EVOLUÇÃO ESTELAR I. Estrelas de baixa massa 0,25 M M 2,5 M

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1 EVOLUÇÃO ESTELAR I Estrelas de baixa massa 0,25 M M 2,5 M

2 Maior parte da vida das estrelas sequência principal (SP) Característica da fase de sequência principal : 1) Fusão do H transformando-se em He (expressão usada: queima do H no núcleo)queima = fusão

3 Para estrelas M 1,5 M a cadeia PP domina 4 ( 1 H) 4 He e +

4 Para estrelas M > 1,5 M a cadeia CNO domina CNO são catalisadores na queima de H em He 12 C 4 He

5 2) Estrela em equilíbrio hidrostático a gravidade é contrabalançada pela pressão do gás aquecido pela queima do H

6 Exemplos: estrela de 1 M ~ 10 7 anos na pré-sp ~ na SP Estrelas de baixa massa (M << 1 M ): não deixaram a SP desde a formação do Universo. É o caso, por exemplo, das anãs M

7 EVOLUÇÃO PÓS-SEQUÊNCIA PRINCIPAL Quando se inicia? H é totalmente consumido no centro da estrela Começam a ocorrer mudanças estruturais na estrela. deixa a SP Estágios de evolução pós-sp final da vida da dependem da massa

8 núcleo 20% 79% A evolução do Sol Nascimento do Sol : composto por H e He (abundância do meio interestelar em que o Sol foi formado) Estágio atual do Sol : queima do H no núcleo H completamente esgotado no centro: deixa a SP * Note que a estrela ainda é formada na sua maior parte por H

9 Deixando a sequencia principal P DO GÁS ENFRAQUECE, POIS NÃO HÁ MAIS H PARA FUSIONAR NO NÚCLEO T deve ultrapassar ~ 10 8 K para haver fusão do He... Estrela perde um pouco o equilíbrio com a força gravitacional COMEÇA A HAVER CONTRAÇÃO DO NÚCLEO DA ESTRELA

10 COM A CONTRAÇÃO DO NÚCLEO DA ESTRELA T NO NÚCLEO E EM CAMADAS VIZINHAS COMEÇA A AUMENTAR H começa a queimar nas camadas vizinhas: pressão do gás aumenta nesta área Inicia o aumento do tamanho da

11 ESTRELA NO RAMO DAS SUB-GIGANTES aumenta o raio da CAMADAS + EXTERNAS RESFRIAM TEMPERATURA SUPERFICIAL DIMINUI

12 ESTRELA NO RAMO DAS SUB-GIGANTES ESTÁGIO DE 7 A 8 DIMINUIÇÃO DA T SUPERFICIAL E PEQUENO AUMENTO DA L ESTÁGIO TEMPO ATÉ O PRÓXIMO ESTÁGIO (ANOS) T CENTRAL (K) T SUPERF. (K) DENSIDADE CENTRAL (Kg/m 3 ) DIÂMETRO (KM) (raio solar) (1) (3) OBJETO ESTRELA DE SP SUBGIGANTE

13 ESTRELA NO RAMO DAS GIGANTES VERMELHAS ESTÁGIO DE 8 A 9 Interior começa a ficar opaco à radiação Convecção atua como transporte de energia para regiões mais externas com a queima mais intensa nas camadas vizinhas ao núcleo, as camadas + externas se expandem mais e a L cresce mais T fica ~ constante entre 8 e 9

14 ESTÁGIO TEMPO ATÉ O PRÓXIMO ESTÁGIO (ANOS) T CENTRAL (K) T SUPERF. (K) DENSIDADE CENTRAL (Kg/m 3 ) DIÂMETRO (KM) (raio solar) (1) (3) (100) OBJETO ESTRELA DE SP SUBGIGANTE GIGANTE VERMELHA

15 Na fase 9 a estrela atinge um tamanho um pouco maior que a órbita de Mercúrio (100 R ) Densidade na superfície ~ 10-3 kg/m 3 Densidade média ~ 5000 kg/m 3 Densidade média = 1410 kg/m 3 na sequencia principal

16 Na fase 9 a estrela atinge o tamanho da órbita de Mercúrio Vista da Terra

17 Estágio 9 Se M (1/4)M : A medida que o núcleo de He encolhe camadas externas da são ejetadas Não há queima do He

18 a

19 Estágio 9 Atinge T necessária para o começo das reações de fusão do He (T ~10 8 K) Começa a fusão do He transformando-se em C PROCESSO TRIPLO-ALFA 4 He + 4 He 8 Be + 8 Be + 4 He 12 C + 8 Be é o isótopo altamente instável do Berílio (leva s para decair em 2 4 He). Mas devido à grande densidade e temperatura no interior estelar, 8 Be fusiona com outro 4 He antes que ocorra seu decaimento.

