Evolução de Estrelas de Alta Massa

Transcrição

1 Evolução de Estrelas de Alta Massa Evolução de Estrelas de Alta Massa Supernova Tipo II Estrelas de Nêutrons Pulsares Buracos Negros Sandra dos Anjos IAG/USP Agradecimentos: Prof. Gastão B. Lima Neto e Prof. Vera Jatenco AGA semestre/2016

2 A Vida de Estrelas de Alta Massa As fases de evolução de estrelas massivas, com M > 8 M, ocorrem muito mais rapidamente do que a de estrelas de baixa massa. Estrelas massivas também ficam na SP durante a maior parte de suas vidas, enquanto estão convertendo H -> He, resultado das reações termonucleares ou da queima de combustível (H) no caroço da estrela. As estrelas massivas sofrem muitos estágios de queima nuclear devido as altas temperaturas causadas pela compressão gravitacional na região central da estrela. Como consequência: - sofrem múltiplas fases de Gigantes Vermelhas - geram como resultado das reações termonucleares via reações

3 O que os Cálculos de Modelos consideram? Além do equilíbrio hidrostático, os modelos estelares utilizam várias correlações que descrevem processos físicos que ocorrem no centro das estrelas como o fato de a temperatura, densidade e pressão, todos, estarem dramaticamente aumentando em direção ao centro da estrela... A composição química de todas as estrelas (baixa e alta massa) é similar, com o H sendo o mais abundante, seguido pelo He, sendo que os outros elementos contribuem com pequena fração do total. A composição do caroço da estrela muda com o tempo como consequência das reações nucleares. As reações de transformação de H -> He ocorrem em estrelas de alta e baixa massa, porém as reações que produzem os elementos mais pesados

4 Cálculos de Modelos... O transporte de energia gerada no centro da estrela depende fundamentalmente da variação da temperatura do centro para as camadas mais externas. Em locais onde T muda rapidamente, o transporte convectivo domina. Para estrelas que se posicionam na porção inferior da SP, incluindo o Sol, o transporte radiativo domina Para estrelas que se posicionam na porção superior da SP, o transporte convectivo ocorre no caroço da estrela, enquanto que nas camadas externas da estrela o mecanismo dominate será o transporte radiativo.

5 Do Ponto de Vista dos Cálculos de Modelos... Estrelas da porção superior da SP perdem massa durante a vida causada por ventos estelares de alta velocidade (2000 ou 3000 Km/s). A causa dos ventos não é completamente entendida e pode estar associada a aceleração causada pela pressão de radiação. Gigantes e Supergigantes, tem ventos com velocidade menor, da ordem de 20 km/s A perda de massa por ventos pode atingir a ordem de 1 M a cada anos e esta perda afeta a evolução da estrela Vamos ver com mais detalhes estas características...

6 Estrelas de Alta Massa Massas maiores do que 8 massas solares: M > 8 M A trajetória pós-sequência principal ocorre porque houve o esgotamento do combustível (H) no núcleo. É principalmente horizontal (ver fig.), implicando em: mesma luminosidade. o raio expande e faz a temperatura superficial diminuir Não há o flash do hélio: fusão de He começa sem explosão, antes do caroço ter contraído muito. para estrelas de 4 MᏫ, a fusão do hélio começa em (a). 20 M 15 M a 4M

7 Estrelas de Alta Massa...comparando as trajetórias evolutivas da estrelas de baixa e alta massa He C O 20 M 15 M 4M

8 Estrelas de Alta Massa...comparando as trajetórias evolutivas da estrelas de baixa e alta massa He A evolução é muito rápida. Antes de se tornar uma gigante vermelha começa a queima de He. A nucleossíntese prossegue além do carbono. C O 20 M 15 M 4M

9 Estrelas de Alta Massa...estrutura interna Para massas M > 8 M Estrutura interna difere devido aos diferentes tipos de transporte da energia gerada no caroço da estrela: alta massa A convecção ocorre próximo do centro massa solar baixa massa

