Estrelas Variaveis (cap. 13)

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1 Estrelas Variaveis (cap. 13) AGA215 Elisabete M. de Gouveia Dal Pino Introductory Astronomy & Astrophysics, M. Zeilek, S. A. Gregory & E. v. P. Smith (Cap. 18) Astronomy: A Beginner s Guide to the Universe, E. Chaisson & S. McMillan (Caps. 12, 14) Apostila, J. Gregorio-Hetem, V. Jatenco-Pereira, C. Mendes de Oliveira ( Agradecimentos Jane Gregorio-Hetem

2 Estrelas Variaveis Intrinsecas: Pulsantes: estrelas que tem L variavel com t por meio de relaçao bem definida (regiao de instabilidade no diagrama HR) Eruptivas: binarias com transferencia de massa Extrinsecas: ex. Sistemas binarios eclipsantes ou geometricas

3 VARIÁVEIS INTRINSECAS Eruptivas (ou explosivas): Exibem mudanças dramaticas e subitas: Estrelas em sistemas binarios com transferencia de massa Ex.: Sistema Algol, Novas, novas anas, supernovas (variaveis cataclismicas) Pulsantes: atmosferas sofrem expansoes e contraçoes periodicas: Exs.: CEFEIDAS, RR LYRAE, RV Tauri, Miras (longo periodo)

4 Variaveis Eruptivas a) Sistemas binarios com transferencia de massa Lobo de Roche: região definida considerando-se a gravidade efetiva em vários pontos. Resulta da combinação das atrações gravitacionais reais e da forca centrípeta dos movimentos orbitais. No ponto de Lagrange a gravidade efetiva é zero.

5 Algol (ou β Persei) Sistema binário eclipsante com P= ~ 3 dias: Componente 1: subgigante, tipo espectral G5, com 0.8M sol. Componente 2: estrela da SP, tipo espectral B8, com 3.7 M sol. O que ha de errado com esse sistema?

6 Algol (ou β Persei) Sistema binário eclipsante com P= ~ 3 dias: Componente 1: subgigante, tipo espectral G5, com 0.8M sol. Componente 2: estrela da SP, tipo espectral B8, com 3.7 M sol. O que ha de errado com esse sistema? 1 de menor massa nao deveria evoluir mais devagar?

7 Evolução do Sistema Binário

8 Binária com transferência de massa Originalmente: 2 tinha 1.5 M sol e 1: 3M sol. No ponto de Lagrange (L1): F G1 = F G2 Quando 1 (>M) começou a seguir para o ramo das gigantes vermelhas seu envelope atingiu L1 começando então a transferir massa para a 2. Em alguns casos: a 1 (>M) pode transferir tanta massa que 2 (<M): se torna a mais massiva das duas. Este é o caso de Algol.

9 b) Variáveis Cataclísmicas (Novae) Sistemas binarios com transferencia de massa: 1: anã branca. 2: seqüência principal. Quando 2 (SP) começa a evoluir para o ramo das gigantes vermelhas: ejeta massa para a superfície de 1

10 2 1 massa é acumulada na superfície quente da anã branca; a radiação fica confinada, temperatura chega a T > 10 7 K Flash do He a luminosidade do sistema aumenta muito de uma só vez: temos uma NOVA!

11 Novae Se o aumento em L é de ~10 vezes: nova anã Se o aumento é de cerca de nova clássica Por causa da fusão nuclear do He na superfície da anã branca: há ejeção de material v ~ 2000 km/s Alguns casos: a ejeção de matéria recomeça depois de algum tempo: nova recorrente

12 (a) Nova Herculis: (a) março de 1935 (b) Maio de 1935 (c) Curva de luz típica de uma nova

13 Novae e Supernovas tipo I Nossa galaxia: anualmente 10 a 20 novas Num caso extremo em que ana branca recebe massa da estrela companheira e atinge M 1,4 M sol : massa limite para ana branca recomeçar a colapsar aquecer e queimar C por toda estrela: Supernova I (vimos no Cap. 12)

