Aula 11. A Morte das Estrelas

Transcrição

1 Aula 11 A Morte das Estrelas Baseado no livro Universe, Roger A. Freedman Robert M. Gellar William J. Kaufmann III, Oitava edição, W.H. Freeman,and Company, New York!

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3 Evolução Pós-Seqüência Principal de uma Estrela de 1M! Estes Diagramas H-R mostram o percurso evolutivo de uma estrela tipo Sol na medida que ela passa dos estágios de (a) Gigante Vermelha, (b) do ramo horizontal e (c) do ramo assintótico das Gigantes (AGB). Eventualmente a estrela evolui para uma nebulosa planetária.

4 1 A estrela brilha pela camada onde tem a fusão do H: O núcleo inerte contrai e as camadas externas expandem. 3 A fusão de núcleo de He começa com o Flash do He 2 A luminosidade aumenta e a t e m p e r a t u r a superficial diminui - a estrela move-se para direita e acima no Diagrama H-R para a região das Gigantes Vermelhas

5 4 A estrela agora brilha pela camada onde tem a fusão do H e a fusão do He no núcleo: O núcleo expande e as camadas externas contraem 6 Eventualmente todo o núcleo de He é usado 5 A luminosidade diminui e a t e m p e r a t u r a superficial aumenta - a estrela move-se para a esquerda e abaixo no Diagrama H-R para a região do ramo horizontal

6 7 A estrela agora brilha pelas camadas onde tem a fusão do H e a fusão do He: O núcleo contrai e as camadas externas expandem 8 A luminosidade aumenta e a temperatura superficial diminui, assim a estrela move para cima e pra direita no Diagrama H-R (ao longo do ramo assintótico das Gigantes (AGB) 9 Eventualmente a estrela perde suas camadas externas formando uma Nebulosa Planetária

7 A Estrutura de uma Estrela AGB de moderadamente baixa massa Próximo ao final de sua vida uma estrela como o Sol torna-se uma estrela vermelha no ramo assintótico das Gigantes. O núcleo inerte da estrela, a camada de fusão do He, e a camada de fusão de H, estão todas contidas dentro de um volume aproximadamente do tamanho da Terra. Reações termonucleares na camada de fusão do He são tão rápidas que a luminosidade da estrela é milhares de vezes a luminosidade do Sol atualmente. (Os tamanhos relativos das camadas no interior da estrela são mostrados fora da escala real).

8 Evolução Estelar em um Aglomerado Globular No aglomerado globular M55, estrelas com massas menor do que 0.8 M estão ainda na seqüência principal convertendo H em He no núcleo. Estrelas ligeiramente mais massivas consumiram seu núcleo de H e estão ascendendo o ramo das Gigantes Vermelhas; as mais massivas já começaram a fusão do He no núcleo e são encontrados no ramo horizontal. As estrelas mais massivas (mas ainda abaixo de 4 M ) consumiram todo seu He no núcleo e estão ascendendo o ramo assintótico das Gigantes.

9 Uma Estrela de Carbono TT Cygni é uma estrela AGB que ejeta parte da sua camada externa rica em carbono no meio interestelar. Parte deste C combina com Oxigênio para formar moléculas de monóxido de Carbono (CO), que podem ser detectadas com um rádio-telescópio. Esta imagem rádio mostra emissão de CO de uma camada externa que TT Cygni ejetou a aproximadamente 7000 anos.

10 Estágios Avançados na Evolução do Sol Este diagrama, o qual mostra como a luminosidade do Sol varia ao longo do tempo, é uma extensão da figura mostrada anteriormente. Usamos uma escala diferente para os estágios finais porque a evolução é muito rápida. Durante o estágio AGB existem curtos períodos de surtos de fusão de He, causando picos de luminosidade chamados de pulsos térmicos.

11 Nebulosa Planetária (a) O objeto de coloração rosa é uma Nebulosa Planetária envolvendo uma estrela no aglomerado globular M15, que se encontra a pc de distância da Terra na constelação de Pegasus.

12 Nebulosa Planetária (b) A Nebulosa Planetária Abell 39 se encontra a uma distância de 2200 pc da Terra na constelação de Hercules. A camada quase esférica tem um diâmetro de 1.5 pc e espessura da 0.1 pc.

13 Nebulosa Planetária (c) Esta imagem no infravermelho da Nebulosa Planetária NGC 7027 sugere uma história evolutiva mais complexa do que aquela de Abell 39. NGC 7027 está a uma distância de 90 pc da Terra na constelação Cygnus e seu diâmetro é aproximadamente UA.

