Evolução Estelar. Marcelo Borges Fernandes

Transcrição

1 Evolução Estelar Marcelo Borges Fernandes Escola de Inverno do Observatório Nacional 2011

2 AB com núcleo de C

3 Aula 2 Características Básicas das Estrelas de Alta Massa Importância das Estrelas de Alta Massa Evolucão das Estrelas de Alta Massa A Nucleossíntese Estelar

4 Estrelas de Alta Massa Estrelas com 8 M (M ) 120

5 Estrelas de Alta Massa Características básicas: -Objetos com um tempo de vida relativamente curto: ~ anos τms = 1 x 1010 (Ms / M )-2 anos - São quentes: Teff 15000K (estrelas O e B) - São luminosos: L ~ L - Fração de objetos em relação ao número total = 107

6 Apesar de pouco numerosas, essas estrelas têm um papel fundamental na evolução química da Galáxia:. A radiação das estrelas de alta massa afeta profundamente o meio interestelar que as circunda, o ionizando (Regiões HII) e aquecendo (até 10000K); Fótons no UV não só ionizam, mas fornecem Ecin. Durante a sua vida, essas estrelas sofrem grande perda de massa e depois explodem como SN, sendo as maiores fontes de C, N e O e de elementos pesados no meio interestelar;

7 Apesar de pouco numerosas, essas estrelas têm um papel fundamental na evolução química da Galáxia:. Os ventos dessas estrelas têm grande influência na dinâmica no meio interestelar, inserindo grande quantidade de energia neste; A interação dos ventos com o meio interestelar forma uma frente de choque que pode aquecer o gás em até 106 K. Essas estrelas são em geral formadas em aglomerados e o efeito combinado dos ventos de várias estrelas pode acionar novas fases de formação estelar ou destruir a nuvem materna;

8 Apesar de pouco numerosas, essas estrelas têm um papel fundamental na evolução química da Galáxia:. Essas estrelas são muito brilhantes e por isso são usadas para se medir distâncias extragalácticas. As SN têm papel importante em cosmologia;. Como estamos aqui, isso indica que a nuvem materna do Sol foi enriquecida por elementos produzidos em uma estrela de alta massa próxima que se tornou uma SN (C, O, N, Si, Fe, etc...) SOMOS PÓ DE ESTRELAS!!!

9 Posição no DHR

10 Evolução de Estrelas de Alta Massa Estrelas com 8 M (M ) 120

11 Na prática não sabemos muita coisa: - Entram na ZAMS como uma estrela O ou B - Terminam em uma explosão de SN Fases intermediárias ou curtas precisam de uma melhor compreensão Papel importante: Rotação Perda de Massa

12 Efeito da Rotação: Estrelas de alta massa têm uma alta rotação -Diminuição da gravidade efetiva no equador da estrela - Aumento da perda de massa e formação de discos circunstelares durante certas fases

13 Estrela B[e] supergigante Concepção artística

14 Efeito da Rotação: Estrelas de alta massa têm uma alta rotação - Aumento do fluxo nos pólos e aumento da Teff Teorema de Von Zeipel F é proporcional a geff Fpolos > Fequador Teff polos > Teff equador Estrela passa a ter diferentes temperaturas dependendo da inclinação que a vemos

15 Efeito da Rotação: Estrelas de alta massa têm uma alta rotação - A rotação ajuda a misturar ainda mais o material produzido no interior estelar nas camadas mais externas, alterando mais efetivamente a composição superficial das estrelas

16 Efeitos da Perda de Massa:. Os modelos evolutivos só reproduzem a distribuição no DHR se considerarmos a perda de massa. Taxa de perda de massa é significante em todas as fases da vida dessas estrelas

17 60 M Fase Pré-sequência Principal Não se sabe muito Quando a estrela se torna visível já está na sequência principal

18 Sequência Principal 60 M A-C A-C: fase de queima do H no núcleo via ciclo CNO 3.7 x 106 anos -Convecção aumenta abundância de He e N -Alta taxa de perda de massa: 7 x 10-6 M / ano (no fim da SP) + de 10 M