14 VARIAVEIS PULSANTES NAO tem nada a ver com Pulsares Classe de estrelas com variabilidade intrínseca: são pulsantes e suas propriedades variam periodicamente. São estrelas normais que em dado período de sua vida passam por uma fase de instabilidade internamente instáveis L & T variam regularmente

15 VARIAVEIS PULSANTES Caem na zona: strip instability no diagrama HR Quando estrela para de pulsar: evolui para fora da faixa de instabilidade

16 PULSANTES: CEFEIDAS, RR LYRAE Cefeidas e RR Lyrae: importantes no estudo da determinação da dimensão da Galáxia e distâncias de outras galáxias. Como vimos: curvas de luz com variaçao periodica: Período: 0,5 a 1 dia RR Lyrae 1 a 100 dias Cefeídas

17 Curvas de Luz (Lxt( Lxt)

18 Relaçao Periodo x Luminosidade Cefeidas: M V = 0 a -5 RR Lyrae: M V = 0,6

19 Determinação de distâncias Conhecendo-se a luminosidade das variáveis pulsantes (a partir de PxL): determina-se sua magnitude absoluta. A magnitude aparente é observada. Aplicação no módulo de distância m-m= 5 log d - 5 distância em parsec. Para as RR Lyrae é mais simples: L ~ cte: L = 100 L M V ~ 0,6 mag Metodo bom para determinar d até: 15 Mpc RR Lyrae: mais restritas pois <L

20 Por que os nomes? RR Lyrae e Cefeidas: nomes das primeiras estrelas descobertas de cada classe: RR na constelaçao de Lyrae Delta Cefeida: 4 estrela mais brilhante da constelacao de Cepheus

21 Populaçoes Estelares RR Lyrae: sao de pop. II: abundantes em alglomerados velhos (globulares), tipos espectrais: A2 a F6, L º 100 Lsol Cefeidas: de Pop. I: + luminosas, F6 a K2, P=1-50 dias de Pop. II: - luminosas, F2 a G6, P=2-45 dias

22 Mecanismo de Pulsaçao Quando estrela pulsa: superficie oscila como mola ou pendulo: gas sob a superficie da estrela ora esquenta (na compressao), ora esfria (na expansao) Curva de luz varia : T e R variam rapidamente: L = 4 pr 2 T 4 Estrela pulsa porque camada externa: fora do equilibrio hidrostatico F G πf P Se estrela expande (F G <F P ) : P até F G = F P Ao expandir + um pouquinho (devido ao momento de inericia da expansao): F G >F P: : estrela contrai Estrela contrai até acima do equilibrio (F G =F P ) : ai de novo F P passa a dominar e recomeça a expansao F G <F P : repetiçao do ciclo: PULSACAO

23 Mecanismo de Pulsaçao Energia é dissipada durante a pulsaçao: ~ forças de fricçao no pendulo Pulsacao na estrela é mantida: enquanto energia dissipada é reposta por algum processo. Qual?

24 Mecanismo de Pulsaçao Eddington (1942): valvula que envolve ionizacao e recombinacao periodica do gas nas camadas + externas da estrela. O mecanismo: Se estrela é + opaca (deixa passar menos luz) durante a compressao (R< e P>): calor retido aumenta P rad (F P >F G ) provoca expansao da estrela até que F P F G : e material volta a cair e comprimir e ciclo se repete

25 Mecanismo de Pulsaçao Quando opacidade é maxima (radiacao nao sai): estrela tem pouco brilho se estrela é contraida nesse instante de maxima opacidade: o excesso de radiacao exerce pressao nas camadas mais externas fazendo-as expandir Produzindo oscilacao descrita Opacidade afeta diretamente a quantidade de energia armazenada na oscilacao: Se o material fosse transparente (deixando escapar livremente a radiacao): no instante da compressao nao haveria excesso de pressao devido a radiacao retida somente P gas contra a F G e a oscilacao se dissiparia em pouco tempo