formação e estrutura de objetos estelares compactos

Julho 2012 Escola do CBPF

Formação e estrutura de Formação e estrutura de objetos estelares compactosobjetos estelares compactos

Sergio B. DuarteSergio B. Duarte

CBPF CBPF

Julho 2012 Escola de Verao - CBPF

ConteConteúdo do Cursoúdo do Curso

•Formação de objetos compactos na evolução estelar – o papel Formação de objetos compactos na evolução estelar – o papel da nucleossíntese no ciclo evolutivo. da nucleossíntese no ciclo evolutivo.

•Explosões de supernovas, mecanismos de explosão, geração de Explosões de supernovas, mecanismos de explosão, geração de fluxo de neutrinos, nucleossíntese explosiva e o papel dos fluxo de neutrinos, nucleossíntese explosiva e o papel dos neutrinos para a explosão e nucleossíntese em supernovas.neutrinos para a explosão e nucleossíntese em supernovas.

•A matéria densa e superdensa destes objetos e os neutrinos A matéria densa e superdensa destes objetos e os neutrinos aprisionados nos primeiros momentos de formação. Estrutura aprisionados nos primeiros momentos de formação. Estrutura e estabilidade de estrelas supercompactas e o papel da e estabilidade de estrelas supercompactas e o papel da Relatividade Geral Relatividade Geral

• Novos problemas observacionais e teóricos na área e suas Novos problemas observacionais e teóricos na área e suas conexões com as questões não respondidas sobre o plasma de conexões com as questões não respondidas sobre o plasma de quark e glúons, colocadas no contexto astrofísicoquark e glúons, colocadas no contexto astrofísico

Objeto mais compacto: O Universo primordial

• Transição de fase 1-ordem: quarks livres em equilibrio termodinâmico passam a quarks confinados em hádrons3.

Transição adiabática : as bolhas se formam na co-existencias das fases hadrônica e de quarks.

Bolhas de quarks no Universo Bolhas de quarks no Universo PrimordialPrimordial

Visão Atual doVisão Atual do Universe UniversePequena HistóriaPequena HistóriaSuperstrings,Superstrings,

Quantum GravituyQuantum Gravituy

Modelo PadrãoModelo Padrão

QCDQCDDesacoplamento de fotons

Formação de Estruturaem grande escala

10-16 metros

As Partículas fundamentais (Modelo Padrão)As Partículas fundamentais (Modelo Padrão)

QuarksQuarks

(carga=+2/3(carga=+2/3))

CharmCharmCarga(+2/3)Carga(+2/3)

Top Top Carga(+2/3)Carga(+2/3)

Bosons Bosons MediadorMediador

es da es da ForçaForça

PhotonPhoton

Down Down (carga=-1/3)(carga=-1/3)

StrangeStrange(carga=-(carga=-

1/3)1/3)

Bottom Bottom (carga=-1/3)(carga=-1/3)

GluonsGluons

LeptonLeptonss

electron electron

(carga=-1)(carga=-1)MuonMuon

(carga=-1)(carga=-1)TauTau

(carga=-1)(carga=-1)W+ , W+ , W-W-

Neutrino Neutrino eletronico eletronico

neutrinoneutrino

MuonicoMuonicoNeutrinoNeutrino

tauonicotauonicoZZ

I (leves)I (leves) IIII III(pesados)III(pesados) HiggsoHiggsonn

(?)(?)

Programa mundial de colisões Programa mundial de colisões UltrarelativisticasUltrarelativisticas

4-101.5-4.0< 1QGP (fm/c)

15-403.52.5 (GeV/fm3)

7000-1400020017s1/2(GeV)

LHCRHICSPSColisões Centrais

Primeiras estrelas estão nascendo ...

PequenasPequenas fluctua fluctuaçõeções s desenvolveudesenvolveu parapara clusters clusters

dede galaxi galaxiaass

Expansion of the UniverseExpansion of the Universe

Edwin Hubble (1889-1953)Edwin Hubble (1889-1953)

Hubble trabalhando com100” telescope em Mt. Wilson, CA.