14 2 A e s t r e l a então ejeta gas de toda sua superfície. 1 A estrela ejeta uma nuvem de gas e poeira na forma de um donut a partir de seu equador. 3 O donut canaliza o gás ejetado em duas correntes orientadas em direções opostas. Fazendo uma Nebulosa Planetária alongada (a), (b) Estas ilustrações mostram uma explicação proposta para explicar por que muitas Nebulosas Planetárias têm uma forma alongada. (c) A Nebulosa Planetária MyCn18, mostrada aqui em cores falsas, pode ter adquirido sua forma alongada desta maneira. Encontra-se a 2500 pc na constelação da Musca.

15 Sirius A e Sua Companheira Anã Branca Sirius é a estrela mais brilhante no céu, na verdade é um par binário: A estrela secundária, chamada de Sirius B é quase que obscurecida pelo brilho da principal, que é cerca de 104 vezes mais luminosa. O halo e os raios envolta são resultado de efeitos ópticos dentro do Telescópio.

16 A Relação Massa-Raio para Anãs Brancas Quanto maior a massa de uma anã branca menor o seu raio. Esta relação não usual é resultado da pressão de elétrons degenerados que mantém a estrela. A massa máxima de uma anã branca, denominada limite de Chandrasekhar, é 1.4 M. O Sol se tornará uma anã branca ao final de sua vida.

17 Evolução das Gigantes para as Anãs. Este Diagrama H-R mostra o caminho evolutivo de três estrelas Gigantes de baixa massa na medida que elas ejetam a nebulosa planetária. A tabela mostra o quanto de massa é ejetada em cada caso. Os pontos representam as estrelas centrais de Nebulosas Planetárias cujas temperaturas superficiais e luminosidades foram determinadas; os + representam anãs brancas de temperatura e luminosidade conhecidas. Estes caminhos evolutivos seguem três gigantes diferentes na medida que elas ejetam nebulosas planetárias e tornam-se anãs brancas.

18 Na medida que as anãs brancas envelhecem, seu raio permanece constante enquanto sua luminosidade e temperatura superficial diminuem: Curvas de Resfriamento das Anãs Brancas. Na medida que as Anãs Brancas irradiam sua energia interna para o meio interestelar elas tornam-se menos brilhantes e mais frias. As linhas azuis mostram o caminho evolutivo de quatro anãs brancas de diferentes massas: Quanto maior a massa da anã branca menor e menos brilhante ela é. Compare estas curvas de resfriamento com as linhas de raio constante da figura ao lado.

19 7. Idade do Sol: anos mais velho do que no estágio Idade do S o l : bilhões de anos 4. Idade do Sol: bilhões de anos 3. Idade do S o l : bilhões de anos 8. Idade do Sol: anos mais velho do que no estágio 7 1. O Sol hoje: 4.56 bilhões de anos 2. Idade do Sol: 12 bilhões de anos. Evolução do Sol O Sol está atualmente a menos da metade do seu tempo de vida na seqüência principal. O Diagrama H-R resume as mudanças dramáticas que ocorrerão quando o Sol deixar a seqüência principal.

20 NOTA: A ilustração abaixo não mostra a variação dramática que ocorre no raio do Sol na medida que ele evolui. O tamanho das várias camadas não são mostradas em escala. 1. Sobre a Seqüência Principal 2. Virando uma Gigante Vermelha 3. O Flash do He 4. Começando a segunda fase Gigante Vermelha 5. O Sol alcança seu tamanho máximo 6. Uma Nebulosa Planetária 7. O fim das reações nucleares 8. Uma Anã Branca

21 Perda de Massa de uma Estrela Super-gigante No coração desta nebulosidade, chamada de SMC N76, está uma estrela super-gigante com massa de 18 M. Esta estrela está perdendo massa a uma taxa muito alta em um vento estelar muito forte. Na medida que este vento colide com o gás e poeira interestelar ele cria esta bolha como mostrado na figura.

22 A Evolução de uma Estrela Super-gigante O crescimento na densidade e temperatura do núcleo de uma estrela faz com que sucessivas reações termonucleares sejam mais rápidas do que as que precedem. A tabela acima mostra cálculos teóricos dos estágios evolutivos para uma estrela de 25 M. Este cálculo indica que a fusão do Carbono nesta estrela dura 600 anos, a fusão do Neon dura 1 ano, e a fusão do Oxigênio dura 6 meses. O último e mais breve estágio é a fusão do Silício. Todo o abastecimento de Silício no núcleo de uma estrela de 25 M é usado em um dia.

