Origem, evolução e morte das estrelas

Transcrição

1 Origem, evolução e morte das estrelas As estrelas formam-se a partir de nuvens de gás e poeiras, Instabilidades de diversa ordem podem levar ao colapso gravitacional de zonas mais densas... evans/pub/a31/lecture17-stellar-birth/ 12

2 Quando a temperatura no centro atinge cerca de 10 milhões de graus Kelvin iniciam-se as reações de fusão nuclear do hidrogénio em hélio. A pressão da radiação equilibra a força da gravidade e a estrela permanece neste equilíbrio hidrostático durante muito tempo como uma estrela da Sequência Principal. Quanto maior a massa de uma estrela menor é o seu tempo de vida na sequência principal. 13

3 Saída da sequência principal: Cessam as reações de fusão nuclear do H no centro da estrela. A estrela é agora composta por uma região central de He envolta por uma camada de H. A gravidade faz colapsar a região central da estrela. As camadas mais externas de H caem mais para o centro e aquecem a ponto de reatar a fusão nuclear do H mas agora numa zona mais exterior. A pressão da radiação faz com que as camadas mais exteriores da estrela se expandam: temos uma Gigante Vermelha. Eventualmente começam no centro as reações de fusão nuclear do Hélio em Carbono e Oxigénio. 14

4 Nesta fase as estrelas são instáveis, ejetando para o espaço o gás das suas camadas mais externas. Forma-se, assim, uma Nebulosa Planetária. No centro fica uma anã branca (núcleo da estrela onde já não ocorrem reações nucleares). Como exemplo temos a Nebulosa do Anel (M57). 15

5 A densidade de uma anã branca é da ordem de (cerca de um milhão de vezes a densidade da água). O limite máximo de massa para uma anã branca é 1.4 massas solares. Em termos de tamanho uma anã branca tem um raio comparável ao da Terra. O Sol, atualmente uma estrela da Sequência Principal, daqui por cerca de 5000 milhões de anos passará pela fase de gigante vermelha dando depois origem a uma anã branca rodeada por uma nebulosa planetária. 16

6 Nas estrelas de massa inicial superior a 8 massas solares a região central acaba por exceder o limite de 1.4 massas solares. Nestes casos não se forma uma anã branca. Sucedem-se reações de fusão nuclear que formam elementos cada vez mais pesados: Carbono, Oxigénio, Néon, Magnésio, Silício e Ferro. A radiação libertada faz expandir as camadas mais externas da estrela dando origem a uma supergigante vermelha. 17

7 A fusão nuclear do ferro consome energia. Agora não existe forma de equilibrar as camadas circundantes da estrela que, assim, se precipitam para o interior a grande velocidade (em menos de 1s). Do processo resulta uma enorme onda de choque que se propaga para o exterior levando a uma explosão violenta da estrela: supernova Supernova 1987a 18

8 A SNR Cassiopeia-A observada na banda dos raios X Da explosão da supernova fica uma nebulosa designada por Resto de Supernova (SNR) e no centro pode ficar: uma estrela de neutrões ou um buraco negro. Tudo depende da massa da região central no final ser suficiente ou não (se for superior a 3 massas solares temos um buraco negro). 19

9 Evolução de um estrela em função da sua massa inicial (Mi): Mi < 0.01 Ms - não consegue fazer a fusão nuclear do H em He (anã castanha) 0.01Ms < Mi < 0.08Ms - atinge a fase de sequência principal mas ainda não sabemos o que vem a seguir. Ainda nenhuma delas atingiu a fase final da sua vida. 0.08Ms < Mi < 8Ms - anã branca + nebulosa planetária (caso do Sol) 8Ms < Mi < 200Ms supernova + estrela de neutrões ou buraco negro Mi > 200 Ms - desintegra-se antes de atingir a fase de sequência principal. 20

10 Sistemas binários A maior parte das estrelas faz parte de Sistemas binários ou até de multiplicidade superior: Binários Aparentes (ópticos) as duas estrelas estão apenas na mesma linha de visão mas não têm qualquer relação entre si. Binários Visuais conseguimos ver as duas estrelas. Binários Espetroscópicos não conseguimos ver as duas estrelas mas sabemos que estão lá... 21

11 Binário visual Universidade da Madeira Sistema binário 70 Ofiúco com período próximo de 88 anos. 22

12 Binário espetroscópico A partir do espetro podemos deduzir que estamos perante um sistema binário: 23

13 Binário eclipsantes Se o plano orbital do sistema binário estiver de frente para nós então podemos observar eclipses que podem ser totais ou parciais. Da curva de luz resultante de um eclipse podemos obter informação sobre as órbitas, os raios das estrelas, as suas massas, atmosferas, composição,

14 Binário próximo Universidade da Madeira Binário próximo - sistema binário em que as estrelas estão de tal forma próximas uma da outra que as forças de maré são capazes de alterar a própria estrutura de cada uma das estrelas. 25

15 Beta-Lyra é um exemplo de um binário próximo com eclipses. Existe transferência de matéria da estrela maior para a mais pequena em torno da qual se forma um disco de agregação de matéria. A curva de luz revela a existência do disco. evans/pub/a31/lecture18-stellar-evolution/ 26

16 Gigante vermelha + anã branca - se a transferência de matéria entre a gigante vermelha e a anã branca for gradual então podem ocorrer ocasionalmente explosões termonucleares, designadas por Novas, sobre a anã branca. Se a massa da anã branca ultrapassar 1.4 massas solares então existe uma explosão que desintegra completamente a anã branca. Temos uma Supernova do tipo Ia (observável a grandes distâncias) A luminosidade das Supernova do tipo Ia é bem conhecido pelo que estas podem ser utilizadas para determinar distâncias 27

17 Estrelas variáveis Cefeides estrelas variáveis que apresentam uma relação entre o seu período de pulsação e a respetiva luminosidade (ou magnitude absoluta). Sabendo o período de uma Cefeide e o seu brilho aparente podemos assim determinar a sua distância. RR Lyrae - São estrelas velhas que já consumiram todo o hidrogénio. Com a fusão do hélio já não se atinge um bom equilíbrio hidrostático pelo que estas estrelas apresentam pulsações. Todas as RR Lyrae têm a mesma magnitude absoluta pelo que são um bom indicador para o cálculo de distâncias. 28