Lei de Hubble

Estimado pelo efeito Doppler

http://www.observatorio.ufmg.br/mes.htmProf. Alaor Chaves

Supernova TypeI-a: Supernova TypeI-a: vela padrãovela padrão Na sua expansão o Universo esta Na sua expansão o Universo esta

acelerando...acelerando... Pressão negativaPressão negativa !! (dark energy) ? !! (dark energy) ? Cosmological Constant Cosmological Constant dodo Einstein Einstein Scalor field, Quintensence ..Scalor field, Quintensence ..

Surpresa Surpresa RecentRecentee

Dados obtidos pelo Supernova Cosmology Project. A grandes distâncias a lei de Hubble é não linear, o que era esperado. Mas em vez de desaceleração, temos aceleração da expansão!

A cor e o brilho das estrelas

RadiaRadiação de Corpo Negroção de Corpo Negro

3 ( ) ( )d p E p f p

( )E p pc

2 1( )

(2 ) 1E kTf p

PlanckPlanck

(2 ) 1E kT

d p cp

/p k c

32 3( )

( )kT I x

0 4 8 12 16 20X

3.13Pico kT

8 ( / )

(2 ) 1kT

ClassificaClassificação deção de eeststrelarelass

Diagrama de Diagrama de Hertzsprung-RusselHertzsprung-Russel

Ejnar Hertzsprung (8.X.1873 - 21.X.1967).

Henry Norris Russell (25.X.1877 - 19.II.1957).

NASCIMENTO DE ESTRELAS

Colar de Estrelas em Formação Contornando o Núcleo de uma Galáxia - Foto do Telescópio Hubble

Da Matéria InterstelarDa Matéria Interstelar aa EstrelaEstrela

Frio, escuro e densa nuven interstelar

Grande —10-100 parsecs da extensão (1014 – 1015 km)

Basicamente gas atomico e molecular

Instabildade gravitational no gas – causada por um gatilho externo, o nuvem colapsa.

dE PdV TdS dN

, ,S N V N V S

E E EP T

TermodinTermodinâmicaâmica

.PV Const

Gas IdealGas Ideal1

índice adiabaticaíndice adiabatica

PressPressão ão GravitaGravitaccional ional parapara a mass a massaa M M, raio R, raio R

,GravGrav

Esfera Esfera HomogeneHomogeneaa comcom mass massaa M: M:

1/32 2

3 3 4,

5 5 3Grav

M ME G G

.. 3/43/2 MConstPGrav .. 3/43/2 MConstPGrav

PPgravgrav ( ( =const) =const)

PPgasgas ( (

=const)=const)

MMJeansJeans

A massa limite de A massa limite de JeansJeans

Energia gravitacional transformada Energia gravitacional transformada em calor no colapso adiabático, em calor no colapso adiabático,

aumentando a temperatura do gásaumentando a temperatura do gás

Teorema virial Teorema virial

∆∆EEgrav grav / 2 = ∆ E/ 2 = ∆ Eint-gasint-gas

Formação de Estrelas no meio interstelarFormação de Estrelas no meio interstelar

~10 000 pc~10 000 pc

Meio InterstelarMeio Interstelar

Caroço densoCaroço denso

galaxiagalaxia

~10 pc~10 pc

~1~1//10 pc10 pc

Objetos Objetos Estrelares Estrelares jovens e fluxojovens e fluxo

estrelasestrelas

CaminhoCaminho para a sequencia para a sequencia principalprincipal

CaminhosCaminhos para a sequencia para a sequencia principalprincipal

A diversidade de nuclídios A diversidade de nuclídios Qual a origem ??? Qual a origem ???

Evolução Stelare

Nucleossíntese

Processos explosivos e aformação de elementos

pesados

Cinza do A+BCinza do A+B

EE( Cinza A+B)( Cinza A+B)

