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

Transcrição

1 Evolução de estrelas de alta massa Supernova tipo II Estrela de nêutron Pulsar Buraco negro Estrelas (V) Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira IAG/USP AGA semestre/2016

2 Evolução de uma estrela como o Sol Sequência Principal ~ 10 bilhões de anos; Resto da vida (exceto fase de anã branca): ~ 0,15 bilhões de anos; Anã branca ~ algumas dezenas de bilhões de anos. envelope sem queima Duração [anos] Temperatura superfícial [K] Raio [solar] Estágio evolutivo 10 bilhões Sequência Principal (a) 100 milhões Subgigante (b) 100 mil Flash do hélio (b) 50 milhões Ramo horizontal (c) 10 mil Supergigante vermelha 100 mil ,01 Núcleo de carbono (d) Nebulosa planetária (e) 10+ bilhões ,01 Anã branca (f) queima de Hidrogênio e c d b queima de Hélio Núcleo de Carbono L * = 4πR * 2 σt 4 f a

3 Fim da vida do Sol Depois de aumentar de tamanho e vaporizar os planetas Mercúrio, Vênus e talvez a Terra, o Sol expele parte da atmosfera formando uma Nebulosa Planetária. O que sobra, é o caroço do Sol, rico em Carbono, inicialmente quente: uma Anã Branca. As anãs brancas não colapsam, pois o peso é contrabalanceado pela Pressão de Degenerescência Eletrônica. As anãs brancas vão se apagando, a luminosidade e a temperatura diminuem mantendo o tamanho aproximadamente constante.

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

5 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 sem explosão.

6 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.

7 M maior que ~8 massas solares. Estrelas de alta massa A estrela tem uma estrutura de cebola. Núcleo tem raio ~ R Terra. Envelope tem raio ~ 5 U.A. (órbita de Júpiter).

8 Energia de ligação 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.

9 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).

10 M maior que ~8 massas solares. Estrelas de alta massa Períodos de equilíbrio e instabilidade. Muita perda de massa por ventos estelares. Temperatura e densidade central aumentam. 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!

11 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!

12 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 (exceto o objeto central denso) é expelido. Explosão de uma SUPERNOVA

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

14 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

15 Supernova 1987A 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

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

17 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

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

19 Anãs Brancas Se a massa do caroço é menor do que 1,4 M, a pressão de elétrons degenerados pode manter o objeto. É isto que impede uma anã branca de diminuir de tamanho. Princípio de exclusão Wolfgang Pauli (1925): partículas como elétrons, prótons e nêutrons não podem ter os mesmos números quânticos. Na anã branca, os elétrons não podem ocupar orbitais de energia menor porque estes orbitais já estão ocupados => estes elétrons exercem uma pressão que sustenta a estrela.

20 Estrelas de nêutrons Mas se a massa for maior do que 1,4 M, então temos a formação de uma bola de nêutrons: elétrons + próton > nêutron + neutrino Este limite 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).

21 Uma estrela de nêutrons comparada com a região metropolitana da Grande São Paulo. Estrelas de nêutrons Lembrando que esta estrela tem ~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 milisegundos. 10 kg chegaria na superfície com energia de 4 quiloton.

22 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...

23 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:

24 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.

25 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 : 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.

26 Buraco Negro Já foi imaginado por Laplace no final do séc. XVIII: um corpo com gravidade tão elevada que 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.

27 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

28 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

29 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 ); com M teria 1 U.A. e densidade 9,8 g/cm 3 ;

30 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).

31 Evolução estelar simplificada Proto estrela < 0.08M Estrela da Sequência Principal M 2 8 M > 8 M Anã marrom M Gigante vermelha Flash do hélio Supergigante vermelha Nebulosa planetária Supernova Anã branca 1.4 M > 3 M Anã preta Estrela de Nêutrons Buraco negro

32 Ciclo de uma estrela massiva Ciclo de uma estrela massiva Supergigante vermelha Supernova tipo II Nuvem molecular material reciclado buraco negro estrela de nêutrons Estrelas massivas vêm do meio inter-estelar e terminam como supernova de tipo II, enriquecendo o meio com novos elementos pesados Evolução química das galáxias.