Ensino de Astronomia no ABC Prof. Yago H. R. Ribeiro ribeiros.yago@gmail.com
Aula 14 - Objetos Compactos Ⅰ
Revisão - Evolução Estelar: Estágios iniciais Protoestrelas: Nuvens protoestelares em colapso formam casulos, que são grupos de gases e poeira em que estrelas se desenvolvem, também conhecidos como berçários estelares; Quando a protoestrela colapsa sob a gravidade há um achatamento do material e ocorre um aumento na pressão e temperatura; Quando a protoestrela se aproxima da sequência principal, o seu campo magnético fica mais forte, podendo capturar mais material circundante;
Uma estrela na sequência principal tem brilho constante por maior parte de sua vida; O brilho e a idade de uma estrela estão relacionados a massa, composição e reações nucleares em seu interior; Num primeiro estágio as Estrelas na sequência principal geram energia por fusão nuclear de hidrogênio em hélio e permanecendo assim até o esgotamento do hidrogênio no caroço; No estágio seguinte, as estrelas na sequência principal começam a queimar o hidrogênio nas camadas mais próximas à superfície, essa mudança da fonte de energia a torna instável, fazendo-a inchar até um tamanho gigantesco. Diagrama mostrando a fusão de elementos no interior de uma estrela de massa moderadamente baixa. Fonte: http://pages.uoregon.edu/jimbrau/brauimnew/chap20/ FG20_07.jpg Revisão: Evolução Estelar: Sequência Principal
Fonte: http://en.wikipedia.org/wiki/stellar_nucleo synthesis Revisão - Evolução Estelar: Sequência principal A morte da estrela é determinada, assim como muitos outros aspectos na evolução estelar, por sua massa; As estrelas de maior massa podem explodir em supernovas, deixando uma estrela de nêutrons ou um buraco negro; Diagrama de Fusão nuclear no interior de estrelas de médias-altas massas.
Revisão - Evolução Estelar: Sequência principal As estrelas semelhantes ao sol, tornam-se gigantes vermelhas e passam pelos estágios de Gigante do ramo horizontal e gigante do ramo assintótico; Gigante do ramo horizontal: queima de hélio no centro e hidrogênio numa camada envoltória; gigante do ramo assintótico: quando começa a se formar um núcleo extenso de C inerte, ele se contrai enquanto o envelope expande e resfria; Em seguida colapsam em anãs brancas; As estrelas de menor massa apenas se contraem.
Diagrama: evolução estelar em relação à massa. https://www.infoescola.com/wp-content/uploads/2010/03/figura-4-cen%c3% A1rio-Atual-de-Forma%C3%A7%C3%A3o-e-Evolu%C3%A7%C3%A3o-Estelar.jpg Revisão - Evolução Estelar: Sequência Principal
Revisão - Evolução Estelar: Nebulosas Planetárias Nos estágios finais de evolução de uma estrela semelhante ao sol, suas camadas mais externas se dissipam e criam um envoltório fulgurantes de gás - chamado de nebulosa planetária; Nebulosas planetárias são assim chamadas por sua semelhança com discos fantasmagóricos, que em telescópios fracos, podem parecer planetas; Embora tipicamente esféricas, são facilmente distorcidas por campos magnéticos ou por estrelas companheiras, gerando formas complexas e belas; O objeto central de uma nebulosa planetária é uma estrela anã branca.