10 Estrelas de Alta Massa massas M > 8 M Elementos como nitrogênio, oxigênio, neônio, magnésio,..., até o ferro (Fe) são sintetizados. Mudanças são tão rápidas que as camadas externas não tem tempo de responder aos sucessivos ciclos de exautão e ignição no caroço...promovendo uma mudança constante a direita no DHR, antes de chegar ao estágio final (SN). He C O 20 M 15 M 4M

11 Evolução de Estrelas de Diferentes Massas...e a estrutura em camadas até a produção do Ferro

12 Estrelas de Alta Massa Ex: Betelgeuse M > 8 M A estrela tem uma estrutura de camadas ( cebola ) Núcleo de Fe tem raio ~ RTerra. Envelope tem raio ~ 5 U.A. (órbita de Júpiter). A fusão nuclear termina no Ferro (só um pouco de níquel é sintetizado).

13 Estrelas de Alta Massa M > 8 M Caracterizadas por períodos de equilíbrio e instabilidade. Muita perda de massa por ventos estelares. Temperatura e densidade central aumentam. Para uma estrela de 20 MᏫ, queima de: H: 107 anos; He: 106 anos; C: 1000 anos; O: 1 ano; Si: 1 semana; Caroço de Fe formado em 1 dia!

14 Estágios Finais de Estrelas de Alta Massa No caroço de ferro não há mais produção de energia, a contração gravitacional acelera e a temperatura aumenta... Quando a temperatura alcança 10 bilhões de graus o ferro é foto-desintegrado: o ferro é literalmente atomizado em prótons e nêutrons. A foto-desintegração é um processo que consome energia. Há ainda menos energia para equilibrar a estrela, o que acarreta em um colapso mais acelerado. Agora o núcleo consiste de elétrons, prótons, nêutrons e fótons a densidades muito altas e ainda colapsando. Conforme a densidade aumenta ocorre a produção de neutrons da seguinte forma : prótons + elétrons nêutrons + neutrinos A região central da estrela colapsa em menos de 1 segundo!

15 Energia de Ligação...energia necessária para separar um núcleo em seus prótons e neutrons Diferença entre energia de ligação de dois átomos é liberada numa fusão nuclear... Mais detalhes veja

16 Energia de Ligação Diferença entre energia de ligação de dois átomos é liberada numa fusão nuclear... Mas só até o ferro! Depois a fusão necessita de energia. ou seja, a fissão nuclear passa a liberar energia.

17 Estágios Finais de Estrelas de Alta Massa Nesse ponto os nêutrons passam a ser comprimidos entre si, causando agora um estado de degenerescência de nêutrons. Neste estado de densidade muito alta, a pressão aumenta rapidamente até o ponto em que ela passa a independer da temperatura do gás. Neste ponto, o gás passa a agir quase como um sólido... A pressão causada pelos nêutrons degenerados é capaz de reduzir o colapso gravitacional do núcleo estelar. A densidade pode chegar a níveis muito altos (~10 18 kg. m-3) antes que o núcleo estelar possa voltar a expandir e o equilíbrio não é alcançado. Da mesma forma que uma bola ao ser jogada em alta velocidade contra um muro, é comprimida, pára e retorna em rebatida, o núcleo estelar se expande violentamente em reação à compressão interrompida. Uma enorme onda de choque através da estrela faz com que suas camadas externas se desloquem num evento explosivo, levando toda matéria para o meio interestelar. Explosão de Supernova

18 Supernovas A supernova formada pelo colapso do caroço é chamada de Tipo II. Sua energia é comparável à luminosidade de todas as estrelas de uma galáxia: alcança magnitude absoluta ~ 18. (A magnitude aparente da Lua é -12,7). Vassoura da Bruxa, NGC 6960 Cassiopéia A nebulosa do carangueijo => resto de Supernova

19 Supernova 1987A A última supernova visível a olho nu foi em 1987, uma estrela que explodiu na Grande Nuvem de Magalhães (uma vizinha da Via Láctea, a 45 kpc). A estrela progenitora era uma gigante azul de 25 vezes a massa do Sol. imagem do HST de 1994 Supernova 1987A

