns segundos... Consequência: remoção da degenerescência, expansão do núcleo e resfriamento interno. Início do processo 3-α (queima controlada). A estrela desce do ramo das gigantes vermelhas, indo para o ramo horizontal

23 Instante do flash do He 22 22

24 Evolução após o flash do He Fase comportada, com a geração alimentada pelo ciclo 3-α, consumindo o He agora não mais degenerado. Fase não coberta adequadamente pelos modelos de evolução estelar. Massa do núcleo após o flash (independente da massa total): 0,45 M Sol

25 Da fase GV para o Ramo Horizontal 24 24

26 Da fase GV para o Ramo Horizontal 24 24

27 Da fase GV para o Ramo Horizontal 24 24

28 Da fase GV para o Ramo Horizontal Após o flash do He, a estrela realiza fusão do He no núcleo e fusão do H numa casca em volta do núcleo

29 Da fase GV para o Ramo Horizontal Após o flash do He, a estrela realiza fusão do He no núcleo e fusão do H numa casca em volta do núcleo. O núcleo da estrela produz C e O, a temperatura superficial cresce e a estrela desloca-se para o ramo horizontal

30 Da fase GV para o Ramo Horizontal Após o flash do He, a estrela realiza fusão do He no núcleo e fusão do H numa casca em volta do núcleo. O núcleo da estrela produz C e O, a temperatura superficial cresce e a estrela desloca-se para o ramo horizontal. Estrelas com M 1 M Sol encolhem e esquentam, com luminosidade constante, Elas chegam no RH movendo-se no diagrama HR mantendo o 24 24

31 Após o flash do He Pode-se entender o ramo horizontal em termos de perda de massa durante o flash do He (linha sólida) ou em termos evolutivos (existiria então um RHIZ) em que a linha pontilhada descreve a mudança de composição química < X CNO < 10-2, M = 1,25 M Sol X CNO =10-2, 0,6 < M/ M Sol < 1,25 Linha de Hayashi SP 25 25

32 O Ramo Assintótico das Gigantes (RAG) 26 26

33 O Ramo Assintótico das Gigantes (RAG) 26 26

34 O Ramo Assintótico das Gigantes (RAG) 26 26

35 O Ramo Assintótico das Gigantes (RAG) Após a exaustão do He no núcleo, uma camada com queima de He desenvolve-se embaixo da camada de queima de H

36 O Ramo Assintótico das Gigantes (RAG) Após a exaustão do He no núcleo, uma camada com queima de He desenvolve-se embaixo da camada de queima de H. A maior parte da energia ainda vem da camada de queima de H

37 O Ramo Assintótico das Gigantes (RAG) Após a exaustão do He no núcleo, uma camada com queima de He desenvolve-se embaixo da camada de queima de H. A maior parte da energia ainda vem da camada de queima de H. Entretanto, a camada de H vai depositando o He produzido na camada inferior. Após algum tempo acumula-se He suficiente para haver um evento explosivo ali

38 O Ramo Assintótico das Gigantes (RAG) Após a exaustão do He no núcleo, uma camada com queima de He desenvolve-se embaixo da camada de queima de H. A maior parte da energia ainda vem da camada de queima de H. Entretanto, a camada de H vai depositando o He produzido na camada inferior. Após algum tempo acumula-se He suficiente para haver um evento explosivo ali. O envelope da estrela desenvolve um vento que ejeta as camadas externas no espaço. Neste vento ocorre a 26 26

39 O ramo assintótico das gigantes Fase de queima de He no núcleo (~10 7 anos) Fase de queima de He na casca (<< 10 7 anos) X H =0,699, X He =0,3 Intervalo de massas do núcleo (M total ) 27 27

40 Faixa das estrelas variáveis W Virginis, RR Lyrae, Cefeidas Fase dos pulsos térmicos Descida para o ramo horizontal, após o flash do He

41 Faixa das estrelas variáveis W Virginis, RR Lyrae, Cefeidas Fase dos pulsos térmicos Descida para o ramo horizontal, após o flash do He. Pulsos são fenômenos típicos do envelope, não causando nenhum efeito no núcleo que, neste estágio, constitui-se de C-O degenerado

42 29 29

43 Modelos em equilíbrio com núcleos de He M He = 0,66 M sol define um máximo local e, consequentemente, uma situação de instabilidade. M He = 0,3 M sol define um mínimo local e volta à queima estável de He. A partir desse ponto, há um aumento monotônico de massa do núcleo até que q 0 = 1 (M=M He )

44 M He no núcleo Pontos de inflexão queima instável Pontos de mínimo queima estável SP de He (M=M He ) SP de H (M=0,9 M H ) 31 31

45 Flash do He, comum a todas as estrelas no intervalo da figura Limite de Schenberg- Chandrasekhar 32 32

46 Evolução pós-sp Estrelas de massas intermediárias e grandes Após a queima de H, a estrela de massa maior que 2 M sol apresenta as seguintes características: Núcleo de He homogêneo e isotérmico Queima de H na casca externa ao núcleo de He Matéria no núcleo não degenerada Possibilidade de contração rápida devido a ausência de reações nucleares Evolução para fora da SP! 33 33