Revisão - Evolução Estelar: Nebulosas Planetárias Nebulosa da Hélice NGC 7293, The Helix Nebula Credit: NASA, ESA e C.R. O'Dell Nebulosa planetária NGC 2440 Planetary Nebula NGC 2440 Crédito: NASA, ESA, K. Noll (STScI)
Revisão - Evolução Estelar: Supernovas Para uma estrela de grande massa, a queima de hélio não é o fim e a fusão nuclear de elementos cada vez mais pesados pode continuar em seu núcleo; A estrela desenvolve um estrutura de camadas, semelhante a uma cebola, mas devido aos diferentes elementos, cada camada queima por um período mais curto e fornecendo menor energia;
Revisão - Evolução Estelar: Supernovas Quando a estrela tenta fundir o ferro, sua fonte central de energia é cessada - isso ocorre devido ao fato de que a partir do elemento ferro, a fusão nuclear consome energia. Fazendo com que suas camadas mais externas colapsem em direção ao núcleo; O ricochete da onda de choque despedaça a estrela e por um breve momento possibilita a fusão de elementos mais pesados; Fonte: https://docs.google.com/viewer?a=v&pid=sites&srcid=zgvmyxvsdgrvbwfp bnxsyxbhdwx1y2npfgd4ojzmztyynti1owfhmda5nme
Revisão - Evolução Estelar: Supernovas Uma supernova pode ser mais brilhante que uma galáxia, uma supernova possui luminosidade até 10¹⁰ L ; Algumas imagens acima podem ser concepções artísticas. Fonte: http://astro.if.ufrgs.br/evol/aatsn1987a.gif e https://3c1703fe8d.site.internapcdn.net/newman/gfx/news/hires/2017/6-gravitationa.jpg
Revisão - Evolução Estelar: Supernova: Diferentes Tipos Supernovas são classificadas pelo seu espectro de luz e também pela sua curva de luminosidade, ou seja a maneira que a luminosidade aumenta. As supernovas são divididas e subdivididas em: -Tipo I: Ia, Ib e Ic; -Tipo II: II-P, II-L e II-b;
Revisão - Evolução Estelar: Supernova: Diferentes Tipos Fonte: https://slideplayer.com.br/1873844/8/images/40/supernovas+tipo+i+e+tipo+ii.jpg
Revisão - Estrelas Binárias São Estrelas que ocorrem em pares gravitacionalmente ligadas, girando em torno do centro de massa comum. Binárias são muito frequentes, tanto que alguém falou uma vez: Três em cada duas estrelas estão em binárias.
Revisão - Estrelas Binárias É importante diferenciar estrelas binárias reais das estrelas duplas aparentes, ou binárias aparentes, em que duas estrelas estão próximas no céu, mas a distâncias diferentes da Terra, e parecem duplas somente por efeito de projeção. Entretanto, existem muitos pares de estrelas em que ambas as estrelas estão à mesma distância da Terra e formam um sistema físico. Na verdade, mais de 50% das estrelas no céu pertencem a sistemas com dois ou mais membros.
Revisão - Estrelas Binárias: Diferenciação Binárias visuais: é um par de estrelas associadas gravitacionalmente que podem ser observadas ao telescópio como duas estrelas; Binárias astrométricas: quando um dos membros do sistema é muito fraco para ser observado, mas é detectado pelas ondulações no movimento da companheira mais brilhante; Binárias espectroscópicas: quando a natureza binária da estrela é conhecida pela variação de sua velocidade radial, medida através das linhas espectrais da estrela, que variam em comprimento de onda com o tempo, essa variação ocorre devido ao efeito Doppler. É mais fácil detectá-las se a velocidade orbital for grande e, portanto, o período curto; Binárias eclipsantes: quando a órbita do sistema está de perfil para nós, de forma que as estrelas eclipsam uma a outra.
Objetos Compactos - Definição No final das suas vidas, as estrelas expelem suas camadas externas em Nebulosas Planetárias ou Supernovas. O que resta, basicamente o caroço nu da estrela, pode ser: - Anãs Brancas; - Estrelas de Nêutrons; - Buracos Negros. São corpos relativamente pequenos e muito densos. Por isto também são chamados Objetos Compactos. Objetos compactos são estrelas anãs brancas, estrelas de nêutrons e buraco negros e, representam o estágio final da evolução estelar.
