Estrelas (IV) Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira IAG/USP

Transcrição

1 Equilíbrio na seq. principal Evolução estrelas de baixa massa Nebulosas planetárias Anã branca Evolução estrelas de alta massa Estrelas de nêutrons e buracos negros Estrelas (IV) Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira IAG/USP AGA semestre/2017

2 Sequência Principal As estrelas passam a maior parte da vida na Sequência Principal. Fonte de energia é a fusão nuclear do Hidrogênio: e + e + cadeia de reação Próton-Próton I: 4 hidrogênios 1 hélio + energia (mais neutrinos e pósitrons).

3 Sequência Principal As estrelas passam a maior parte da vida na Sequência Principal. Fonte de energia é a fusão nuclear. A estrela se mantém em equilíbrio entre seu peso e a pressão gerada pela energia produzida no centro. Se a taxa de reações nucleares diminui, a estrela se contrai; Mas ao se contrair, esquenta e aumenta a densidade no núcleo; Isto faz aumentar a taxa de reações. pressão gravidade

4 Sequência Principal O equilíbrio na Sequência Principal não é perfeito A estrela perde energia com uma taxa dada por sua luminosidade [luminosidade = perda de energia] O Sol ainda deve esfriar, aumentar o raio e aumentar a luminosidade: Temperatura na Terra vai aumentar. Em 1 bilhão de anos a luminosidade do Sol será 10% superior à luminosidade de hoje. 90% das estrelas observadas estão na Seq. Principal. O tempo de vida na Sequência Principal depende da massa.

5 Após a Sequência Principal Ao terminar o hidrogênio disponível, a estrela sai da Sequência Principal: termina a fusão de hidrogênio em hélio no centro. Durante o período de queima de hidrogênio no centro, a diferença entre as estrelas está apenas no tempo que cada uma permanece na Sequência Principal. A evolução é determinada principalmente pela massa. Estágios após a Seq. Principal são muito diferentes de acordo com a massa da estrela.

6 0,08 < M < 0,4 massas solares : anã vermelha. Estrelas de baixa massa Convecção faz com que quase todo o hidrogênio circule pelo centro. Quase todo o H se converte em He. Inicialmente a estrela se contrai e esquenta. Eventualmente, a estrela esfria e perde luminosidade, mantendo o tamanho aproximadamente constante. Mas, uma estrela de 0,4 M vive cerca de 1 trilhão de anos e o universo tem só 14 bilhões.

7 Estrelas de massa não tão baixa M de ~ 0,4 até ~8 massas solares: o Sol. Convecção é restrita a uma camada próxima da superfície. Em (a), não há mais H no centro para queimar: sai da Seq. Principal. O centro do Sol se contrai. Energia potencial gravitacional. Temperatura no centro começa a aumentar. Esquenta a parte mais externa do centro e incha a estrela. zona convectiva c a d b O Sol se expande (indo de a para b) e a sua luminosidade aumenta. gigante vermelha.

8 Estrelas de massa não tão baixa M de ~ 0,4 até ~8 massas solares: o Sol. Entre (a) e (b) queima de H em uma casca em volta do centro. Em (b) a temperatura no centro é tão alta que começa a fusão do Hélio. forma Carbono no núcleo. flash do Hélio (apenas estrelas até ~2 M ). c a d b Depois do flash, o núcleo se resfria e a estrela se contrai até (c) rapidamente.

9 Estrelas de massa não tão baixa M ~ 0,4 até ~8 massas solares: o Sol. A partir de (c) o Sol começa a queimar He em uma casca ao redor do núcleo de carbono e oxigênio; o H continua a ser queimado numa casca mais externa. queima de Hidrogênio envelope sem queima c a d b queima de Hélio Núcleo de Carbono e Oxigênio

10 Estrelas de massa não tão baixa M ~ 0,4 até ~8 massas solares: o Sol. A partir de (c) o Sol começa a queimar He em uma casca ao redor do núcleo de carbono; o H continua a ser queimado numa casca mais externa. Temperatura diminui na fotosfera, luminosidade aumenta e o raio aumenta. c a d b O diâmetro do Sol se tornará maior que a órbita da Terra em (d). O Sol é uma supergigante nesta fase.

