Evolução Estelar II. Objetos compactos: Anãs brancas Estrelas de nêutrons Buracos negros. Evoluçao Estelar II - Carlos Alexandre Wuensche

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1 Evolução Estelar II Objetos compactos: Anãs brancas Estrelas de nêutrons Buracos negros Evoluçao Estelar II - Carlos Alexandre Wuensche 1

2 Características básicas Resultado de estágios finais de evolução estelar Núcleo de e- degenerados: AB Núcleo de n degenerados: EN Cond. físicas desconhecidas: BN Ruptura do núcleo... Em comum: Não queimam mais combustível nuclear Pequenos raios 2

3 Propriedades Anã branca Estrela nêutrons Buraco negro Raio (km) Densidade (g.cm -3 ) V escape Estrutura (c) ,02 e - degenerados ,33 n degenerados 2GM/c 2 > C????????? 3

4 Em linhas gerais... Massa 1 M sol Vida maior que a idade do Universo 1 M/ M sol 3-6 Perda de massa, nebulosa planetária e anã branca 4

5 Em linhas gerais... (3-6) M/ M sol (5-8) Ignição do C 12 degenerado Colapso do núcleo Detonação (ou deflagração) e ruptura do caroço (???) Perda de massa via pulsos até virar uma AB. (5-8) M/ M sol 60 Colapso do núcleo, SN e EN ou BN. M/ M sol 60 5

6 Em linhas gerais... Descrição da estrutura física das AB e EN são feitas em termos das eqs. politrópicas. Índices politrópicos definem a estrutura do objeto. Eqs. de estado para matéria fria (degenerada). 6

7 Sobre as equações de estado... Eqs. de estado para T=0 são bem compreendidas para densidades abaixo do neutron drip (ρ < 4x10 11 g.cm -3 ). P dominada por e - degenerados relativísticos (ρ > 10 7 g.cm -3 ). Íons positivos concentrados em uma estrutura cristalina imersa no mar de e -. 7

8 Sobre as equações de estado... Equilíbrio estatístico nuclear (energia não pode ser abaixada mudando a comp. química). ρ < 10 7 g.cm -3 nuclídeo de equilíbrio é o 26 F56. ρ > 10 7 g.cm -3 enriquecimento do Fe por captura de nêutrons. Sistema estável contra decaimento β por causa do mar de e - degenerados. 8

9 O limite de Chandrasekhar 9

10 O limite de Chandrasekhar A abordagem relativística na física estelar levou Chandrasekhar à descoberta de que deve haver uma massa limite para as anãs brancas. 9

11 O limite de Chandrasekhar A abordagem relativística na física estelar levou Chandrasekhar à descoberta de que deve haver uma massa limite para as anãs brancas. Isso ocorre porque existe uma massa limite que pode ser sustentada pela pressão de degenerescência dos elétrons, que é a massa limite de uma anã branca: 1.44 M Sol. 9

12 O limite de Chandrasekhar A abordagem relativística na física estelar levou Chandrasekhar à descoberta de que deve haver uma massa limite para as anãs brancas. Isso ocorre porque existe uma massa limite que pode ser sustentada pela pressão de degenerescência dos elétrons, que é a massa limite de uma anã branca: 1.44 M Sol. 9

13 O limite de Chandrasekhar A abordagem relativística na física estelar levou Chandrasekhar à descoberta de que deve haver uma massa limite para as anãs brancas. Isso ocorre porque existe uma massa limite que pode ser sustentada pela pressão de degenerescência dos elétrons, que é a massa limite de uma anã branca: 1.44 M Sol. 9

14 O limite de Chandrasekhar A abordagem relativística na física estelar levou Chandrasekhar à descoberta de que deve haver uma massa limite para as anãs brancas. Isso ocorre porque existe uma massa limite que pode ser sustentada pela pressão de degenerescência dos elétrons, que é a massa limite de uma anã branca: 1.44 M Sol. 9

15 O limite de Chandrasekhar A abordagem relativística na física estelar levou Chandrasekhar à descoberta de que deve haver uma massa limite para as anãs brancas. Isso ocorre porque existe uma massa limite que pode ser sustentada pela pressão de degenerescência dos elétrons, que é a massa limite de uma anã branca: 1.44 M Sol. Como chegar no limite de Chandrasekhar? Dedução 9

16 O limite de Chandrasekhar A abordagem relativística na física estelar levou Chandrasekhar à descoberta de que deve haver uma massa limite para as anãs brancas. Isso ocorre porque existe uma massa limite que pode ser sustentada pela pressão de degenerescência dos elétrons, que é a massa limite de uma anã branca: 1.44 M Sol. Como chegar no limite de Chandrasekhar? Dedução 9

17 O limite de Chandrasekhar A abordagem relativística na física estelar levou Chandrasekhar à descoberta de que deve haver uma massa limite para as anãs brancas. Isso ocorre porque existe uma massa limite que pode ser sustentada pela pressão de degenerescência dos elétrons, que é a massa limite de uma anã branca: 1.44 M Sol. O limite de Chandrasekhar depende também do potencial químico da estrela! Como chegar no limite de Chandrasekhar? Dedução 9