Objetos Compactos - Definição Anã Branca* Estrela de Nêutrons* Fonte: https://itechua.com/wp-content/uploads/2017/11/1-89.jpg Fonte: https://meioambiente.culturamix.com/blog/wp-cont ent/uploads/2013/01/estrelas-de-nêutrons-o-fim-d as-estrelas.jpg *As imagens acima são concepções artísticas. Buraco Negro* Fonte: http://s2.glbimg.com/jpnxanlfdxtdwxojmzvsdhedcq A=/e.glbimg.com/og/ed/f/original/2016/02/19/black_h ole.jpg
Uma estrela gera pressão interna por meio da fusão nuclear de elementos químicos no seu interior que durante toda a sua vida contrabalanceia (dinamicamente) a atração gravitacional da estrela por ela mesma; porém quando a estrela se torna incapaz de usar o combustível nuclear para fundir novos elementos, não consegue se sustentar diante do colapso gravitacional. A estrela então colapsa e um objeto compacto é formado. Em alguns milhões de anos a estrela central da Nebulosa olho de gato (NGC 6543) colapsará em uma anã branca. Fonte: http://chandra.harvard.edu/photo/2008/catseye/ Objetos Compactos - Definição
Objetos Compactos - Definição Apesar de todos esses objetos surgirem de colapsos gravitacionais de estrelas, as anãs brancas e estrelas de nêutrons não colapsam totalmente, pois as primeiras ainda são suportadas pela pressão de degenerescência dos elétrons (a partir de 10⁶ g/cm³), enquanto as últimas são suportadas pela pressão de degenerescência dos nêutrons (a partir de 10¹⁴ g/cm³). A matéria que lidamos no dia a dia (papéis, computadores, árvores, etc) é formada de átomos. Os átomos são formados por sua vez de elétrons, prótons e nêutrons. Esses dois últimos são formados por partículas menores ainda, mas que estão fora do escopo da nossa discussão. Fonte: http://www.sprace.org.br/aventuradasparticulas/frames.html
Objetos Compactos - Definição Buracos negros, por outro lado, são estrelas completamente colapsadas isto é, estrelas que não encontraram outros meios para conter a atração gravitacional para dentro e, portanto, colapsaram para singularidades. Impressão artística de um buraco negro chamado Cygnus X-1. Ele foi formado quando uma grande estrela colapsou. Este buraco negro atrai a matéria da estrela azul ao lado dele Fonte: https://www.nasa.gov/audience/forstudents/5-8/features/what-i s-a-black-hole-58.html
Objetos Compactos - Anãs Brancas Estrelas com massas moderadamente baixas (entre 0.4 e 4 massas solares) após consumirem todo o hidrogênio nos seus núcleos e começarem a converter o hélio em carbono (e em seguida o carbono em oxigênio, dependendo do quão grande são suas massas), terminam sem energia para fundir esses últimos elementos.
Objetos Compactos - Anãs Brancas A atração gravitacional passa a contrair a estrela em direção ao próprio núcleo, porém graças à pressão de degenerescência dos elétrons (conceito derivado da mecânica quântica - Princípio de exclusão de Pauli) o colapso é interrompido e parte da matéria que caía em direção ao núcleo é rebatida gerando uma onda de choque para fora que expele material da estrela, deixando apenas um objeto denso central. Assim se formam as anãs brancas e as nebulosas planetárias.
Objetos Compactos - Anãs Brancas Anãs brancas são estrelas de cerca de uma massa solar com raio característico de cerca de 5000 km e densidades significativas de 10⁶ g/cm³. Quanto maior a massa, menor é o raio da anã branca. Essa relação é resultado da atração gravitacional da estrela sobre si mesma. O que contrabalanceia a atração gravitacional sustentando a estrela é a pressão de degenerescência dos elétrons. A massa máxima de uma anã branca é 1,4 massas solares e é chamada de massa de Chandrasekhar.
Objetos Compactos - Anãs Brancas: Limite de Chandrasekhar O físico Subramanyan Chandrasekhar recebeu o prêmio Nobel de 1983 por seus estudos teóricos dos processos físicos de importância para a estrutura de Anãs Brancas: Limite de Chandrasekhar. Chandrasekhar calculou que anãs brancas estáveis não poderiam possuir massas acima de um limite máximo de 1,4 massas do Sol, que ficou conhecido como o limite de Chandrasekhar (estrelas com massas superiores a essa são capazes de vencer a pressão de degenerescência dos elétrons). Estrelas com massas superiores deveriam colapsar sobre a força de seus próprios pesos, e estariam destinadas para um destino mais espetacular.
