Estrelas variáveis: período-luminosidade Aglomerados abertos e globulares: -- idades, diagrama H-R Binárias: novas, novas recorrentes Supernova tipo Ia Estrelas (V) Gastão B. Lima Neto Vera Jatenco-Pereira IAG/USP www.astro.iag.usp.br/~aga210/ AGA 210 1 semestre/2017
Evolução estelar simplificada Proto estrela < 0.08M Estrela da Sequência Principal 0.4 2 M 2 8 M > 8 M Anã marrom 0.08 0.4 M Gigante vermelha Flash do hélio Supergigante vermelha Nebulosa planetária Supernova Anã branca 1.4 M > 3 M Anã preta Estrela de Nêutrons Buraco negro
Buraco negro Proto-estrela Mais de 25 M estrela da sequência principal Supergigante azul Supernova Nuvens moleculares Proto-estrela Proto-estrela 8 até 25 M estrela da sequência principal 0,4 até 8 M estrela da sequência principal Gigante vermelha Gigante vermelha Supergigante Supergigante vermelha Supernova Nebulosa planetária Estrela de Nêutrons Anã branca Massa estelar Proto-estrela Entre 0,08 e 0,4 M Anã vermelha na sequência principal Proto-estrela Menos de 0,08 M anã marron Tempo Discovering the Universe N.F. Comins & W.J. Kaufmann (2008)
Surpreendente falta de H e He na atmosféra da Anã Branca.
Estrelas Variáveis Uma das estrelas deste campo tem luminosidade variável. Variação recorrente e periódica: estrelas pulsantes.
Estrelas pulsantes Classe de estrelas com variabilidade intrínseca: são pulsantes e suas propriedades variam periodicamente. São estrelas normais, que em um dado período de sua vida passam por uma fase de instabilidade Internamente instável; Luminosidade, raio e temperatura variam regularmente.
Faixa de instabilidade: Entre a sequência principal e as gigantes vermelhas. Estrelas nesta região pulsam regularmente. Cefeidas: variáveis pulsantes de alta massa e período de pulsação entre 1 a 100 dias. RR Lyrae: variáveis de baixa massa e período de pulsação curto (menos que um dia). Variáveis de longo período (~ 1 ano). Estrelas pulsantes As Cefeidas e RR Lyrae estão na fase de queima de He no núcleo.
Cefeidas Protótipo é δ Cefeida, estrela cuja luminosidade varia de um fator 2,3 (quase uma magnitude) em cerca de 5 dias e 10 horas. A variação da luminosidade pode ser apresentada como uma curva de luz. O mecanismo de pulsação foi explicado por A. Eddington em 1917, conhecido como Válvula de Eddington : Ionização e recombinação periódica do gás nas camadas mais externas da estrela funcionam como uma válvula de pressão, alterando a opacidade do gás da estrela. brilho máximo brilho máximo curva de luz de uma Cefeida
Relação período-luminosidade Em 1912, Henrietta Leavitt descobre que o período de pulsação das Cefeidas é proporcional à sua luminosidade intrínseca. 1868 1921
Relação período-luminosidade 2 tipos de Cefeidas: Clássicas ou tipo I: ricas em metais. W Virginis ou tipo II: pobres em metais. Diferentes relações Período-Luminosidade.
Relação período-luminosidade Esta relação pode ser utilizada para determinação de distância. Mede-se o período de pulsação......e obtemos a luminosidade intrínseca. m M = 5 log(d pc /10) obtemos a distância.
Relação período-luminosidade As Cefeidas têm magnitudes médias intrínsecas de M V = 0 a 5. Tomando uma Cefeida de M V = 5, módulo de distância m M = 5 log(d pc /10) a 1 Mpc de distância: sua magnitude aparente será m V = 20. Observável em um bom telescópio de 2,5m de diâmetro. a 20 Mpc de distância: sua magnitude será m V = 26,5. Observável em um bom telescópio de 2,5m de diâmetro no espaço (Telescópio Espacial Hubble). a 40 Mpc de distância: sua magnitude será m V = 28,0. Observável em um telescópio de 6,5m de diâmetro no espaço (Telescópio Espacial James Webb).
Distância usando Cefeidas distância 17 Mpc
Estrelas nascem juntas, em grupos Aglomerados abertos Estrelas ainda jovens, recém formadas. Mais de 1000 são conhecidos na Galáxia. Exemplo: aglomerado das Plêiades: ~ 3000 estrelas, 125 pc de distância, 4 pc de diâmetro, ainda se vê o gás em volta das estrelas. Rogelio Bernal Andreo (Deep Sky Colors)
Estrelas que nasceram juntas Aglomerados globulares 100 mil ~ 1 milhão de estrelas M 3 ~50-100 pc de diâmetro Em geral são objetos antigos. M13 Há 158 conhecidos na Galáxia.