18 O limite de Chandrasekhar 10

19 O limite de Chandrasekhar Com exceção da dependência com a composição química, a massa máxima de uma estrela degenerada depende somente de constantes fundamentais! 10

20 O limite de Chandrasekhar Com exceção da dependência com a composição química, a massa máxima de uma estrela degenerada depende somente de constantes fundamentais! O raio de equilíbrio para M max é determinado pela entrada no regime de degenerescência relativística: E F m e c 2 ou E F m n c 2 Daí R h/2πm e,n (hc/ 2πGm b 2 ) 1/2 ~ 5x10 8 cm (m e ) 3x10 5 cm (m n ) 10

21 Evolução de anãs brancas Sem geração de energia, a anã branca lentamente se resfria até entrar em equilíbrio termodinâmico com o meio interestelar, tornando-se uma anã negra (processo que leva MUITOS BILHÕES de anos). Esse quadro muda radicalmente, entretanto, se a anã branca encontra-se num sistema binário (transferência de matéria NOVAS!) 11

22 Anãs brancas no diagrama HR Como a luminosidade da AB obedece a lei de Stefan-Boltzmann, e o raio da AB é fixo em função de sua massa, devido ao núcleo degenerado. Seu tamanho, ao resfriar, permanece constante. Logo: A trajetória da AB no diagrama HR é uma linha 12

23 Anãs brancas no diagrama HR Como a luminosidade da AB obedece a lei de Stefan-Boltzmann, e o raio da AB é fixo em função de sua massa, devido ao núcleo degenerado. Seu tamanho, ao resfriar, permanece constante. Logo: A trajetória da AB no diagrama HR é uma linha 12

24 Anãs brancas no diagrama HR Num certo estágio evolutivo a AB resfria o suficiente para cristalizar-se. À medida que o núcleo irradia, sua energia cinética decresce e, num certo instante, o núcleo de gás forma uma estrutura cristalina. A AB permanecerá para sempre uma anã negra, fria e cristalizada 13

25 Representantes da classe... Sirius B Procyon Alguns milhares já catalogados Estimativa: cerca de 35x10 9 estrelas da Galáxia são AB, remanescentes da população mais antiga do disco 14

26 Representantes da classe... Sirius B Procyon Alguns milhares já catalogados Estimativa: cerca de 35x10 9 estrelas da Galáxia são AB, remanescentes da população mais antiga do disco 14

27 Representantes da classe... Sirius B Procyon Alguns milhares já catalogados Estimativa: cerca de 35x10 9 estrelas da Galáxia são AB, remanescentes da população mais antiga do disco 14

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29 Formação de estrelas de nêutrons Colapso sob a ação de seu próprio peso. Radiação e gravidade intensas quebram todos os núcleos existentes no caroço. Elétrons e prótons se combinam em mais nêutrons. Repulsão elétrica não atua mais e não pode ajudar o calor a reagir contra a pressão gravitacional. Nêutrons colapsam até atingir a densidade nuclear. Devido ao momentum para dentro, o movimento ultrapassa ligeiramente a configuração de equilíbrio. A pressão de degenerescência interrompe e reverte o processo. Tudo isso acontece em cerca de 1 segundo. O núcleo atinge seu tamanho final (10 km) e gera uma tremenda onda de choque 16

30 Estrelas de nêutrons Massa: 1,44 < M/M sol < 3 Raio: ~ 10 km Campo magnético (B): ~ G Densidade (ρ): > g.cm -3 Período de rotação (P): < 1 s Por quê os valores extremos de B, P e ρ? 17

31 Estrelas de nêutrons e pulsares Período de rotação curto associado aos altos campos magnéticos e à atração de partículas carregadas na vizinhança da EN é a chave para os pulsares Descoberta: Jocelyn Bell Burnell e Anthony Hewish (1967) prêmio Nobel de Física em 1974!!!! Associação pulsares x estrelas de nêutrons girantes: Gold (1968). 18

32 Estrelas de nêutrons e pulsares Evidências observacionais Pulsares têm períodos medidos entre 1,6 ms e 4,3 s Períodos de pulsares aumentam gradualmente; eles jamais decrescem exceto por soluços ocasionais. Fenômeno de spin-down associado à transformação de energia rotacional em energia EM e à emissão de ondas gravitacionais. Pulsares são relógios extremamente precisos (precisão típica de mais de 10 casas decimais). 19

33 A fonte de energia Grande velocidade de rotação serve como reservatório de energia para manter um fluxo contínuo de partículas carregadas emitindo na direção dos pólos magnéticos da estrela. Radiação emitida na faixa de raios-x e gama, focalizada em um cone centrado nos pólos magnéticos, altamente polarizada. Se o cone passa por nossa linha de visada, vemos um pulso! Caso contrário, é impossível 20

34 Mecanismos de emissão dos pulsos Energia rotacional pulsos, mas como???? Eixo de rotação desalinhado do eixo magnético modelo de dipolo magnético (rotor oblíquo) Requisitos observacionais principais: Feixe de emissão estreito (< 10 ) e estável durante muitos períodos de rotação O mecanismo deve produzir radiação em banda larga (rádio ao óptico). Pulsos em rádio possuem largura de banda > 100 MHz. O mecanismo deve gerar luminosidades e temperaturas de brilho nas bandas de rádio, óptico e raios-x. 21