19 Sequência Principal 60 M B-C B-C: material processado chega a superfície por convec-ção: -aumenta abundância de He e N Estrela ON

20 60 M C: -queima do H termina no núcleo - núcleo se contrai - começa queima de H em uma camada acima do núcleo - expansão da envoltória, menor Teff

21 60 M D-E-F: - estrela continua se expandindo - logo depois se torna instável e sofre alta perda de massa na forma de erupções Fase de LBV

22 LBV = Variáveis Azuis Luminosas = Geysers Astrofísicos η Car começou a variar sua magnitude entre 2 e 4; P Cyg de repente apareceu alcançando magnitude 3, depois enfraquecendo e desaparecendo à olho nu P-Cyg voltou a se tornar brilhante, chegando até magnitude 5 e onde se manteve constante P-Cyg começou a ter um vagaroso e gradual aumento Brilho de η Car começou a variar mais rapidamente η Car se tornou a segunda estrela mais brilhante do céu, permanecendo por quase 20 anos variando entre magnitude +1 e -1. Depois começou a enfraquecer até atingir a magnitude 8. Século XX - η Car voltou a brilhar novamente, mas com oscilações de pequenas amplitudes.

23 Tipos de Erupções Gigantes: - Diminuição de 3 ou + magnitudes em MV - Provável aumento de LBOL Médias: - Frequência de centenas ou milhares de anos - Diminuição de 1 ou 2 magnitudes em MV - LBOL ~ constante BC varia - Frequência de anos Pequenas: - oscilações de 0.5 magnitudes em MV - Frequência de meses a anos Microvariações: - Oscilações de 0.1 magnitudes em MV

24 Tipos de Erupções Gigantes: - Diminuição de 3 ou + magnitudes em MV - Provável aumento de LBOL - Frequência de centenas ou milhares de anos Valor médio paradea1 ou perda de massa: Médias: - Diminuição 2 magnitudes em MV - LBOL 5 ~xconstante 10-4 M / anobc varia - Frequência de anos Pequenas: oscilações de 0.5 magnitudes MV 5 M - ejetadas em 10000emanos - Frequência de meses a anos Microvariações: - Oscilações de 0.1 magnitudes em MV

25 Espectros das LBV - Quiescência: espectro de uma estrela do tipo B com linhas em emissão do H, HeI, FeII e [FeII] mais intensas - Erupção: pseudo-atmosfera Semelhante à SG fria A ou F

26 Eta Car E mais 50 objetos identificados na Via Láctea e em outras galáxias

27 Eta Car

28 60 M F: - estrela começa a queimar He no núcleo (pós-sp) e H em uma camada - perdeu grande parte da sua envoltória - alta abundância de He e N na atmosfera Wolf-Rayet WN

29 Estrelas Wolf-Rayet. Descobertas em 1867 por Charles Wolf e George Rayet no Observatório de Paris. MZAMS 25 M. Espectro dominado por linhas de elementos altamente ionizados. São divididas em 3 grupos: WN = linhas em emissão do He, íons do N, poucas linhas do C WNL = pouca presença de H WNE = nenhuma indicação de H

30 Estrelas Wolf-Rayet. Descobertas em 1867 por Charles Wolf e George Rayet no Observatório de Paris. MZAMS 25 M. Espectro dominado por linhas de elementos altamente ionizadas. São divididas em 3 grupos: WC = linhas do He, maior abundância do C e nenhuma indicação de H WO = similares as WC mas com maior abundância de O

31 Estrelas Wolf-Rayet. Descobertas em 1867 por Charles Wolf e George Rayet no Observatório de Paris. MZAMS 25 M. Espectro dominado por linhas de elementos altamente ionizadas. São divididas em 3 grupos. Teff = K. Indicação de ventos com velocidades entre km/s. ~ 200 objetos na Via Láctea e ~ 300 em outras galáxias

32 EZ CMa

33 AB 7

34 60 M G: - perda de massa muito alta durante a fase de WR - perda de camadas externas e material rico em C aparece na superfície Wolf-Rayet WC

35 60 M H: - fim da queima de He no núcleo - depois de: 6 x 105 anos -Fase de queima do C se inicia e dura: 2 x 103 anos -Fases finais: queimas de O até Si duram menos de 1 ANO!