11 Estrelas de massa não tão baixa M ~ 0,4 até ~8 massas solares: o Sol. O Sol perde massa na Seq. Principal (vento solar). Na fase de gigante vermelha, perde muito mais. Instabilidades maiores. O Sol termina em (d) perdendo uma parte importante da massa devido às instabilidades. c a d b

12 Nebulosas Planetárias Na fase em que as reações no núcleo cessam, a queima nas camadas mais externas fica instável, e a estrela pulsa, ejetando o envelope mais externo. O resultado é uma Nebulosa Planetária que se expande iluminada pelo núcleo que, no futuro, se converterá numa anã branca. A nebulosa em expansão se mistura com o meio interestelar, enriquecendo-o em elementos mais pesados. O nome Nebulosa Planetária vem do século 18, pois sua aparência em um telescópio antigo parecia com o disco de um planeta. Uma Nebulosa Planetária não tem nenhuma relação com planetas. IC anos-luz de distância

13 Nebulosas Planetárias < anos > f e Perda de massa de estrelas com até ~ 8 massas solares (e) A estrela mantém a luminosidade e se contrai => temp. aumenta (f) A estrela não pode mais se contrair e não tem mais fonte de produção de energia termina como anã branca com núcleo de carbono e oxigênio.

14 M57 Nebulosas Planetárias ~ 2000 conhecidas na nossa galáxia M2-9 imagens de B. Balick (HST) NGC 6751 Aquila Gás rarefeito, excitado pela estrela central, que vai se dissipando: Emissão de linhas (não é um corpo negro).

15 Pressão de elétrons degenerados Princípio de exclusão de Wolfgang Pauli ( ): Partículas como o elétron (férmions, isto é, de spin = ½) não podem ter os mesmos números quânticos. A matéria quando é muito comprimida resiste inicialmente pela pressão térmica; se for mais ainda comprimida a pressão que se opõe ao colapso é a pressão exercida pelos elétrons que não podem todos estarem no mesmo nível quântico. Férmions neste estado são chamados degenerados. A pressão de degenerescência depende apenas da densidade e não da temperatura. Matéria normal: movimento dos átomos/moléculas exercem pressão. Matéria degenerada: pressão exercidas pelos elétrons.

16 Anã Branca Resto de estrelas com menos de 8 massas solares, composto principalmente de carbono e oxigênio. Não pode se contrair mais devido à pressão de elétrons degenerados. Cerca de 9000 anãs brancas são conhecidas, a mais próxima é Sirius B. ρ ~ 3 toneladas/cm 3 R ~ R Terra M ~ 0,4 1,0 M Sol (maioria por volta de 0,6 M Sol ) T ~ K L ~ 0,01 0,001 L Sol

17 Anã branca Sirius B sol Objeto quente e compacto. Apaga aos poucos (dezenas de bilhões de anos). Termina possivelmente como anã preta. V esc (Terra) = c

18 Vida e morte do Sol Antes do Sol entrar na fase de gigante vermelha, a biosfera da Terra será destruída pelo aumento da luminosidade solar de ~ 10% ainda na Sequência Principal, daqui a ~ 1 bilhão de anos.

19 Duração [anos] Temperatura central [K] Temperatura superfícial [K] Densidade central [kg/m 3 ] Raio [solar] Estágio evolutivo 10 bilhões 15 milhões Sequência Principal (a) 100 milhões 50 milhões Subgigante (b) 100 mil 100 milhões Flash do hélio (b) 50 milhões 200 milhões Ramo horizontal (c) 10 mil 250 milhões Supergigante vermelha 100 mil 300 milhões ,01 Núcleo de carbono (d) Nebulosa planetária (e) 10+ bilhões 100 milhões ,01 Anã branca (f) e c a d b f Hoje o Sol tem aproximadamente 4,57 bilhões de anos. Sequência Principal: ~ 10 bilhões; Resto da vida (exceto fase de anã branca): ~ 0,15 bilhões; Anã branca: ~ algumas dezenas de bilhões.

20 M maior que ~8 massas solares. Estrelas de alta massa Estrutura interna diferente: Convecção próximo do centro. alta massa massa solar baixa massa

21 M maior que ~8 massas solares. Estrelas de alta massa A trajetória pós-sequência principal é principalmente horizontal: mesma luminosidade. O raio expande e faz a temperatura superficial diminuir. L * = 4πR * 2 σt 4 20 M 15 M Não há o flash do hélio: Fusão do hélio começa suavemente.