Objetos Compactos - Anãs Brancas: Características Gerais O diagrama de Hertzsprung-Russell (HR) ilustra que anãs brancas são menos brilhantes* que as estrelas da sequência principal, porém suas temperaturas podem ser muito superiores** em comparação (dado que antes eram núcleos de estrelas). Por causa disso, são mais brilhantes no Ultravioleta e nos Raios-X. * de 10.000 a 100.000 vezes menos brilhantes; ** variam de 3.000 K a 80.000 K.
Objetos Compactos - Anãs Brancas: Características Gerais A temperatura na superfície de Sirius A é cerca de 9.200 K, enquanto a temperatura na superfície de Sirius B é cerca de 27.400 K. Juntas formam um sistema binário entre uma estrela e uma anã branca, respectivamente. Curiosidade: Sirius B foi a primeira anã branca descoberta. Possui cerca de uma massa solar compactada no tamanho do raio da Terra, que é aproximadamente 100 vezes menor que o raio do Sol. À esquerda, o sistema estelar Sirius no visível; à direita, o mesmo sistema em Raios-X. Fonte da imagem da direita: http://chandra.harvard.edu/photo/ 2000/0065/
Fonte: http://www.fromquarkstoquasars.com/lucy-in-the-sky-with-diamonds / Objetos Compactos - Anãs Brancas: Curiosidade Conforme anãs brancas que apresentam estrutura interna de carbono/oxigênio vão esfriando ao passar de bilhões de anos, o seu interior vai se cristalizando num tipo de diamante gigante, cercado por uma crosta de hélio e hidrogênio. Algumas ainda apresentam uma pequena atmosfera de hidrogênio. Representação artística do interior de uma anã branca que possui núcleo formado por carbono e oxigênio cristalizados.
Objetos Compactos - Anãs Brancas: Curiosidade Com o passar do tempo as anãs brancas irradiam energia para o espaço e resfriam-se. Através da temperatura e luminosidade temos uma ideia de suas idades. Se encontrássemos um fim da sequência de anãs brancas na nossa vizinhança, a posição (temperatura/luminosidade) deste fim nos daria a idade das estrelas da nossa vizinhança, e assim do disco da Via Láctea.
Este fim parece existir, e indica que as primeiras estrelas de baixa massa morreram há 9 bilhões de anos atrás. Adicionando-se a isso o tempo de vida de pré-anã branca, chega-se que o disco da Via Láctea tem 9.3 bilhões de anos de idade. Curvas de esfriamento de anãs brancas Fonte: Freedman, 2007, pág. 533 Objetos Compactos - Anãs Brancas: Curiosidade
Objetos Compactos - Anãs Brancas: Binárias Se a outra estrela que não a anã branca, se expandir e se tornar uma gigante vermelha que ultrapassa o Lóbulo de Roche (região do espaço ao redor de uma estrela em um sistema binário na qual material orbital é gravitacionalmente vinculado a essa estrela), material poderá cair na superfície da anã branca Fonte: https://curiosidadcientifica.files.wordpress.com/2009/05/ acrecion.jpg Em sistemas binários onde uma das estrelas é uma anã branca, podem acontecer coisas interessantes.
Objetos Compactos - Anãs Brancas: Binárias Esta variação de binária é chamada de Variável Cataclísmica. Representação artística de um sistema binário com acreção por transbordamento do Lóbulo de Roche. Fonte: https://curiosidadcientifica.files.wordpress.com/2009/05/ acrecion.jpg
Por um tempo este material pode reacender a fusão nuclear na superfície da anã branca, que aumenta de luminosidade em um fator de 10 a 10⁶. Fenômeno chamado de Nova. Se essa massa da anã branca chegar a alcançar a massa de Chandrasekhar ela explode completamente num imenso evento chamado de Supernova IA. Supernova Tipo IA Fonte: Freedman, 2007, pág. 545 Objetos Compactos - Anãs Brancas: Binárias
Objetos Compactos - Anãs Brancas: Binárias Não entendemos exatamente quais mecanismos levam às Supernovas Tipo IA (SNIa), mas envolvem reativação da fusão nuclear, onde carbono e oxigênio se transformam em ferro e níquel. Nestes eventos a pressões e temperaturas extremas, elementos além do ferro podem ser criados. Gráfico simplificado da energia de ligação por componente do núcleo contra o número de massa. Fonte: http://physicsanduniverse.com/binding-energystability-nucleus/
Objetos Compactos - Anãs Brancas: Binárias Esse tipo de Supernova é diferenciado pois seu espectro de emissão não possui linhas de hidrogênio nem de hélio, apenas de elementos mais pesados como Si, O, Mg, S, Ca, Fe, etc, o que indica que são objetos em estados bem evoluídos. Os seus picos de luminosidade podem ser determinados de seus picos de magnitude aparentes em galáxias onde as distâncias são conhecidas através das estrelas variáveis Cefeidas. Como há uma relação empírica entre o pico de luminosidade de uma SNIa e o tempo que leva para o brilho diminuir, as SNIa podem ser usadas como Velas Padrão e assim auxiliar na medição de grandes distâncias.