20 Para estrelas de massa 0,8 M < M < 2,5 M FLASH DO HE A pressão dentro do núcleo de He que se opõe ao seu colapso é quase totalmente devido à DEGENERESCÊNCIA DOS ELÉTRONS. Degenerescência = condição da matéria que se encontra altamente comprimida.

21 Para estrelas de massa 0,8 M < M < 2,5 M FLASH DO HE 1) Para conter o colapso: substituição da pressão térmica pela pressão de degenerescência (P D ). 2) P D se torna independente de T : reações de fusão começam a ocorrer (queima instável), T aumenta, mas a pressão não cresce proporcionalmente não há expansão do gás. He queima explosivamente Surtos de fusão

22 Para estrelas de massa 0,8 M < M< 2,5 M FLASH DO HE He fusiona explosivamente durante horas até a T atingir um valor alto o suficiente para que a pressão térmica novamente se torne importante. P G > P D

23 Para estrelas de massa 0,8 M < M < 2,5 M RAMO HORIZONTAL Após a P térmica se tornar novamente importante Ajuste para o equilíbrio da estrela: o núcleo se expande e a sua densidade central diminui luminosidade e raio diminuem Queima estável do He

24 Para estrelas de massa 0,8 M < M < 2,5 M Posição da estrela no ramo horizontal depende da sua massa restante depois do estágio de gigante vermelha (9). Durante o estágio de gigante vermelha há uma perda significativa de massa da estrela através de ventos (20% a 30% de perda de sua massa inicial) Estrelas com massas restantes maiores têm T superficiais mais baixas lado direito do ramo horizontal Massas restantes menores : lado esquerdo Luminosidade ~ a mesma.

25 ESTÁGIO TEMPO ATÉ O PRÓXIMO ESTÁGIO (ANOS) T CENTRAL (K) T SUPERF. (K) DENSIDADE CENTRAL (Kg/m 3 ) DIÂMETRO (KM) (raio solar) (1) (3) (100) (10) OBJETO ESTRELA DE SP SUBGIGANTE GIGANTE VERMELHA RAMO HORIZONTAL

26 RAMO ASSINTÓTICO DAS GIGANTES ESTÁGIO DE 10 A 11 He se esgota rapidamente do ramo horizontal (dezenas de milhões de anos) Começa a se formar um núcleo inerte de C Contração do núcleo T central aumenta Queima de de He e H em camadas mais externas

27 RAMO ASSINTÓTICO DAS GIGANTES Fase ESTÁGIO DE 10 A 11 Queima de de He e H em camadas mais externas ESTRELA SE EXPANDE MAIS 2ª vez que expande: ramo assintótico das gigantes

28 Na fase 11 a estrela atinge o tamanho da ordem de grandeza da órbita de Marte ou Júpiter

29 ESTÁGIO TEMPO ATÉ O PRÓXIMO ESTÁGIO (ANOS) T CENTRAL (K) T SUPERF. (K) DENSIDADE CENTRAL (Kg/m 3 ) DIÂMETRO (KM) (raio solar) (1) (3) (100) (10) (500) OBJETO ESTRELA DE SP SUBGIGANTE GIGANTE VERMELHA RAMO HORIZONTAL RAMO ASSINTÓTICO DAS GIGANTES Um pouco maior do que a órbita de Mercúrio maior que a órbita de Marte

30 Após o estágio 11 O núcleo vai se contraindo, a temperatura central cresce mais, mas para estrelas de baixa massa T C nunca atinge o valor suficiente para queimar o C no núcleo (600 milhões de K). Estrela novamente sustentada pela P D Um pouco de O é formado na parte inferior da camada de queima do He : 12 C + 4 He 16 O + A medida que T cresce mais, as camadas de queima de Hélio experimentam várias séries de queimas explosivas (flashes do He) = pulsos térmicos.

31 estrela torna-se pulsante = varia seu brilho e seu raio As camadas externas da gigante vermelha vão ficando instáveis experimentando uma série de pulsações com o raio crescendo cada vez mais.