20 Supernova Nebulosa do Caranguejo (constelação de Touro), a 2000 pc. Resto da supernova que foi observada a olho nu em raios-x visível

21 Supernova Supernova em outra galáxia (note seu brilho em comparação com o resto da galáxia). Como são muito brilhantes, podemos observá-las de longe. estas são estrelas da nossa própria galáxia esta é a supernova

22 Estágios Finais de Estrelas de Alta Massa De supergigante vermelha até supernova.

23 De Gigante Vermelha até Estrela de Nêutrons gigante vermelha colapso do caroço; Supernova tipo II estrela de nêutrons + resto de supernova

24 Estrelas de Nêutrons Se a massa for maior do que 1,4 M, então temos a formação de uma estrela de nêutrons: elétrons + próton > nêutron + neutrino Este limite é chamado de limite de Chandrasekhar Subrahmanyan Chandrasekhar, Prêmio Nobel Tem um pouco mais que a massa do Sol em um diâmetro de ~20 km! (as anãs brancas tem o tamanho da Terra).

25 Estrelas de Nêutrons Uma estrela de nêutrons comparada com a região metropolitana da Grande São Paulo. Lembrando que esta estrela tem ~1,4 massas solares. Soltando um corpo a 1 metro de altura da superfície de uma estrela de nêutrons: este corpo chegaria na superfície com 1750 km/s em 0,001 milisegundos. 10 kg chegaria na superfície com energia de 4 quiloton.

26 Pulsar Estrela de nêutrons onde o eixo de rotação não coincide com o eixo do campo magnético. partículas e radiação são emitidos na direção dos pólos magnéticos do pulsar. O sinal é periódico e extremamente regular. Descobertos em 1967 por Jocelyn Bell. por certo tempo, acreditou-se que era um sinal de ETs... "Ora (direis) ouvir estrelas! Certo Perdeste o senso"! E eu vos direi, no entanto, Que, para ouvi-las, muita vez desperto E abro as janelas, pálido de espanto..." Olavo Bilac som do pulsar Vela, resto de uma supernova de 10 mil anos, que gira 11 vezes por segundo:

27 Pulsar O pulso de um pulsar dura entre alguns segundos até alguns milisegundos (giram muito rapidamente). Vemos o pulsar porque o feixe de radiação passa por nós. O pulso é observado em rádio, mas a estrela de nêutrons emite (pouco) no visível.

28 Pulsar E alguns estão associados a restos de supernovas.

29 Estágios Finais de Evolução Estelar...como estrelas de alta e baixa massa terminam suas vidas... Em síntese, temos a seguinte situação: Uma estrela de baixa massa se transforma em Nebulosa Planetária durante sua evolução. Esta estrela perde parte de sua massa devido a perda do envelope. Se a estrela restante tiver massa ~1,4 M Ꮻ a estrela vai evoluir para: - Anã Branca: que fica em equilíbrio devido a pressão dos elétrons degenerados Uma estrela de alta massa se transforma em Supernova de tipo II. Se após a explosão sobrar uma estrela com massa entre ~1,4 M Ꮻ < M < ~ 3MᏫ a estrela evolui para: - Estrela de nêutrons: fica em equilíbrio devido a pressão dos nêutrons degenerados. --> Se o resto da estrela tiver mais que ~3 MᏫ: Não haverá equilíbrio, nada segura o peso do resto da estrela, e a gravidade vence a pressão, desestabilizando o equilíbrio. A densidade será imensa e ela evolui para: BURACO NEGRO

30 Buraco Negro Já havia sido imaginado por Laplace no final do séc. XVIII: Conceitualmente: um corpo com gravidade tão elevada que mesmo a luz não pode escapar. Mas a teoria de buracos negros só pôde ser desenvolvida satisfatoriamente após a teoria da relatividade geral de Albert Einstein de Schwarzschild (1916) descobre a primeira descrição relativística de um buraco negro.