22 M maior que ~8 massas solares. Estrelas de alta massa A evolução é muito rápida. Antes de se tornar uma gigante vermelha começa a queima de He. 20 M He C O 15 M A nucleossíntese prossegue além do carbono.

23 M maior que ~8 massas solares. Estrelas de alta massa A evolução é muito rápida. Antes de se tornar uma gigante vermelha começa a queima de He. 20 M He C O 15 M A nucleossíntese prossegue além do carbono. Elementos como nitrogênio, oxigênio, neônio, magnésio,..., até o ferro são sintetizados.

24 Energia de ligação: energia produzida por fusão nuclear Diferença entre energia de ligação de dois átomos é liberada numa fusão nuclear...

25 Energia de ligação: energia produzida por fusão nuclear (exotérmica) (endotérmica) Diferença entre energia de ligação de dois átomos é liberada numa fusão nuclear... Mas só até o ferro! Depois a fusão necessita de energia. ou seja, a fissão nuclear passa a liberar energia para elementos além do Fe.

26 M maior que ~8 massas solares. Estrelas de alta massa A estrela tem uma estrutura de cebola. Núcleo de Fe tem raio ~ R Terra e massa aproximadamente maior que 1,4 M. Envelope tem raio ~ 5 U.A.. (órbita de Júpiter). A fusão nuclear termina no ferro (só um pouco de níquel é sintetizada).

27 M maior que ~8 massas solares. Períodos de equilíbrio e instabilidade. Estrelas de alta massa Muita perda de massa por ventos estelares. Temperatura e densidade central aumentam. Envelope expande. Para uma estrela de 20 M, queima de: H: 10 7 anos; He: 10 6 anos; C: 1000 anos; O: 1 ano; Si: 1 dia, formando um caroço: de Fe!

28 Estágios finais de estrelas de alta massa No caroço de ferro não há mais produção de energia. Quando a temperatura alcança ~ 10 bilhões de graus o ferro é fotodesintegrado: o ferro é literalmente atomizado em prótons e nêutrons. Agora o núcleo consiste de elétrons, prótons, nêutrons e fótons, com densidade muito alta. A fotodesintegração consome energia. Há ainda menos energia para equilibrar a estrela, diminuindo ainda mais a pressão e aumentando a densidade, o que acarreta em um colapso. Conforme a densidade aumenta: prótons + elétrons nêutrons + neutrinos A região central da estrela colapsa em menos de 1 segundo!

29 Estágios finais de estrelas de alta massa Neste momento os nêutrons passam a ser comprimidos entre si, causando agora a degenerescência de nêutrons. A pressão dos nêutrons degenerados é capaz de cessar o colapso gravitacional do núcleo estelar. A densidade chega a aproximadamente kg/m 3 (1 milhão de toneladas/milímetro 3 ). O colapso termina com a formação de um objeto denso central: uma estrela de nêutrons ou um buraco negro (vamos falar deles mais tarde...). A matéria do resto da estrela que cai bate no objeto central e provoca uma onda de choque que é rebatida. A energia é tão grande que a estrela é completamente destruída e tudo é expelido (exceto o objeto central denso). Explosão de uma SUPERNOVA

30 Estágios finais de estrelas de alta massa De supergigante vermelha até supernova.

31 Supernova A supernova formada pelo colapso do caroço é chamada de Tipo II. Sua energia é comparável à luminosidade de todas as estrelas de uma galáxia: alcança magnitude absoluta 18. (A mag aparente da Lua é -12,7). Vassoura da Bruxa, NGC 6960 Cassiopéia A nebulosa do caranguejo => resto de Supernova

32 A última supernova visível a olho nu foi em 1987, uma estrela que explodiu na Grande Nuvem de Magalhães (uma vizinha da Via Láctea, a 45 kpc). A estrela progenitora era uma gigante azul de 25 vezes a massa do Sol. imagem do HST de 1994 Supernova 1987A Grande Nuvem de Magalhães Supernova 1987A

33 Supernova Nebulosa do Caranguejo (constelação de Touro), a 2000 pc. Resto da supernova que foi observada em julho de Há registros de astrônomos na China. Se sua magnitude absoluta foi 18, então sua magnitude aparente foi 6,4. raios-x visível

34 Supernova Supernova em outra galáxia (note seu brilho em comparação com o resto da galáxia). Como são muito brilhantes, podemos observá-las de longe estas são estrelas da nossa própria galáxia esta é a supernova

35 De Gigante vermelha até estrela de nêutrons gigante vermelha colapso do caroço; Supernova tipo II estrela de nêutrons + resto de supernova

36 Estrelas de nêutrons Quando a massa do caroço de ferro for maior do que 1,4 M e menor do que ~ 3 M então temos a formação de uma bola de nêutrons: elétron + próton nêutron + neutrino Este limite, 1,4 M, é chamado de limite de Chandrasekhar Subrahmanyan Chandrasekhar, Prêmio Nobel Tem um pouco mais que a massa do Sol em um diâmetro de ~20 km! (as anãs brancas tem o tamanho da Terra).