Aglomerados Estelares Aglomerados abertos => estrelas jovens exemplo: Plêiades, Hyades. Aglomerados globulares => estrelas evoluídas exemplo: M3, M5, ω Centauro. Em ambos os casos, em aglomerados: as estrelas do aglomerado estão à mesma distância de nós; nasceram juntas. Podemos testar a teoria de formação e evolução estelar. Aglomerados abertos h e χ Persei Roth Ritter (Dark Atmospheres)
Evolução no diagrama H-R Sequência principal Gigante vermelha Nebulosa planetária Anã branca A B C aglomerado de estrelas evoluindo D E
Diagrama H-R p/ aglomerados A maioria das estrelas está na Sequência Principal Aglomerado jovem.
Diagrama H-R p/ aglomerados M 67 Qual destes aglomerados é mais velho? NGC 188 (lembre-se, quanto menor a temperatura na Sequência Principal, menor a massa e maior o tempo de vida da estrela)
Diagrama H-R p/ aglomerados Para M 67 a idade é estimada entre 2 e 3 10 9 anos. Para NGC 188, a idade estimada é de 3,6 10 9 anos. Qual destes aglomerados é mais velho? (lembre-se, quanto menor a temperatura na Sequência Principal, menor a massa e maior o tempo de vida)
Diagrama H-R p/ aglomerados Tipo espectral B-V Tempo de vida na SP (10 9 anos) O -0.4 <0.001 B -0.2 0.03 A 0.2 0.4 F 0.5 4 G 0.7 10 K 1.0 60 M 1.6 >100 Qual é a idade do aglomerado de Hyades?
Diagrama H-R p/ aglomerados Tipo espectral B-V Tempo de vida na SP (10 9 anos) O -0.4 <0.001 B -0.2 0.03 A 0.2 0.4 F 0.5 4 G 0.7 10 K 1.0 60 M 1.6 >100 Qual é a idade do aglomerado de Hyades? Como não há estrelas na Seq. Princ. mais azul do que B-V = 0,1, então as estrelas O e B já saíram da Seq. Princ. Logo, Hyades deve ter 400 milhões de anos (tempo de vida na Seq. Principal de uma A0)
Diagrama H-R p/ aglomerados NGC 2362 tem cerca de 5 milhões de anos. Plêiades (M45), estrelas tipo B com cerca de 100 milhões de anos. M67 tem cerca de 4 bilhões de anos. O ponto onde a Sequência Principal termina muda com a idade e é chamado turn-off.
Evolução de estrelas em pares Se uma estrela com massa menor que 8 M evolui sozinha: termina como uma anã branca. Contudo, mais da metade das estrelas (excluindo tipo M) se encontram em sistemas múltiplos, em particular, em pares. A evolução de estrelas em um sistema binário cerrado (estrelas muito próximas) é diferente.
Evolução de estrelas em pares Em um par onde as estrelas têm massas diferentes: A estrela mais massiva do par evolui mais rápido. Ela se tornará uma Anã Branca enquanto a outra estrela ainda está na Sequência Principal. Sírius A ainda está na Sequência Principal (é uma estrela tipo A). Sirius B é uma Anã Branca, já saiu da Sequência Principal há algum tempo. Originalmente, Sirius B tinha mais massa que Sirius A e evoluiu mais rapidamente.
Pares de estrelas estrela 1 estrela 2 Qual é a força sentida por uma partícula entre as estrelas? Para onde ela vai?
Pares de estrelas Cada estrela controla uma região dentro do Lóbulo de Roche (ou Superfície de Roche). O Lóbulo de Roche corresponde a um equipotencial da gravidade. L1, L2, L3, L4 e L5 são pontos de estabilidade: Chamados pontos de Lagrange. Os pontos L1, L2 e L3 estão na mesma linha que liga as duas estrelas.
Evolução de pares de estrelas L1 Anã Branca Estrela de maior massa ainda na Seq. Principal A gigante vermelha enche o lóbulo de Roche e parte do envelope externo cai, pelo ponto L1, na anã branca. Forma-se um disco de acreção em torno da Anã Branca. O gás que cai de L1 não atinge a anã branca diretamente devido a rotação da binária.
Nova Hidrogênio acrescentado pelo disco se acumula na superfície da anã branca. Nova Cygni 1975 Camada quente e densa de hidrogênio até... Fusão explosiva de hidrogênio na superfície da estrela. Explosão de uma Nova. Nesta imagem só vemos a estrela da Sequência Principal, não vemos a anã branca.