32 Finalmente as camadas externas da estrela são ejetadas, transformando-se em NEBULOSA PLANETÁRIA t ~ 10 4 anos para a expansão total do gás : tempo de vida de uma NP antes de sua dispersão no meio interestelar. Camadas externas são ejetadas, deixando para trás uma ANÃ BRANCA DE CO ESTRELAS M << M : ANÃ BRANCA DE HE

33 ESTÁGIO 12 A estrela agora consiste de duas partes: 1. Central: um pequeno núcleo de C-O, quente e denso e ainda muito luminoso. Somente as partes mais externas do núcleo continuam fundindo He para formar C e O. 2. Externa: envelope que se expande na fase de gigante e é eventualmente ejetado da estrela. A medida que as partes externas do núcleo exaurem o que resta de He contrai e aumenta a T vai para a esquerda do diagrama HR

34 Núcleo produz radiação UV que ioniza as partes internas da nuvem que se destacou da estrela nebulosa planetária (espectro parecido com o de uma nebulosa de emissão). ESTÁGIO TEMPO ATÉ O PRÓXIMO ESTÁGIO (ANOS) T CENTRAL (K) T SUPERF. (K) DENSIDADE CENTRAL (Kg/m 3 ) DIÂMETRO (KM) (raio solar) (0.01) (1000) OBJETO NÚCLEO DE CARBONO NEBULOSA PLANETÁRIA

35 NP esférica em 3 dimensões: parece mais brilhante perto da borda (efeito observacional há mais gás na linha de visada) Abell 39 Maioria das NP não são perfeitamente esféricas Nebulosa do anel

36 Nebulosa planetária Helix

37 Estruturas mais complexas

38 Depois de algumas dezenas de milhares de anos a NP se dispersa no meio interestelar e desaparece. Durante os estágios finais de vida da gigante, reações envolvendo C e He podem criar O, Ne e Mg. Algumas destas reações eventualmente liberam nêutrons, que não possuem barreira coulombiana a transpor, e podem interagir mais facilmente com elementos do núcleo FORMAÇÃO DE ELEMENTOS MAIS PESADOS. HE, C, O, NE, MG, ETC SÃO DRAGADOS DO INTERIOR PARA A ENVOLTÓRIA QUE ESTÁ SE EXPANDINDO NOS ESTÁGIOS FINAIS DA GIGANTE ENRIQUECE O MEIO INTERESTELAR DESTES ELEMENTOS QUANDO A ENVOLTÓRIA É EJETADA. Nuvens escuras de poeira ricas em C têm como origem a evolução de estrelas de massa baixa e intermediária.

39 ESTÁGIO DE ANÃ BRANCA Depois de algumas dezenas de milhares de anos a NP se dispersa no meio interestelar e desaparece: ANÃ BRANCA FICA VISÍVEL! SOL TAMANHO DA ANÃ BRANCA TERRA (0,01 R ) M ANÃ BRANCA ~ ½ M

40 ESTÁGIO DE ANÃ BRANCA Anã branca é sustentada pela PRESSÃO DE ELÉTRONS DEGENERADOS LIMITE SUPERIOR DE MASSA : 1,4 M LIMITE DE CHANDRASEKHAR Acima desta massa a P D não suporta mais a estrela contra o colapso

41 Explicação: 1) Equilíbrio de uma : determinado pela P GÁS (expansão) P GRAV (colapso) 2) Se P D domina: um aumento de densidade aumento P GRAV 3) Acréscimo de massa diminui R para equilibrar P GRAV

42 ESTÁGIO TEMPO ATÉ O PRÓXIMO ESTÁGIO (ANOS) T CENTRAL (K) T SUPERF. (K) DENSIDADE CENTRAL (Kg/m 3 ) DIÂMETRO (KM) (raio solar) (0.01) (1000) (0.01) OBJETO NÚCLEO DE CARBONO NEBULOSA PLANETÁRIA ANÃ BRANCA 14 Próximo de 0 Próximo de (0.01) ANÃ NEGRA Energia vai se esgotando ANÃ NEGRA

43 NOMENCLATURAS ESTRELA ANÃ estrela de sequencia principal ESTRELAS SUBGIGANTES GIGANTES E SUPERGIGANTES estrelas na fase pós sequencia principal ESTRELA ANÃ BRANCA fase final de evolução de estrelas de baixa massa e massa intermediária ANÃ NEGRA morte de estrelas de baixa massa e de massa intermediária