37 Estrelas de nêutrons Uma estrela de nêutrons comparada com a região metropolitana de São Paulo. Lembrando que esta estrela tem mais de ~1,4 massas solares. Soltando um corpo a 1 metro de altura da superfície de uma estrela de nêutrons: este corpo chegaria na superfície com 1750 km/s em 0,001 milissegundos. 10 kg chegariam na superfície com energia de 4 quilotons (pequena bomba atômica). 20km

38 Pulsar Estrela de nêutrons onde o eixo de rotação não coincide com o eixo do campo magnético. partículas e radiação são emitidos na direção dos polos magnéticos do pulsar. O sinal é periódico e extremamente regular. Descobertos em 1967 por Jocelyn Bell. por certo tempo, acreditou-se que era um sinal de ETs...

39 Pulsar O pulso de um pulsar dura entre alguns segundos até alguns milisegundos. Vemos o pulsar porque o feixe de radiação passa por nós. O pulso é observado em rádio, a estrela de nêutrons emite pouco no visível. "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... Olavo Bilac som do pulsar Vela, resto de uma supernova de 10 mil anos, que gira 11 vezes por segundo:

40 Pulsar Algumas centenas de pulsares são conhecidos e alguns estão associados a restos de supernovas. Os primeiros exoplanetas foram descobertos em órbita de pulsares em Isto foi surpreendente pois imaginava-se que a explosão de uma supernova destruiria os planetas.

41 Estágios finais de evolução estelar A estrela perde parte da massa: Nebulosa Planetária (estrelas de baixa massa) e Supernova (estrelas de alta massa): sobra um resto. Se o resto da estrela tem menos que ~1,4 M (Limite de Chandrasekhar): Anã Branca. pressão dos elétrons degenerados. Se o resto da estrela tem mais que ~1,4 M e menos que ~ 3M : Estrela de nêutrons. pressão dos nêutrons degenerados. Se o resto da estrela tiver mais que ~3 M : Nada segura o peso do resto da estrela. BURACO NEGRO.

42 Buraco Negro Já foi imaginado por Laplace no final do séc. XVIII: um corpo com gravidade tão elevada que nem mesmo a luz não pode escapar. Mas a teoria de buracos negros só pôde ser desenvolvida satisfatoriamente após a teoria da relatividade geral de Albert Einstein de Karl Schwarzschild (1916) descobre a primeira descrição relativística de um buraco negro.

43 Buraco Negro Visão relativística de um buraco negro: deformação do espaço-tempo, de onde nem a luz pode escapar. analogia em 2 dimensões da deformação do espaço massa e energia deformam o espaço-tempo espaço-tempo determina as trajetórias

44 Buraco Negro Outra forma de descrever um buraco negro: singularidade cercada por um horizonte de eventos, de onde nem a luz pode escapar. horizonte de eventos singularidade analogia em 2 dimensões da deformação do espaço

45 Buraco Negro O tamanho (raio) de um buraco negro é proporcional a sua massa: G => constante gravitacional c => velocidade da luz. raio de Schwarzschild = 2G c 2 massa Um buraco negro com a massa... da Terra teria 17,7 mm de diâmetro e dens. 1, g/cm 3 ; (120 milhões GigaToneladas/mm 3 ); do Sol teria 5,9 km de diâmetro e 1, g/cm 3 ; com 3 M teria 17,7 km de diâmetro e dens. 1, g/cm 3 ; (120 mil toneladas/mm 3 );

46 Buraco Negro Como nem a luz escapa de um buraco negro (por isso o nome) não podemos observá-lo diretamente. Mas se tem matéria que cai no BN, esta matéria se aquece e emite radiação. Esta radiação pode revelar a presença do BN. Além disto, a interação com o campo magnético provoca a ejeção de partículas (jatos).