5.4 Evolução pós-sp: estrelas pequena massa

Transcrição

1 AST434: C5-31/ Evolução pós-sp: estrelas pequena massa O termo estrelas de pequena massa refere-se às estrelas que ocupam a zona inferior direita da Sequência Principal. Devido ao valor da massa que vai de 0.08 a algumas massas solares este tipo de estrelas tem uma evolução pós-sp similar, acabando todas elas como anâs brancas/pretas. Estas são as estrelas mais abundantes na galáxia. Estrutura Interna: Apenas corpos com massa suficiente para iniciar a combustão do Hidrogénio são, por definição, estrelas. No caso limite (massa de cerca de 0.1 massas solares) a estrela - anâ vermelha - tem uma única opção após a SP: contrair e arrefecer (isto é, transformar-se calmamente numa anâ preta). Para massas inferiores temos as anãs castanhas e os planetas, que não atingem temperaturas suficientes para iniciarem reacções de fusão nuclear. AST434: C5-32/68

2 Comportamento no Diagrama HR: AST434: C5-33/68 No caso de estrelas de muito pequena massa a sua evolução é simples, passando pela combustão do Hidrogénio e acabando como anâs sem passar por fases violentas de evolução. AST434: C5-34/68

3 AST434: C5-35/68 AST434: C5-36/68

4 Vejamos também como exemplo a evolução de uma estrela, com 5 massas solares, até à formação do núcleo de Carbono no seu centro. AST434: C5-37/68 Esta estrela apenas conseguirá chegar até à produção de Oxigénio e Magnésio. Fases principais de evolução: AST434: C5-38/68 1-3: Sequência Principal 4-5: Inicio da evolução pós Sequência Principal 6-7: Gigante Vermelha 10: Ramo Assimptótico das Gigantes

5 AST434: C5-39/68 A evolução típica para uma estrela do tipo solar envolve a passagem pelas fases de Gigante Vermelha, Ramo Horizontal, Ramo Assimptótico das Gigantes, Nebulosa Planetária e finalmente Anâ (primeiro branca e depois preta) Fase de Gigante Vermelha AST434: C5-40/68 Contracção do núcleo: O início da evolução pós-sp ocorre quando a estrela é obrigada a alterar a sua estrutura em consequência do desaparecimento do Hidrogénio no centro. Ao se extinguir a produção de energia por fusão de Hidrogénio no núcleo a situação de equilíbrio desaparece, obrigando a estrela a evoluir no sentido de repôr a produção de energia. Tal começa por ser feito a partir de um anel em torno do núcleo de Hélio.

6 Expansão do envelope: AST434: C5-41/68 Eventualmente a massa do núcleo torna-se demasiado elevada, passando a um gás degenerado. Quando tal acontece a estrela inicia uma fase de instabilidade causada pela diminuição do tamanho do núcleo com o aumento da sua massa à medida é adicionado o Hélio que resulta da fusão do Hidrogénio no anel envolvente. É precisamente esta fase de instabilidade que leva a estrela a expandir o seu envelope convectivo, transformando-se numa Gigante Vermelha. Esta fase termina quando finalmente a estrela obtém a temperatura necessária no núcleo para iniciar a combustão do Hélio Ramo Horizontal AST434: C5-42/68 Quando finalmente a estrela inicia a combustão do Hélio, entra numa fase de equilíbrio onde a sua luminosidade é mantida á custa da combustão do Hélio no núcleo e de Hidrogénio numa camada envolvente. No entanto devido ao facto de que esta reacção (que transforma Hélio em Carbono) ser bastante menos eficiente que a combustão do Hidrogénio, esta fase de equilíbrio é relativamente curta.

7 AST434: C5-43/68 Fase de combustão de Hélio no núcleo, que resulta do efeito do flash de Hélio que leva a estrela da fase de Gigante Vermelha para o Ramo Horizontal Ramo Assimptótico das Gigantes AST434: C5-44/68 O Ramo Assimptótico da Gigantes corresponde a uma fase de instabilidade que ocorre após a exaustão do Hélio no núcleo que foi queimado resultando o Carbono. Temos assim uma configuração onde em camadas diferentes estão a ocorrer reacções de fusão: uma do Hélio (em torno do núcleo), e outra do Hidrogénio (acima da camada de Hélio).

8 AST434: C5-45/68 Com a exaustão do Hélio no núcleo a estrela volta a atravessar uma fase similar a Gigante Vermelha, mas em que existe um núcleo de Carbono. Temos novamente a estrela a ser obrigada a contrair o núcleo à medida que a massa deste aumenta (pois é gás degenerado), intensificando a combustão nas camadas envolventes onde ainda existe Hélio e Hidrogénio. Mais uma vez tal processo provoca um aumento rápido e descontrolado do fluxo de energia que leva a estrela a expandir rapidamente sendo levada a perder uma parte do seu envelope Fases finais de evolução AST434: C5-46/68 Nebulosa Planetária: Como consequência das fases de Gigante e Ramo Assimptótico das Gigantes a maior parte das camadas exteriores da estrela são perdidas sendo o material devolvido ao meu interestelar. Assim, após a última expansão apenas resta uma pequena esfera central de material do núcleo, principalmente Crabono, e as camadas envolventes.

9 AST434: C5-47/68 Chegamos finalmente desta forma ao fim da vida da uma estrela to tipo solar em que tudo o que resta é a uma esfera de material que a partir deste momento se contrai para uma esfera de gás degenerado tornandose numa anâ branca. O material exterior da nebulosa expande, sendo iluminado pela esfera central em contracção, afastando-se e arrefecendo acabando por deixar de ser visível. Exemplos de nebulosas planetárias: AST434: C5-48/68 Esquimó Ampola Em muitos casos a ejecção da massa do envelope não ocorre com simetria esférica, pois a rotação e outros efeitos podem definir direcções preferenciais. Por vezes a anâ branca em formação pode ser vista no centro.

10 Anâ Branca e sua evolução: Raio em função da massa para as Anâs Brancas. Um gás degenerado apenas consegue resistir à gravidade se esta não é demasiado grande, daí existir um limite superior para a massa que uma Anâ pode ter; de cerca de 1.4 massas solares. AST434: C5-49/ Evolução em binários AST434: C5-50/68 Uma parte significativa da população de estrelas evolve em sistemas binários ou múltiplos. Neste caso para estudar a sua evolução é necessário incluir não só o efeito gravitacional que cada uma das estrelas tem nas restantes, mas também qualquer evento de transferência de massa que possa ocorrer.

11 AST434: C5-51/68 AST434: C5-52/68 Quando faz parte de um binário (ou grupo de estrelas ligadas gravitacionalmente), a estrela é afectada pelo que acontece á sua (ou suas) companheiras. Caso tenham massas diferentes vão evoluir em escalas de tempo diferentes. Assim, e visto ser a massa que estabelece o trajecto evolutivo da estrela, se ocorrer transferência de massa de uma estrela para outra todo o processo evolutivo da que recebe a massa é interrompido e re-inicializado para o novo valor da sua massa. É este aspecto que leva a que a evolução das estrelas dentro de grupos gravitacionalmente ligados tenha características próprias que levam a que uma estrela passe por fases evolutivas que correspondem a valores de massa diferentes e por ordem inversa do que seria de esperar numa estrela isolada.