36 60 M Durante a sua evolução antes da explosão de SN a estrela ejetará: 29 M de H 8 M de He 1 M de C e O

37 Supernovas

38 Até o ferro (elemento mais estável com a maior energia de ligação por nucleon) as reações são exotérmicas. Para elementos mais pesados, reações endotérmicas ocorrem Queima no núcleo pára no ferro. Núcleo de ferro se contrai e se torna degenerado rapidamente (frações de segundo) e aquece até 5 x 109 K. As camadas externas colapsam e ao atingirem a superfície do núcleo degenerado são ricocheteadas e uma onda de choque é criada SN do tipo II

39 O gás se expande é tão quente que brilha por semanas Luminosidade de uma SN é comparável a de uma galáxia inteira Remanescente de SN

40 Antes SN1987A Depois

41

42 Supernova 1994D in Galaxy NGC 4526

43 Vela: remanescente de supernova

44 Caranguejo: remanescente de supernova

45 Estágios Finais de Estrelas de Alta Massa 1) Estrelas de Nêutrons Se a massa do núcleo tiver entre 1.4 M e 3 M Maior compressão do gás p + e n + ν (gás de nêutrons)

46 Região mais interna: fluido denso Região mais externa:. mistura de um superfluido de nêutrons com uma estrutura cristalina. fina atmosfera com íons e elétrons Raio de ~ dezenas de km

47 . Com o colapso, o campo magnético se amplifica (1010 B ). Partículas carregadas (p e e-) são aceleradas até velocidades relativísticas ao longo das linhas de campo que rotacionam com a estrela. Essas partículas emitem ondas de rádio, radiação síncrotron. Se o campo magnético não está exatamente alinhado com a rotação da estrela, veremos a radiação como um farol (se estiver alinhada com a nossa linha de visada)

48 Pulsar

49 Pulsar do Caranguejo

50 2) Buraco Negro Se o remanescente de SN tem mais que 3 M Colapso total = densidade infinito singularidade Vescape = (2GM/R)0.5 ~ c R ~ 3 (M / M ) km Raio de Schwarzschild

51 2) Buraco Negro Se o remanescente de SN tem mais que 3 M Colapso total = densidade infinito singularidade M = 1 M R ~ 3 km ρ ~ 1016 g / cm-3

52 Métodos indiretos Emissão de raio-x Cygnus X-1: visão artística

53 Nucleossíntese Dois prótons ou dois núcleos conseguem energia (através das altas temperaturas) suficiente para vencer a repulsão (barreira) Coulombiana (Z1,A1) + (Z2,A2) (Z,A) m(z, A) = Zmp + (A-Z)mn + E(Z,A) / c2 E(Z,A) = energia de ligação do núcleo Massa do núcleo é menor do que as somas das massas dos seus componentes. Energia é liberada na fusão

54 Nucleossíntese Durante a Sequência Principal: Ciclo p-p T K

55 T K

56 Ciclo CNO T K C + 1H 12 N+γ N 13 C + 1H 14 N + 1H C + β+ + ν N+γ O+γ 15 O 15 N + β+ + ν 15 N + 1H 12 C + 4He Ciclo p-p: estrelas de baixa massa Ciclo CNO: estrelas de alta massa

57 Outras reações Triplo α: 3 4He C T K 12 C + 4He O + 4He Ne + 4He O + 16O Si + 28Si O+γ Ne + γ Mg + γ S+γ Fe + γ T K etc...

58 Captura de nêutrons Durante o evento de uma SN, a onda de choque ao passar pelas camadas externas gera uma nova fase de reações termonucleares Formação dos outros elementos periódica (reações endotérmicas) da tabela Processo s e r (depende do fluxo de nêutrons)

59 Muito obrigado pela sua atenção! Starry Night de Van Gogh