47 Formação de um núcleo degenerado 34 34

48 Após a queima de H Sequência evolutiva para uma estrela de 5 M sol após a saída da SP (A). Segundo loop GHK Intervalo de Hertzsprung CD O loop entre EFG 35 35

49 36 36

50 A queima de He central Reação dominantes, na sequência cronológica: 3α C 12 C 12 + α O 16 O 16 + α Ne 20 Curta duração (cerca de 10 7 anos). Pequena contribuição para a saída total de energia (entre 6% e 48% nos pontos E, F, G no slide 5). Contribuição principal: queima de H na casca acima do núcleo de He

51 38 38

52 39 39

53 40 40

54 Diagrama HR teórico mostrando as diversas fases da evolução pós-sp para uma estrela de 5 M sol (Icko Iben Jr. ) 41 41

55 E depois da queima de He? Queima de He termina, no caroço central, quando todo o He foi processado em C 12, O 16 e Ne 20 (com diversas proporções, dependendo da temperatura, massa e taxas de reação usadas). A queima continua na casca de He externa ao caroço, que não foi totalmente processada. Queima da camada de He, queima da camada de H acima desta e núcleo de C-O se contrai Casca de H se extingue, envelope (e todas as regiões acima da casca de He) se expandem! 42 42

56 E depois da queima de He? Analisando os modelos de Iben, o segundo loop (trajetória GHK no slide 33) poderá acontecer em função da massa, opacidade e taxas de queima nuclear. O envelope convectivo transporta os elementos produzidos no núcleo até sua superfície, no processo conhecido como segunda dragagem. O aprofundamento do envelope convectivo extende a borda contendo H na direção do centro, onde T ~ 2x10 8 K. Isso causa um novo 43 43

57 Comparações entre modelos Densidade e temperaturas centrais para modelos evolutivos (Icko Iben Jr.) para estrelas entre 0,8 e 15 M Sol. A linha pontilhada εf/kt=10 indica quando a pressão de degenerescência dos elétrons domina. A direita da linha o gás é degenerado e a esquerda, não degenerado. O modelo com 0,8 M Sol foi calculado assumindo 44 44

58 45 45

59 Comparações entre modelos Evolução a partir da seqüência principal para modelos de 1, 5 e 25 massas solares. A queima de combustível no núcleo ocorre nas regiões mais escuras das curvas. A terceira dragagem ocorre durante a fase de pulsos térmicos, e é onde se formam as estrelas carbonadas e estrelas ricas em ZrO

60 47 47

61 Comparações entre modelos Evolução da estrutura interna de uma estrela de 1,3 M Sol após a seqüência principal. A região pontilhada é onde a abundância de hidrogênio muda 48 48

62 Comparações entre modelos Evolução da estrutura interna de uma estrela de 1,3 M Sol após a seqüência principal. A região pontilhada é onde a abundância de hidrogênio muda 48 48

63 49 49

64 50 50

65 Discussão Gráficos representam modelos e conceitos, não reproduzindo, necessariamente, o que observamos. Um exemplo disso é o intervalo de Hertzsprung. Muitas das análises discutidas aqui se baseiam nos resultados dos modelos de Iben e deve-se ter em mente as limitações na manipulação dos ingredientes do modelo (M, κ, ε, etc.) para gerar um resultado confiável Cefeidas são um caso especial em que a teoria pode ser testada diretamente, embora durante um período curto de sua fase evolutiva

66 Créditos Figuras do livro Stellar Structure and Evolution. Kippenhahn e Weiggert, Springer- Verlag, Hipertexto de Astronomia. Kepler Oliveira e Maria de Fátima Saraiva. Aulas de astronomia da Swinburne University of Technology

67 Sequência evolutiva SP Ramo das gigantes (antes da queima de He) Queima de He (flash) Ramo horizontal (após a queima de He) Passagem pela faixa de instabilidade Ramo assintótico das gigantes Pulsos térmicos (queima de H na casca externa, fenômeno mais no envelope)

68 Resumo de Ev. Estelar 54 54

69 Resumo de Ev. Estelar Low Mass Stars (~M sun ) 54 54

70 Resumo de Ev. Estelar Low Mass Stars (~M sun ) 54 54

71 Resumo de Ev. Estelar Low Mass Stars (~M sun ) High (>8 M sun )Mass Stars 54 54

72 Resumo de Ev. Estelar Low Mass Stars (~M sun ) High (>8 M sun )Mass Stars 54 54

73 Evolução pós-sp 55 55

74 Evolução pós-sp 55 55

75 Evolução pós-sp 55 55

76 Possibilidades para estrelas massivas 56 56

77 Estágios finais para resíduos com 57 57

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