Energia disponívelEnergia disponívelE=EE=EA A + E+ EBB –E –ECinzaCinza

Relação de EinsteinRelação de Einstein

E=McE=Mc22

E=(Massa Inicial – Massa Final)cE=(Massa Inicial – Massa Final)c22

Se Q>0, Reações exotermicasSe Q>0, Reações exotermicas

p p d e 2 2 22 1.442p d e

M c M c M c MeV

Valor QValor QA + B A + B C + DC + D

2A B C DQ M M M M c

Teoria de reações seus mecanismos e modelos o papel dos modelos nucleares

Seção de choque

Taxa de reação

Julho 2012 Escola do- CBPF

A cadeia pp I

³He + 4He → 7Be + γ

7Be + e− → 7Li + νe

7Li + ¹H → 4He + 4He

A cadeia pp II

³He + 4He → 7Be + γ

7Be + ¹H → 8B + γ

8B → 8Be + e+ + νe

8Be ↔ 4He + 4He

A cadeia pp III

12C + ¹H → 13N + γ +1,95 MeV13N → 13C + e+ + νe +1,37 MeV13C + ¹H → 14N + γ +7,54 MeV14N + ¹H → 15O + γ +7,35 MeV15O → 15N + e+ + νe +1,86 MeV15N + ¹H → 12C + 4He +4,96 MeV

As reações principais do ciclo

O problema dos neutrinos solares

Rev. Bras. Ensino Fís. v.27 n.4 São Paulo out./dez. 2005

QUEIMA DO HÉLIOQUEIMA DO HÉLIO

AstroPhysics L2 2003 14

Processo-e e Processo-e e formação do formação do

grupo do Ferrogrupo do Ferro

Estrelas massivas no final de seu Estrelas massivas no final de seu ciclo evolutivociclo evolutivo

Colapso do Núcleo de FerroColapso do Núcleo de Ferro

1.4 Mo1.4 Mo Diâmetro:1000 km Diâmetro:1000 km Temperatura: 6 x 10Temperatura: 6 x 1099 K K Densidade: 6 x 10Densidade: 6 x 1099 g/cm g/cm33

Colapso Do Núcleo De FerroColapso Do Núcleo De Ferro

Grande produção de raios-gama (gama Burst) Grande produção de raios-gama (gama Burst) e de neutrinose de neutrinos

= 13 He4 + 4n

p + e = n +

Processo UrcaProcesso Urca

Os neutrinos formados “transportam” a energia Os neutrinos formados “transportam” a energia rapidamente para fora das camadas da estrela. rapidamente para fora das camadas da estrela. (Gamov e Schönberg )(Gamov e Schönberg )

(Z,A) + e => (Z-1,A) + (Z,A) + e => (Z-1,A) + ee

(Z-1,A) => (Z,A) + e + (Z-1,A) => (Z,A) + e + ee

Gamov comparou essa perda rápida ao dinheiro Gamov comparou essa perda rápida ao dinheiro perdido rapidamente no cassino da Urca no Rio perdido rapidamente no cassino da Urca no Rio de Janeiro.de Janeiro.

O pulsar remanescenteO pulsar remanescente

Before After

SN1987-a

Supernova 1998S inSupernova 1998S inNGC 3877NGC 3877

Nebulosa de Caranguejo e Nebulosa de Caranguejo e seu Pulsarseu Pulsar

Rampp & Janka, Rampp & Janka, ApJ 539 (2000) L33ApJ 539 (2000) L33

Hidrodinamica em 1- DHidrodinamica em 1- D

Mezzacappa et al., PRL 86 (2001) 1935Mezzacappa et al., PRL 86 (2001) 1935

Simulação esfericamente simetrica, Newtoniana and com Simulação esfericamente simetrica, Newtoniana and com tratamento da Relatividade Geral, com os mais avançadas tratamento da Relatividade Geral, com os mais avançadas abordagens transporte de neutrinos, a explosão falhou !!!abordagens transporte de neutrinos, a explosão falhou !!!

Principais ingredientes para calculos de Principais ingredientes para calculos de

Supernova Type IISupernova Type II • Equação de estado

• Calculo Hidrodinâmico incluindo o “bounce” do caroço e efeitos da onda de choque

• Problemas: A onda de choque amortece devido a perda de energia por fotodissociação de nucleos

• Transport de neutrinos

1600 kmProto Neutron Star

Shock Wave at 1400 km

2-D Simulation : Convection2-D Simulation : Convection

Uma hidrodinâmica esquemática Uma hidrodinâmica esquemática

Campo vel. Camada 1Campo vel. Camada 1

Campo vel. Camada 2Campo vel. Camada 2

Conteúdo cinético e campo de velocidade nasConteúdo cinético e campo de velocidade nasCAMADAS HOMOGENIAS CAMADAS HOMOGENIAS