23 A estrutura de uma Estrela de Alta Massa e Velha Próximo ao fim de sua vida, uma estrela com massa inicial maior do que 8 M torna-se uma super-gigante vermelha. O tamanho da estrela pode ser da ordem da órbita de Júpiter em torno do Sol. A energia da estrela vem de uma série de camadas concêntricas, onde todas combinadas tem um volume típico do volume da Terra. Reações termonucleares não ocorrem dentro do núcleo de ferro porque as reações de fusão que envolvem o ferro absorvem energia ao invés de liberar.

24 O Núcleo Colapsante de uma Supernova Esta série de ilustrações mostram nossa compreensão do último dia de vida de uma estrela de massa maior do que 8 M.

25 Turbulência no núcleo colapsante de uma Supernova Esta imagem obtida através de uma simulação num supercomputador mostra uma seção transversal de uma estrela massiva várias horas depois da explosão supernova. As cores mostram a mistura do material turbulento desde o interior até as camadas externas.

26 Turbulência no núcleo colapsante de uma Supernova! A turbulência faz com que o material seja ejetado da supernova em blobs irregulares, c o m o m o s t r a d o n e s t a s i m a g e n s d o remanescente de supernova Cassiopeia A. Cada imagem foi feita usando um comprimento de onda em raio-x de um particular elemento. A figura ao lado mostra a imagem composta (visível, infravermelho e raio-x) de Cassiopeia A.

27 Uma Supernova numa galáxia distante (a) M81 está a uma distância de 3.6 milhões de pc da Terra. (b) A estrela progenitora que posteriormente explodiu como SN 1993J era uma super-gigante K0. (c) Esta imagem mostra a mesma parte do céu como em (b), após o evento supernova. Notem a diferença de brilho antes e depois.

28 (a)supernova tipo Ia - O espectro não apresenta linhas de H e He, mas tem linhas de absorção intensas do Silício ionizado (Si II). - Produzida pela queima explosiva do Carbono em uma anã branca que forma um par binário cerrado. (a)supernova tipo Ib - O espectro não apresenta linhas de H, mas tem um linha de absorção intensa do He I. - Produzida por um núcleo colapsante em uma estrela massiva que perdeu o H das camadas externas. (a)supernova tipo Ic - O espectro não apresenta linhas de H e He. - Produzida por um núcleo colapsante em uma estrela massiva que perdeu o H e o He das camadas externas. (a)supernova tipo II - O espectro apresenta linhas proeminentes de H, como Hα. - Produzida por um núcleo colapsante em uma estrela massiva cujas camadas externas permaneceram intactas.

29 Uma Supernova Tipo Ia Esta série de ilustrações mostra como compreendemos como uma anã branca em um sistema binário pode experimentar uma súbita detonação nuclear que a destrói completamente. Tal evento cataclísmico é chamado supernova tipo Ia ou supernova termonuclear.

30 Reconhecendo o tipo da Supernova

31 Curvas de Luz de Supernovas Uma supernova tipo Ia alcança seu brilho máximo em cerca de 1 dia seguida de um gradual declínio em brilho. Uma supernova tipo II alcança um brilho máximo somente em 1/4 daquele de uma supernova tipo Ia e usualmente tem intervalos alternados de decréscimo lento e rápido.

32 Nebulosa do Véu - Um Remanescente de Supernova Esta nebulosidade é resultado de uma explosão supernova que ocorreu a anos.

33 Nebulosa de Gum - Um Remanescente de Supernova Esta nebulosa tem o maior diâmetro angular dentre todas as supernovas conhecidas. A explosão ocorreu a anos.

34 Cassiopeia A - Um Remanescente de Supernova O impacto do material da supernova no meio interestelar causa ionização, e os elétrons liberados geram ondas de rádio na medida que se movem.

35 Um Sumário da Evolução Estelar (a) A evolução de uma estrela isolada (uma que não é parte de um sistema múltiplo de estrelas) depende de sua massa. Quanto mais massiva a estrela mais rápida será sua evolução. A escala à esquerda dá a massa da estrela quando a mesma está na seqüência principal, e a escala à direita mostra a massa resultante do cadáver estelar. Se a massa inicial da estrela for menor do que 0.4 M, ela evoluirá lentamente ao longo do tempo até tornar-se uma bola de He inerte. Se a massa inicial da estrela estiver no intervalo entre 0.4 e 8 M, a estrela ejetará massa durante toda sua vida de tal forma que o sistema resultante será uma anã branca com uma massa menor do que o limite de Chandrasekhar de 1.4 M. Se a massa inicial da estrela for maior do que 8 M, ela terminará como uma supernova deixando atrás uma estrela de neutron ou um buraco negro.

36 Em suma

37 Um Sumário da Evolução Estelar Para um sumário sobre a Evolução final das estrelas leia Como parte integrante do curso