Objetos Compactos - Anãs Brancas: Binárias Supernovas tipo Ia teve papel fundamental na descoberta da energia escura, pois foi com o estudo dessas SN que foi possível determinar um valor para a constante cosmológica e a aceleração da expansão do universo, o que será discutido na aula sobre cosmologia. Supernova 1994D, visível como o ponto brilhante no canto inferior esquerdo, ocorreu nos arredores do disco galáctico NGC 4526
Objetos Compactos - Anãs Brancas: Vídeos Interessantes Simulação de Supernova tipo Ia: vídeo 1: https://www.youtube.com/watch?v=9bpxc5-9m-4 vídeo 2: https://www.youtube.com/watch?v=x0jh26fr8xg Do que são feitas as estrelas de nêutrons? Laura Paulucci (UFABC), 28/08/2014; https://www.youtube.com/watch?v=hyq3gmibsxw
Objetos Compactos - Anãs Brancas: Questionário (1) Ao final de suas vidas, as estrelas expelem as suas camadas externas em Nebulosas Planetárias e Supernovas, restando depois desse processo, apenas: (a) Estrelas Compactas, Anãs Brancas e Buracos Negros. (b) Pulsares, Anãs Brancas e Estrelas Compactas. (c) Anãs Brancas, Estrelas de Nêutrons e Buracos Negros. (d) Gigantes Vermelhas, Estrelas de Nêutrons e Buracos Negros.
Objetos Compactos - Anãs Brancas: Questionário (2) O Sol terminará a vida como: (a) Um buraco negro. (b) Uma estrela de nêutrons. (c) Uma anã branca. (d) Uma gigante vermelha.
Objetos Compactos - Anãs Brancas: Questionário (3) Objetos compactos são formados a partir do colapso estelar. Qual par de característica melhor os descreve: (a) Possuem raios muito pequenos e campos gravitacionais muito intensos nas suas superfícies. (b) Possuem grandes raios e campos gravitacionais muito intensos nas suas superfícies. (c) Possuem grandes raios e campos gravitacionais da mesma ordem de grandeza do campo gravitacional na superfície da Terra. (d) Possuem raios muito pequenos e campos gravitacionais da mesma ordem de grandeza do campo gravitacional na superfície da Terra
Objetos Compactos - Anãs Brancas: Questionário (4) Anãs brancas e estrelas de nêutrons são ditas estrelas que não colapsaram completamente. O fator que impede o colapso total de cada, se chama respectivamente: (a) Pressão de degenerescência dos elétrons e pressão de degenerescência dos prótons. (b) Presença de um forte densidade e pressão de degenerescência dos nêutrons. (c) Presença de um forte campo magnético e presença de um forte campo magnético. (d) Pressão de degenerescência dos elétrons e pressão de degenerescência dos nêutrons.
Referências OLIVEIRA, Kepler de; SARAIVA, Maria de Fátima. Astronomia e Astrofísica. 4. ed. São Paulo: Livraria da Física, 2017. 640p. RIDPATH, Ian. Astronomia: Guia Ilustrado Zahar. 3. ed. São Paulo: Zahar, 2008. 300p. Prof. Dr. Pieter Westera, Disciplina: Noções de Astronomia e Cosmologia; Ensino de astronomia no ABC, aulas anos anteriores;