Nova http://svs.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/details.cgi?aid=11641 Walt Feimer (HTSI), NASA's Goddard Space Flight Center Acréscimo de massa da gigante vermelha para a anã branca através o ponto de Lagrange L1. Fusão explosiva de hidrogênio na superfície da estrela. A anã branca sobrevive à explosão
Nova Se o aumento de luminosidade é de um fator 10 (2,5 magnitudes): Nova anã. Quando o aumento é de um fator 10.000 (10 magnitudes): Nova clássica. Há ejeção de matéria que pode chegar a ~2000km/s. observação do solo Nova T Pyxidis
Nova recorrentes T Pyxidis Após a explosão da Nova, o ciclo pode recomeçar. A anã branca volta a acumular massa pelo disco de acreção. Densidade e temperatura voltam a aumentar Outra Nova. erupção a cada ~20 anos 1920, 1944, 1966, 2011
Objetos compactos em binárias Além de anãs brancas, estrelas de nêutrons e buracos negros podem fazer parte de um sistema binário. O disco de acreção é muito mais energético do que no caso da anã branca. Não há o fenômeno de Novas. Pode haver flashes de raios-x (por causa da queda em um campo gravitacional intenso).
Observando Buracos Negros Buracos negros isolados são praticamente impossíveis de serem observados. Mas em sistemas binários, observamos a consequência da presença de um buraco negro Disco de acréscimo extremamente energético: emissão em raios-x. Como deve ser o sistema binário GRO J1655-40 a interação com o campo magnético provoca a ejeção de partículas (jatos) http://chandra.harvard.edu/photo/2006/j1655/j1655_sm.mov
Observando Buracos Negros Buracos negros isolados são praticamente impossíveis de serem observados. Mas em sistemas binários, observamos a consequência da presença de um buraco negro Disco de acreção extremamente energético: emissão em raios-x. http://sci.esa.int/integral/48588-artist-s-impression-of-cygnus-x-1/ Exemplo: Cygnus X-1 1860 pc da Terra Estrela da sequência principal com 25 M. Pelo movimento orbital, a massa da dupla é 35 M. companheira invisível de 10 M. HD 226868 (O9V) Supergigante azul buraco negro disco de acreção transferência de massa jato de partículas
Acreção em sistemas binários No caso de acreção em uma anã branca: Na explosão da Nova, nem todo material é expelido. A acreção aumenta a massa da anã branca. A pressão dos elétrons degenerados só pode suportar até 1,4 M, o Limite de Chandrasekhar. Quando a massa da anã branca supera 1,4 M : A estrela colapsa. O carbono e oxigênio iniciam uma fusão em toda a estrela. Quase toda a estrela é transformada em Ferro e Níquel A estrela inteira explode. SUPERNOVA tipo Ia
Supernova Tipo Ia Acreção na anã branca e detonação da Supernova Ia
Supernova Ia observada em 1994 pelo telescópio espacial Hubble, em uma galáxia a ~18 Mpc. Supernova Tipo Ia Evento extremamente energético. Magnitude absoluta 19,6 (na banda B). Se ocorresse uma SN Ia a 100 pc de distância, sua magnitude aparente seria 14,5, mais brilhante do que a Lua cheia. Supernovas observadas por Tycho Brahe (11/1572) e Johannes Kepler (10/1604) foram de Tipo Ia.
Supernova Tipo Ia Emissão em raios-x. 3 SNs Ia e 1 SN II da Grande Nuvem de Magalhães. Qual é a SN II? 600 anos 1500 anos 13.000 anos 10.000 anos
Supenova Tipo Ia explosão de uma anã branca em sistema binário Enriquece o meio interestelar com Ferro e Níquel. Ocorre em todo tipo de galáxias. Luminosidade máxima é praticamente a mesma. Em geral, + brilhante que II. Não há linhas de hidrogênio no espectro. Supernova Tipo II Colapso do caroço de estrela massiva Enriquece o meio com C, O, Ne, Mg, Si Ocorre em galáxias que ainda formam estrelas. Luminosidade máxima varia de uma SN p/ outra Tem linhas de hidrogênio no espectro
Supenova Tipo Ia explosão de uma anã branca em sistema binário Enriquece o meio interestelar com Ferro e Níquel. Ocorre em todo tipo de galáxias. Luminosidade máxima é praticamente a mesma. Em geral, + brilhante que II. Não há linhas de hidrogênio no espectro. Supernova Tipo II Colapso do caroço de estrela massiva Enriquece o meio com C, O, Ne, Mg, Si Ocorre em galáxias que ainda formam estrelas. Luminosidade máxima varia de uma SN p/ outra Tem linhas de hidrogênio no espectro Curvas de luz normalizadas taxa de supernovas Ia II outras total 2 4 0,8 6,8 por século para uma galáxia com a luminosidade da Via Láctea