Energia cinética totalEnergia cinética total

Energia GravitacionalEnergia Gravitacional

Energia Interna do meio estelarEnergia Interna do meio estelar

A EQUAÇÃO DE MOVIMENTOA EQUAÇÃO DE MOVIMENTO

Força dep. VelocidadesForça dep. Velocidades Força gravitacionalForça gravitacional Força de PressãoForça de Pressão

Resolvendo .... EXPLODE !!!Resolvendo .... EXPLODE !!!

Dependendo da massa, e também da Dependendo da massa, e também da Eq.Equação de Estado... Pode NÃO EXPLODIR Eq.Equação de Estado... Pode NÃO EXPLODIR

AstroPhysics L2 2003 3

Nucleossíntese

explosiva

A questão da nucleossíntese explosiva em Supernova

Processos De Captura De NêutronsProcessos De Captura De Nêutrons

Processo S: Responsável pela formação Processo S: Responsável pela formação de núcleos estáveis com massa até 210.de núcleos estáveis com massa até 210.

Processo R: Responsável pelo aumento Processo R: Responsável pelo aumento de mais isótopos ricos de nêutrons. de mais isótopos ricos de nêutrons.

Papel das Supernovas para Formação de Papel das Supernovas para Formação de Elementos Pesado – O Processo-rElementos Pesado – O Processo-r

Percursos do Processo-r

Os núcleos com números mágicos ( N=50, 82, 126) são particularmente abundante

(Z,N) + n (Z, N+1)(Z,N+1) + n (Z, N+2)

Porém este processo não vai continuar indefinidamente. Quando um núcleo ficar muito rico em nêutrons começa a reemiti-los, através da foto-emissão de nêutrons:

(Z,N) + (Z, N-1) + n

(Z, N-1) + n ( Z,N) + (Z, N) + n (Z,N+1) + (Z, N+1) + n (Z,N+2) +

Pode se estabelecer uma cadeia de isótopos em equilíbrio entre os dois processos de captura e foto-emissão

Equações de síntese no processo-r

Em equílibrio γn nγ

O “freeze out” do processo-r

Abundancias geradas no Freeze out e processos que acompanham o decaimento-beta

-Fissão-Emissão de neutrons retardados

Dinâmica do processo-r com ventos de neutrinos

Absorção ν + (Z,A)-Dificuldades no tratamento individual : mais de 2000 núcleos envolvidos – inviável o calculo de estrutura via teorias microscópicas - RPA

Testando o calculo para o decaimento-β

Testando o calculo com GT para a captura eletrônica

Previsões para absorção de neutrinos

E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler, F. Hoyle, Synthesis of the Elements in Stars, Rev. Mod. Phys. 29 (1957) 547

D. D. Clayton, “Stellar evolution and Nucleosynthesis", McGraw-Hill, 1968; Universidad de Chicago, 1983.

Comparando tamanhosComparando tamanhos

Terra Anã Branca Estrela de neutron

Anãs Explosivas: Reações Pycnonucleares

S. Chandrasekhar (1910-95)

Limite de Limite de Chandrasekhar Chandrasekhar

Maxima mass de anãs Maxima mass de anãs

1.4 massa solar 1.4 massa solar

Acima disso, mesmo a pressão de Acima disso, mesmo a pressão de eletrons degenerados não eletrons degenerados não consegue balancear a ação consegue balancear a ação gravitacionalgravitacional

Gravitational Pressure for a star of mass MGravitational Pressure for a star of mass M

,GravGrav

Homogeneous sphere of mass M:Homogeneous sphere of mass M:

1/32 2

3 3 4,

5 5 3Grav

M ME G G

.. 3/43/2 MConstPGrav .. 3/43/2 MConstPGrav

4/3GravP

Pressão

Gas de eletrons não relativistico degenerado

Gas de eletrons relativistico degenerado

Força Nuclear

PPgravgrav(M(M<<))

Equilibrium (anã branca)

PPgravgrav(M(M>>))

Estrela de Neutron

.PV Const

Julho 2012 Escola do - CBPF

Gravitacional Implosion Supernovas

Quark stars ?