31 Buraco Negro Visão relativística de um Buraco Negro: deformação do espaço-tempo, de onde nem a luz pode escapar analogia em 2 dimensões da deformação do espaço massa e energia deformam o espaço-tempo espaço-tempo determina as trajetórias

32 Buraco Negro Outra visão relativística de um Buraco Negro, possivelmente a melhor definição:...singularidade cercada por um horizonte de eventos, de onde nem a luz pode escapar Existe uma região limite denominada horizonte de eventos, caracterizada pelo Raio de Schwarzschild (RSch), a partir do qual nada consegue escapar, por isto, sem comunicação com o meio externo. Todo corpo que for comprimido a um raio menor do que o do seu horizonte de eventos (RSch) vai colapsar a um ponto no qual a densidade é infinita. Esta condição é definida como sendo uma singularidade. horizonte de eventos singularidade Analogia em 2 dimensões da deformação do espaço

33 Buraco Negro Raio de Schwarzschild: O tamanho (raio) de um buraco negro é proporcional a sua massa, como mostra a equação abaixo raio de Schwarzschild = 2G x massa 2 c G => constante gravitacional c => velocidade da luz. Um buraco negro com a massa... da Terra teria 17,7 mm de diâmetro e dens. 1,2x10 26 g/cm3 (120 milhões GigaToneladas/mm3) do Sol teria 5,9 km de diâmetro e 1,1x1015 g/cm3 com 3 MᏫ teria 17,7 km de diâmetro e densidade 1,2x1014 g/cm3 (120 mil toneladas/mm3)

34 Buraco Negro Como nem a luz escapa de um buraco negro (por isso o nome) não podemos observá-lo diretamente. Mas se tem matéria que cai no BN, esta matéria se aquece e emite radiação. Esta radiação pode revelar a presença do BN. Além disto, a interação com o campo magnético provoca a ejeção de partículas (jatos).

35 Ciclo de uma Estrela Massiva Ciclo de uma estrela massiva Supergigante vermelha Supernova tipo II buraco negro Nuvem molecular material reciclado estrela de nêutrons Estrelas massivas vêm do meio interestelar e terminam como supernova de tipo II, enriquecendo o meio com novos elementos pesados. Existem as SN de tipo Ia que é um fenômeno relacionado a binárias. Veremos no próximo roteiro...

36 Comparação do Ciclo de Vida de uma Estrela Massiva & Estrela de Baixa Massa Supergigante vermelha Supernova tipo II Estrelas massivas evoluem para Supernovas Tipo II, e acabam em seus estágios finais de vida como Estrelas de Neutrons, se a massa da estrela que restou estiver entre os limites de ~1,4 MᏫ < M < ~ 3MᏫ. Estrela Nêutrons Nuvem Molecular Material Reciclado Resíduo da explosão da SN buraco negro Evoluem para Buracos Negros, se a M 3MᏫ Ao explodirem ejetam o material pesado para o MIS, material este produzido durante todas as fases de evolução anteriores enriquecendo o meio com novos elementos pesados Estrelas de baixa massa evoluem para Nebulosas Planetárias e Anãs Brancas Ver mais detalhes sobre as condições de equilíbrio em cada caso no slide 29...

37 Síntese da Evolução Estelar para estrelas de pequena e grande massa

38 Composição Química das Estrelas de Pequena e Grande Massa

39 Uma pequena observação a respeito de como estrelas muito luminosas influenciam e criam objetos no MIS

40 Regiões HII As jovens estrelas tipo O e B emitem muita radiação ultravioleta. espectro de corpo negro, com temperatura > K. Ionizam o hidrogênio que está nas proximidades e... Criam as chamadas regiões HII Nomenclatura Espectroscópica hidrogênio neutro -> HI hidrogênio 1 vez ionizado -> HII hélio neutro -> HeI hélio 1 vez ionizado -> HeII hélio 2 vezes ionizado -> HeIII Fe que perdeu 13 elétrons -> FeXIV

41 Regiões HII espectro típico de uma região HII Regiões HII na galáxia M51

42 Formação de Estrelas nas Espirais Nas galáxias espirais, há compressão das nuvens de gás nos braços. Induz à formação estelar. Outras formas de induzir formação estelar: Explosão de Supernovas; Colisão de galáxias.

43 Referência Pulsar