Nuclear Equation of State

F. Weber

Varios modelos de Interior da “Neutron Stars” ：

Strange Stars?

Strange/Quark starsStrange/Quark starsStrange/Quark starsStrange/Quark stars

Programa mundial de colisões Programa mundial de colisões UltrarelativisticasUltrarelativisticas

4-101.5-4.0< 1QGP (fm/c)

15-403.52.5 (GeV/fm3)

7000-1400020017s1/2(GeV)

LHCRHICSPSColisões Centrais

A Transição de fase A Transição de fase hadron-quarkhadron-quark

The canonical diagram to hadronic and quark matter statesThe canonical diagram to hadronic and quark matter states

Cálculos de QCD na rede indicam a ocorrência da transição

Indícios de possível formação matéria quark estranha em aceleradores

Diferentes regimes da matéria em Diferentes regimes da matéria em Estrelas Neutron Estrelas Neutron

Fase HadrônicaFase Hadrônica Bários + mesons + elétrons + múonsBários + mesons + elétrons + múons

Fase subnuclearFase subnuclear

Gás de Núcleos + gás de elétronsGás de Núcleos + gás de elétrons

Cristal Nuclear + gás de elétronsCristal Nuclear + gás de elétrons

Cristal nuclear + gás de nêutrons + gás de elétronsCristal nuclear + gás de nêutrons + gás de elétrons

Fase Quark-Gluon-Plasma (QGP)Fase Quark-Gluon-Plasma (QGP)

Fase subnuclear cristalina +Fase subnuclear cristalina +eletrons eletrons

1011 g/cm3 ≥ ρ ≥ 107-8 g/cm33

Equação de Baym, Pethick and Sutherland(BBS) Astrophys. J. (1971)Astrophys. J. (1971)

Fase subnuclear cristalina com neutrons livres Fase subnuclear cristalina com neutrons livres

1011 g/cm3 ≥ ρ ≥ 108 g/cm3

Equação de Baym, Bethe and Pethick (BBP)

Quantum Hadrodinamica – Walecka (1974)+ leptons presentes no meio (eletrons, muons)+ setor mesonico (σ ; ω ; ρ ; π ; κ ...)

Fase Hadronica ρ > ρ0

•Incluir todo o octeto bariônico with spin 1/2 Incluir todo o octeto bariônico with spin 1/2

Fase HadronicaFase Hadronica

•Incluir o setor leptônico compatível com os Incluir o setor leptônico compatível com os processos de interação fraca envolvendo bariosprocessos de interação fraca envolvendo barios

•Incluir neutralidade de carga elétrica e Incluir neutralidade de carga elétrica e e equílibrio beta como vínculos para os e equílibrio beta como vínculos para os potenciais químicos barionicos e leptonicospotenciais químicos barionicos e leptonicos

Neutralidade de carga eletrica

Eq. de movimento dos Campos – Walecka Eq. de movimento dos Campos – Walecka

Aproximação de campo médio relativístico

-Equação Dirac p/Barions acoplada as equações p/mesons

-Equações de Dirac p/leptons livres

Densidade escalar barionica e a massa efetiva dos barions

Densidade leptonica

Equação de estado da fase hadronica na aproximaçã de campo medio mesonico

Núcleos + eNúcleos + e

Núcleos + n + eNúcleos + n + e

Hadrons/leptonsHadrons/leptons

QGPQGPUma equação de estado abrangente

Imagem da trasição Hadron-plamas

Quarks na composição de hadrons no modelo padrão

Fase Fase dede plasma de QCD plasma de QCD

• O Modelo de Sacola do MIT (1974)

• Modelos tipo Nambu Jona-Lasinio (NJL)

• O Modelo de Massa Efetiva Dinâmica (MMEF) : modelo intermediário entre os modelos Bag MIT e NJL. Permite descrição do confinamento dos quarks e o regime de liberdade assintótica.

ρ > ~3ρ0

Modelo de Bag do MIT

ComposiçãoComposição

Diagramas Massa x Raio

Mass-Radius diagram of the model with Exo 0747-676 results

Crust details

Quark-star structure and crust depth

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